NIKA2: Una Nueva Era para la Cosmología de Cúmulos

Título: High angular resolution SZ observations with NIKA and NIKA2
Autores: B.Comis et al.
Institución del primer autor: Laboratoire de Physique Subatomic et de Cosmologie, Université Grenoble Alpes, CNRS/IN2P3, 53, avenue des Martyrs, Grenoble, France
Astrobite original: NIKA2: a new era for cluster cosmology

Instalada en el telescopio IRAM de 30m en Pico Veleta, España, la ansiosamenta anticipada cámara New-IRAM-KIDs-array 2 (NIKA2) ha llegado al final de su fase de comisión y está casi lista para estar a disposición de la comunidad científica. En esta entrada, exploraremos las capacidades de esta cámara y de su predecesora, NIKA, para estudiar el campo de la cosmología, específicamente el efecto Sunyaev-Zel’dovich (efecto SZ).

El efecto Sunyaev-Zeldovich

Siendo los más grandes sistemas gravitacionalmente ligados en el Universo, los cúmulos de galaxias resultan ser fantásticos laboratorios para probar restricciones cosmológicas. Los cúmulos de galaxias son aglomeraciones de entre cientos y miles de galaxias,  y a través del estudio de su distribución como función del redshift (o corrimiento al rojo) y la masa, es posible calcular parámetros cosmológicos para restringir modelos. En orden de obtener valores confiables, debemos de ser capaces de medir con precisión la masa de los cúmulos. Un método típico para lograr eso involucra inferir la localización de la materia oscura usando la distribución de la materia ordinaria, la cual en los cúmulos existe en forma de gas caliente ionizado emitiendo en rayos X. Este gas caliente ionizado también tiene un peculiar efecto sobre los fotones más viejos del Universo, este es el efecto SZ.

Figura 1: Fluctuación de temperaturas del Fondo Cósmico de Microondas tomado por el Satélite Planck. Créditos: ESA y Colaboración Planck.

Las fluctuaciones de temperatura en el Fondo Cósmico de Microondas (CMB por sus siglas en inglés) son causadas por una gama de distintos procesos físicos, los cuales incluyen el efecto SZ, el cual provee de una contribución dominante sobre estas fluctuaciones a pequeñas escalas angulares (donde θ << 1°). Los fotones CMB pueden ganar energía si ellos interactúan con una nube de electrones muy calientes asociados con un cúmulo de galaxias y esta ganacia de energía está asociada con la masa total del cúmulo. Un hecho divertido acerca del efecto SZ es que no es afectado por la dilatación asociada con el redshift, haciendo este método particularmente bueno para detectar cúmulos a altos redshifts. Este dato se vuelve más interesante cuando pensamos que a esos redshifts es donde los parámetros de los cúmulos son más sensibles a los modelos cosmológicos.

Instrumentos avanzados como Planck y el Atacama Cosmology Telescopes han resultado en el descubrimiento de miles de cúmulos SZ (como se conoce a los cúmulos que presentan señal SZ). Como sea, todavía existe un desacuerdo entre las restricciones cosmológicas calculadas usando cúmulos SZ y las calculadas directamente de las fluctuaciones en el CMB. Por lo tanto, para resolver estas discrepancias, necesitamos mejorar la precisión en la determinación de la masa total de cada cúmulo. Esta meta requiere una alta resolución angular, mucho más alta que la alcanzadas con los instrumentos mencionados. Aquí es donde entra en esta historia NIKA.

NIKA

NIKA es una camara de 356 pixeles en dos frecuencias, centradas alrededor de 150 y 260 GHz. Cada pixel contiene un Detector de Inductacia Cinética (KID por sus siglas en inglés), el cual es fundamentalmente un detector de fotones con una frecuencia resonante, donde un fotón incidente causará un pequeño cambio en la frecuencia resonante proporcional a su energía. KIDs son instrumentos simples de fabricar y fáciles de combinar, permitiendo usar muchos pixeles para combinar la resolución de las imágenes.

Figura 2: Mapas de NIKA de CL J1226.9+3332 a 260 GHz (izquierda) y 150 GHz después de la sustracción de las fuentes puntuales (derecha). Los contornos son múltiplos de 3 σ. Los círculos blancos en las esquinas inferiores izquierdas representan el FWHM del beam nativo (12.0 y 18.2 arcosegundos). La cruz blanca en el mapa de 260 GHz indica la posición del centroide de rayos X del cúmulo (Figura 2 del artículo técnico).

Localizado a un redshift de 0.89, CL J1226.9+3332 es cúmulo masivo caliente usado en el artículo técnico para mostrar las capacidades de NIKA para realizar un estudio piloto de SZ. Un total de 7.8 horas fue requerido para producir la primeras imágenes resueltas a 150 y 260 GHz. La ventaja de observar sobre estas dos frecuencias es clara, ya que ellas permiten resolver la fuente puntual que reside en el mismo campo que el centroide de rayos X del cúmulo a 260 GHz (figura 2, panel izquierdo). Esta fuente puede ser caracterizada y sustraida de la señal de 150 GHz, permitiendo rescatar la morfología SZ de la cual puede ser extraída la masa del cúmulo.

Después de una serie de exitosas pruebas con NIKA, es tiempo de aumentar el número de pixeles de 360 a mil de ellos. Este es el objetivo de NIKA2, la cual no solo mejorará la resolución de las medidas SZ, sino que también será capaz de medir la polarización lineal de la luz en la banda de 260 GHz. Este proyecto pretende asegurar 300 horas de tiempo telescopio para desarrollar un programa de largo plazo una vez que NIKA2 esté completamente en operación para finales de este año (2017). El objetivo es obtener una alta resolución para una muestra de cúmulos a diferentes redshifts para estudiar como las propiedades de los cúmulos evolucionan con el tiempos cósmico. Por lo tanto, se desarrollará la suficiente precisión cosmológica usando cúmulos para tener un mejor entendimiento de nuestro Universo.