SZ efekt on oma olemuselt pöörd-Comptoni efekt, mille korral CMB footonid hajuvad galaktikaparvedes asuva gaasi vabadelt elektronidelt, kusjuures elektronide energia on palju kõrgem kui taustkiirguse footonitel. Kuuma gaasiga interakteerunud CMB footonid saavad lisaenergiat ning Plancki instrumendid, mis on projekteeritud mõõtma kiirgust kindlatel sagedustel, näevad seda kui intensiivsuse langust madalama ja tõusu kõrgema energiaga kanalitel. Efekti on vaadeldud mitmete varem teadaolevate parvede juures.

Galaktikaparve SZ efekti iseloomulik signaal: alla 217 GHz sagedusega footonite hulk on kahanenud ja üle selle kasvanud (Abelli parv 2319). Pilt: ESA/ LFI & HFI Consortia

Plancki instrumentidel pole siiski piisavat ruumilist lahutust kandidaatobjektide põhjalikumaks uurimiseks ning eriti uute leidude korral, mis asuvad suurtel kaugustel, on selleks vajalikud vaatlused teistes lainealades. Galaktikaparvi on otstarbekas vaadelda röntgenkiirguse abil, sest seda kiirgab suurel hulgal seesama parvesisene kuum gaas. Antud juhul ei leidunud SZ signaalile vastet olemasolevates röntgenallikate kataloogides ning leiu kinnitamiseks tehti järelvaatlused ESA röntgenteleskoobi XMM-Newton abil. XMM-Newtoni vaatlustulemused näitasid, et tegemist on mitte ainult ühe, vaid vähemalt kolme massiivse samasse superparve kuuluva galaktikaparvega. See on esimene kord, kui galaktikate superparv on leitud CMB-st ilma teistel vaatlustel põhinevate eelnevate andmeteta.

Plancki vaadeldud SZ efekt on tekkinud galaktikaparvedes ning võib-olla ka parvedevahelistes filamentaarsetes struktuurides. Taoline informatsioon aitab uurida galaktikatevahelise gaasi jaotust väga suurtes mastaapides, mis on oluline, sest gaas omakorda järgib tumeda aine paiknemist.

Leitud superparv nähtuna Plancki ja XMM-Newtoni poolt. Pilt: ESA/LFI & HFI Consortia (Planck) ja ESA (XMM-Newton)

Allikas: A new supercluster, seen by Planck and XMM-Newton (ESA Science & Technology)

Kolme aasta taguses loos kirjutas Vaatleja WMAP-i esimese aasta epohhiloovatest tulemustest. Praegused andmed pole enam nii uudsed, kinnitades veel täpsemalt eelmisi tulemusi inflatsioonilise universumi mudeli kohta.

Siiski on ka uusi vaatlusi, nimelt mõõtis WMAP ära kogu taeva taustkiirguse polarisatsiooni. Polarisatsioon ehk kiirguslaine eelistatud võnkesuund annab võimaluse teha peenemat vahet, milline inflatsiooniteooria vastab kõige enam vaatlustest nähtavale Universumile. Meenutame, et kosmoloogiline inflatsioon on Universumi ülikiire paisumine väga varases arengujärgus, mille käigus ta muutus geomeetriliselt tasaseks. Piltlikult öeldes toimus Suure Paugu alguses Veel Suurem Pauk, mille käigus Universum kasvas mitukümmend suurusjärku. Edasi toimus rahulikum Hubble’i laienemine, mis tumeda energia mõjul on muutunud kiirenevaks.

Universumi ajajoon. Universumi areng vasakult paremale ajatelge pidi inflatsioonilise stsenaariumi kohaselt. Vasakul on kujutatud Universumi sünd kvantfluktuatsioonist ja kohe järgnenud inflatsiooniline paisumine, reliktkiirguse eraldumine, mida mõõdabki WMAP, siis järgnenud tume ajastu, esimeste tähtede sünd, galaktikate teke ja kiirenev paisumine.Viimane asjaolu ilmneb selles, et ajajooned on väljapoole kõverad (ühtlase paisumise korral oleksid nad sirged) Joonis: NASA/WMAP.

Reliktkiirgus. Pildil on reliktkiirguse polarisatsioon (jooned) ja temperatuuri häiritused (erinevad temperatuurid on eri värvidega) WMAP 3 aasta mõõtmise tulemusel. Foto: NASA/WMAP.

Mõne aasta pärast kavandab ESA (Euroopa Kosmoseagentuur) orbitaaljaama Planck ülessaatmist, mis veelgi täpsemalt mõõdab reliktkiirguse häiritused ja polarisatsiooni. Ka Eesti kavatseb lähiaastail ESA liikmeks astuda. Juba praegu osalevad Eesti astronoomid koostöös Soome kolleegidega ka Planck’i vaatluste ettevalmistamises. Loodame , et selle lennu alguseks on Eesti juba ESA liige.