薩克斯–沃爾夫效應以Rainer K. Sachs和Arthur M. Wolfe]命名，是宇宙微波背景輻射（CMB）的一種特性，因為來自宇宙微波背景輻射的光子會受到重力紅移，導致宇宙微波背景輻射的光譜看起來不均勻。此效應是大於約10平方度的宇宙微波背景波動的主要來源。
非整合薩克斯-沃爾夫效應
非整合的薩克斯–沃爾夫效應是由重力紅移發生在宇宙微波背景#最後散射表面所引起。由於最後散射時物質/能量密度的差異，這種效應在天空中並不穩定。
整合薩克斯-沃爾夫效應
整合薩克斯-沃爾夫效應（ISW）也由重力紅移引起，但它發生在最後散射表面與地球之間，因此不屬於原始的宇宙微波背景。當宇宙的能量密度被非物質主導時，就會發生這種情況。如果宇宙由物質主導，那麼大規模的重力位能井和丘陵不會顯著演化。然而，如果宇宙被輻射]或暗能量主導，這些勢能確實會演化，微妙地改變通過它們的光子的能量。
ISW效應有兩個因素。「早期」ISW發生在（非整合的）薩克斯-沃爾夫效應產生原始宇宙微波背景之後，因為光子在周圍仍有足夠的電磁輻射，通過密度波動影響宇宙膨脹時。雖然它在物理上與晚期ISW相同，但為了觀測目的，通常會將其歸入原始宇宙微波背景，因為導致其的物質波動，實際上是無法被偵測到的。
晚期整合薩克斯–沃爾夫效應
「晚期」ISW效應在宇宙歷史上相當近期才出現，因為暗能量，或稱宇宙學常數，開始主導宇宙的膨脹。可惜的是，這個名稱有點混淆。「晚期ISW」通常隱含指密度微擾中線性/一階的晚期ISW效應。 這個線性部分在僅有物質的平坦宇宙中完全消失，但在擁有暗能量的宇宙中，則主導於高階效應。完整的非線性（線性+高階）晚期ISW效應，特別是在單一空洞和星團的情況下，有時被稱為里斯-西亞馬效應，這是因為Martin Rees和闡明了以下物理圖像。
因暗能量而使宇宙加速膨脹，甚至強大的大型勢阱（超星系團）和丘陵（空洞）也會在光子通過的時間內衰變。光子進入勢阱（超星系團）時會獲得一股能量，當能量離開後，當阱被拉長且變淺後，它會保留部分能量。同理，光子進入超級空洞時必須消耗能量，但離開稍微減少的勢丘後，能量不會全部回收。
晚期ISW的特徵是星系密度（每平方度星系數量）與CMB溫度之間存在非零交叉相關函數，。因為超星系團溫和地加熱光子，而超空洞則溫和地冷卻光子。此相關性已被偵測到中度至高度顯著性。
2008年5月，Granett、Neyrinck與Szapudi證明晚期ISW可被定位於SDSS 明亮紅星系目錄。他們的ISW偵測追蹤超級空洞與超星系團對CMB產生的局部ISW效應。然而，這種局部偵測的振幅有爭議，因為它遠大於預期值，且依賴於分析中的多項假設。
相關條目
- 蘇尼亞耶夫-澤爾多維奇效應
*
參考文獻
外部連結
- Sam LaRoque, [https://web.archive.org/web/20060419095502/http://astro.uchicago.edu/~laroque/ISW.html The Integrated Sachs–Wolfe Effect]. University of Chicago, IL.
- Aguiar, Paulo, and Paulo Crawford, [http://cosmo.fis.fc.ul.pt/~crawford/papers/swf_cqg.pdf Sachs–Wolfe effect in some anisotropic models]. (PDF format)
*
- [http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/Glossary/Essay_sachswolfe.html Sachs–Wolfe effect] Level 5.
- [http://www.ifa.hawaii.edu/cosmowave/supervoids "Dark Energy and the Imprint of Super-Structures on the Microwave Background"], a webpage by Granett, Neyrinck & Szapudi.
评论 (0)