スニヤエフ・ゼルドビッチ・アレイ

観測的宇宙論におけるここ数年で最も重要な進展の一つは、宇宙の膨張を加速しているエネルギーをCMBの観測と超新星の研究を通して検出したことである。暗黒物質 (dark matter)とのアナロジーでダークエネルギーと名づけられたものは（もっともこの名称は、この意味よりは、むしろ、われわれがこれについて無知であるということを表している）、宇宙エネルギー勘定の支配的な構成要素であり、宇宙の総エネルギーのおおよそ70%を占めると考えられている。

ダークエネルギーを直接観測することができないにもかかわらず、われわれは、それが宇宙の構造形成に与える影響から、その基本的な性質を予測することができる。ちょうど生態学者が、動物の個体数の時間的な変化から、食糧供給について知ることができるのと同じように、物理学者たちは、宇宙の住民（この場合は銀河団）の個体数の統計を研究することにより、ダークエネルギーについて知ることができる。

他の全ての個体数調査と同様、適切な対象のグループを見つけ、（その要素の）選択方法が招く可能性のある、選択に起因するバイアスの量を適切に評価しなければならない。

SZAという名前は、それが銀河団を検出する方法（スニヤエフ・ゼルドビッチ効果 (SZE) として知られる、CMB光子が、銀河団の中央部にあるイオン化された高温ガスの中を通過する際に受ける散乱現象）にちなんでいる。簡単に言えば、CMBをバックライトとして、銀河団がそれに対して投げかける影から、その姿を見ることができるのである。

銀河団は、銀河団自身の光ではなく、CMBが供給する一様な照明との相互作用によるSZEを通じて検出されるので、検出は銀河団の赤方偏移とは無関係になる； つまり、SZAで観測可能な程度には十分重い銀河団はすべて、それがいかなる遠方にあっても検出できるということである。これはSZAは（そして実際、SZEを銀河団の検出に用いるいかなる実験も）、検出しきい値以上の全ての銀河団（銀河団が形成された時刻にまで遡って全て）が検出可能であることを意味する。

実験は、単純に、選択された宇宙の一領域の信号を、深く（長時間にわたり）積分するという方法から成っており、2005年の秋から本格的に始動している。原理的には、最小検出質量は、有効な積分時間とサーベイされた宇宙の広さの単純な関数となるはずである（積分時間が長くなれば感度は向上し、観測範囲が広くなればターゲットごとの積分時間は短くなって感度は低下する）。しかし実際には、サーベイの質量しきい値は、個々の銀河団内部のガスの分布状態と運動状態の細部の影響も受ける。最初のサーベイは 30 GHzで始められたが、これらの2次的効果は多数の波長で調査され、最初はSZA自身で、その後はCARMA (SZAもこれに統合されることになる) により、高解像度の追跡調査が行なわれる予定である。フルセットの干渉計は、2005年2月に設置された。その後、試験観測、春と夏に行なわれたターゲットを絞った科学観測を経て、SZAは2005年秋から、約12°四方のブランク・フィールド（近くの天体が見えていない星野の暗い部分）サーベイを行なっている。