スニヤエフ・ゼルドビッチ効果（スニヤエフ・ゼルドビッチこうか、、SZ効果 あるいは SZE）は、宇宙空間に存在する高エネルギーの電子が、（通常のコンプトン効果とは逆に、電子のエネルギーが、エネルギーの低い光子に転移する）により、宇宙マイクロ波背景放射 (Cosmic Microwave Background radiation ; CMB) を歪める現象である。観測されたCMBスペクトルの歪みは、宇宙の密度摂動を検出するのに利用されている。スニヤエフ・ゼルドビッチ効果を用いることにより、いくつかの密度の高い銀河団が観測されている。スニヤエフ・ゼルドビッチ効果は、さらに次のように分類できる。ラシード・スニャーエフ(Rashid Sunyaev) と ヤーコフ・ゼルドビッチ(Yakov Zel'dovich) がこの効果の存在を予測し、1969年、1972年、1980年に調査を実施した。スニヤエフ・ゼルドビッチ効果は、主要な宇宙物理学的、宇宙論的関心事となっている。この効果は、ハッブル定数を決定する上で大きな助けとなる。銀河団に起因するSZ効果を、通常の密度摂動に起因するものから区別するために、電磁スペクトル依存性と、CMB変動の空間的依存性の双方が用いられる。CMBデータの、より高い角度分解能（高次の項を含む）での解析においては、スニヤエフ・ゼルドビッチ効果を考慮に入れる必要がある。スニヤエフ・ゼルドビッチ効果自体の研究としては、ボルツマン方程式を用い、CMB光子と電子の2回散乱(2回逆コンプトン散乱)を考慮した熱的効果が計算されている。現在の研究は、この効果が銀河団間のプラズマによって、どのようにして生ずるかというモデリングと、ハッブル定数の評価へのこの効果の利用、背景放射のゆらぎの角度平均統計における異なる成分の分離、といったところに焦点を当てている。この理論における、熱的効果とキネティック効果のデータを得るため、流体力学的な構造形成シミュレーションが研究されているこの効果の振幅の小ささと、観測エラーとの混同、CMB温度ゆらぎなどの要因のため、観測は容易ではない。しかし、スニヤエフ・ゼルドビッチ効果は散乱効果であるので、その強度は赤方偏移に依存しない。これは非常に重要な点であり、この方法によって、高い赤方偏移を受けた銀河団を、低い赤方偏移の場合と同様に、容易に検知できるということを意味する。高い赤方偏移を受けた銀河団の検出を容易にしている、別の要因は角直径・赤方偏移関係である： 統計的に角直径を赤方偏移の関数と見なした場合、赤方偏移 z = 0.3 〜 2 では、角直径の変化は小さい。つまり、この範囲の赤方偏移を持つ銀河団は、視野内で同じようなサイズを持つということである。スニヤエフ・ゼルドビッチ効果によって発見された銀河団を、宇宙論パラメーターの決定に用いる方法はBarbosa らによって示されている (1996)。これは、今後予定されているサーベイ (SPT, ACT, プランク)で得られるであろうダークエネルギーの力学を理解するうえで参考になるであろう。

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