Kosmiczne tło w podczerwieni - Cosmic infrared background

Część serii na
Kosmologia fizyczna
Obraz pełnego nieba pochodzący z danych WMAP z dziewięciu lat

Kosmiczne tło podczerwone to promieniowanie podczerwone wywołane przez gwiezdny pył .

Historia

Uznanie kosmologicznego znaczenia ciemności nocnego nieba ( paradoks Olbersa ) i pierwsze spekulacje na temat pozagalaktycznego światła tła sięgają pierwszej połowy XIX wieku. Pomimo jego znaczenia, pierwsze próby wyliczenia wartości wizualnego tła związanego z galaktykami w tamtym czasie na podstawie zintegrowanego światła gwiazd tych układów gwiazd podjęto dopiero w latach 50. i 60. Już w latach sześćdziesiątych brano pod uwagę pochłanianie światła gwiazd przez pył, ale bez rozważenia ponownej emisji tej pochłoniętej energii w podczerwieni . W tym czasie Jim Peebles wskazał, że we Wszechświecie stworzonym przez Wielki Wybuch musiało istnieć kosmiczne tło w podczerwieni (CIB) - inne niż kosmiczne tło mikrofalowe - które może odpowiadać za powstawanie i ewolucję gwiazd i galaktyk.

Aby wytworzyć dzisiejszą metaliczność , wczesne galaktyki musiały być znacznie potężniejsze niż obecnie. We wczesnych modelach CIB zaniedbywano absorpcję światła gwiazd, dlatego w tych modelach CIB osiągał szczyt w zakresie 1–10 μm długości fali. Te wczesne modele pokazały już poprawnie, że CIB był najprawdopodobniej słabszy niż jego pierwszy plan, więc bardzo trudno było go obserwować. Później odkrycie i obserwacje galaktyk podczerwonych o dużej jasności w pobliżu Drogi Mlecznej pokazały, że szczyt CIB najprawdopodobniej występuje na falach dłuższych (około 50 μm), a jego pełna moc może wynosić ~ 1--10% mocy CMB .

Jak podkreślił Martin Harwit , CIB jest bardzo ważne dla zrozumienia niektórych specjalnych obiektów astronomicznych, takich jak kwazary lub ultraluminium galaktyk podczerwonych , które są bardzo jasne w podczerwieni. Wskazał również, że CIB powoduje znaczne tłumienie bardzo wysokoenergetycznych elektronów, protonów i promieni gamma promieniowania kosmicznego poprzez odwrotne rozpraszanie Comptona , fotopion i produkcję par elektron-pozyton.

We wczesnych latach osiemdziesiątych dostępne były tylko górne wartości graniczne CIB. Prawdziwe obserwacje CIB rozpoczęły się po epoce satelitów astronomicznych pracujących w podczerwieni, zapoczątkowanej przez satelitę astronomii w podczerwieni (IRAS), a następnie przez Cosmic Background Explorer (COBE), Infrared Space Observatory (ISO) i Spitzer Kosmiczny Teleskop . Eksplorację CIB kontynuowało Herschel Space Observatory , wystrzelone w 2009 roku.

Badania rozległe Spitzera wykryły anizotropie w CIB.

Podsumowanie historii badań CIB można znaleźć w artykułach przeglądowych MG Hausera i E. Dweka (2001) oraz A. Kashlinsky'ego (2005).

Pochodzenie kosmicznego tła w podczerwieni

Jednym z najważniejszych pytań dotyczących CIB jest źródło jego energii. We wczesnych modelach CIB było budowane z przesuniętych ku czerwieni widm galaktyk znalezionych w naszym kosmicznym sąsiedztwie. Jednak te proste modele nie były w stanie odtworzyć obserwowanych cech CIB. W materiale barionowym Wszechświata istnieją dwa źródła dużych ilości energii: fuzja jądrowa i grawitacja.

Fuzja jądrowa zachodzi wewnątrz gwiazd i naprawdę możemy zobaczyć, jak to światło zostało przesunięte ku czerwieni: jest to główne źródło kosmicznego ultrafioletowego i wizualnego tła . Jednak znaczna ilość tego światła gwiazd nie jest obserwowana bezpośrednio. Pył w macierzystych galaktykach może go pochłonąć i ponownie wyemitować w podczerwieni, przyczyniając się do CIB. Chociaż większość dzisiejszych galaktyk zawiera niewiele pyłu (np. Galaktyki eliptyczne są praktycznie bezpyłowe), nawet w naszym sąsiedztwie istnieją specjalne układy gwiezdne, które są niezwykle jasne w podczerwieni i jednocześnie słabe (często prawie niewidoczne) w optyce. Te ultraluminium galaktyki w podczerwieni (ULIRG) są właśnie w bardzo aktywnym okresie formowania się gwiazd : zderzają się lub łączą z inną galaktyką. W optyce jest to ukryte przez ogromną ilość pyłu, a galaktyka jest jasna w podczerwieni z tego samego powodu. Zderzenia i fuzje galaktyk były częstsze w kosmicznej przeszłości: globalne tempo tworzenia się gwiazd we Wszechświecie osiągnęło szczyt w okolicach przesunięcia ku czerwieni z  = 1 ... 2 i było 10 do 50 razy większe od dzisiejszej średniej. Te galaktyki w  zakresie przesunięcia ku czerwieni z = 1 ... 2 dają od 50 do 70 procent pełnej jasności CIB.

Innym ważnym składnikiem CIB jest emisja podczerwieni przez kwazary . W tych układach większość grawitacyjnej energii potencjalnej materii wpadającej do centralnej czarnej dziury jest zamieniana na promienie rentgenowskie , które uciekłyby, gdyby nie zostały pochłonięte przez torus pyłu dysku akrecyjnego . To pochłonięte światło jest ponownie emitowane w podczerwieni i daje łącznie około 20–30% pełnej mocy CIB; jednak przy pewnych określonych długościach fal jest to dominujące źródło energii CIB.

Wykazano, że dotychczas nierozpoznana populacja gwiazd międzygalaktycznych wyjaśnia CIB, a także inne elementy rozproszonego pozagalaktycznego promieniowania tła . Gdyby gwiazdy międzygalaktyczne odpowiadały za całą anizotropię tła, wymagałoby to bardzo dużej populacji, ale obserwacje nie wykluczają tego, a w rzeczywistości mogłoby to również wyjaśnić sporą część problemu ciemnej materii .

Na pierwszym planie

Najważniejszymi składowymi CIB na pierwszym planie są:

Te komponenty muszą być oddzielone, aby zapewnić wyraźne wykrywanie CIB.

Obserwacja kosmicznego tła w podczerwieni

Wykrycie CIB jest bardzo trudne zarówno pod względem obserwacyjnym, jak i astrofizycznym. Ma bardzo kilka cech, które można wykorzystać do oddzielenia go od pierwszego planu. Jedną z głównych kwestii jest to, że CIB musi być izotropowy, tj. Trzeba mierzyć tę samą wartość CIB na całym niebie. Brakuje mu również podejrzanych cech widmowych, ponieważ ostateczny kształt jego widma jest sumą widm źródeł w linii wzroku przy różnych przesunięciach ku czerwieni.

Bezpośrednie wykrywanie

Pomiary bezpośrednie są proste, ale bardzo trudne. Wystarczy zmierzyć całkowitą moc wejściową i określić udział każdej składowej tła nieba . Pomiar należy powtórzyć w wielu kierunkach, aby określić udział pierwszego planu. Po usunięciu wszystkich innych składników pozostała moc - jeśli ma tę samą stałą wartość w dowolnym kierunku - to CIB przy tej określonej długości fali. W praktyce potrzebny jest przyrząd, który jest w stanie wykonać fotometrię absolutną , tj. Ma jakiś mechanizm całkowicie blokujący wpadające światło w celu dokładnego określenia poziomu zerowego ( zimna przesłona ). Ponieważ części instrumentu, w tym przesłona, mają niezerowe temperatury i emitują podczerwień, jest to bardzo trudne zadanie.

Pierwsze i wciąż najbardziej rozbudowane bezpośrednie pomiary CIB zostały wykonane przez instrument DIRBE satelity COBE . Po usunięciu precyzyjnie określonego wkładu emisji zodiakalnej (opartej na zmierzonej rocznej zmienności) pozostała moc przy dłuższych falach podczerwieni zawierała w zasadzie dwie składowe: CIB i galaktyczną emisję cirrus. Jasność powierzchni w podczerwieni galaktycznych cirrusów musi korelować z gęstością neutralnego wodoru w kolumnie, ponieważ pochodzą one z tej samej struktury o małej gęstości. Po usunięciu części skorelowanej z HI, pozostałą jasność powierzchni zidentyfikowano jako kosmiczne tło w podczerwieni przy 60, 100, 140 i 240 μm. Przy krótszych falach nie można było poprawnie określić poziomu CIB.

Później pomiary krótkofalowe DIRBE przy 2,2 i 3,5 μ zostały połączone z danymi zliczania źródła Two Micron Sky Survey ( 2MASS ), co doprowadziło do wykrycia CIB na tych dwóch długościach fal.

Badania fluktuacji

Ponieważ CIB jest skumulowanym światłem pojedynczych źródeł, w polu widzenia obserwatora zawsze występuje nieco inna liczba źródeł w różnych kierunkach. Powoduje to odchylenie (fluktuację) w całkowitej ilości obserwowanego strumienia napływającego między różnymi liniami celowników. Te fluktuacje są tradycyjnie opisywane przez dwuwymiarową funkcję autokorelacji lub przez odpowiednie widmo mocy Fouriera . Wykrywanie fluktuacji jest łatwiejsze niż bezpośrednie pomiary CIB, ponieważ nie ma potrzeby wyznaczania bezwzględnego fotometrycznego punktu zerowego - fluktuacje można wyprowadzić z pomiarów różnicowych. Z drugiej strony, wahania nie dostarczają natychmiastowych informacji o jasności CIB. Zmierzone amplitudy fluktuacji należy albo skonfrontować z modelem CIB, który przewiduje stosunek fluktuacji / poziomu bezwzględnego, albo porównać je ze zintegrowanymi różnicowymi poziomami światła liczników źródeł przy tej samej długości fali.

Widmo mocy CIB jest zwykle przedstawiane na wykresie częstotliwości przestrzennej [arcmin −1 ] w funkcji mocy fluktuacji [Jy 2 sr −1 ]. Jest zanieczyszczony obecnością widma mocy składowych pierwszego planu, tak że całkowite widmo mocy wynosi:

P (f) = Φ (f) x [P CIB (f) + P cirr (f) + P ze (f) + P n (f)]

gdzie P (f), P CIB (f), P cirr , P ze (f) i P n (f) są odpowiednio składowymi widma mocy ogółem, CIB, galaktycznym cirrusem , emisją zodiakalną i szumem (szum instrumentu), oraz Φ jest widmem mocy funkcji rozproszenia punktu teleskopu .

Dla większości zodiakalnych emisji w podczerwieni fluktuacje są pomijalne w „oknach kosmicznych”, z dala od płaszczyzny ekliptyki .

W dalekiej podczerwieni widmo mocy CIB można skutecznie wykorzystać do oddzielenia go od najsilniejszego pierwszego planu, galaktycznej emisji pierzastej. Emisja cirrus ma charakterystyczne widmo mocy prawa mocy ( fraktalnej struktury przestrzennej) P (f) = P 0 (f / f 0 ) α , gdzie P jest mocą fluktuacji przy częstotliwości przestrzennej f , P 0 jest mocą fluktuacji przy referencyjnej częstotliwości przestrzennej f 0 , a α jest indeksem widmowym. Stwierdzono, że α wynosi α≈-3, co jest znacznie bardziej strome niż widmo mocy CIB przy niskich częstotliwościach przestrzennych. Składnik cirrus można zidentyfikować w widmie mocy przy niskich częstotliwościach przestrzennych, a następnie usunąć z całego zakresu częstotliwości przestrzennych. Pozostałe widmo mocy - po starannej korekcji efektów instrumentalnych - powinno pochodzić z CIB.

Badania autokorelacji i widma mocy wykazały amplitudy fluktuacji CIB przy 1,25, 2,2, 3,5, 12–100 μm w oparciu o pomiary COBE / DIRBE, a później przy 90 i 170 μm, na podstawie obserwacji instrumentu ISOPHOT z Infrared Space Observatory . Niedawno za pomocą tej metody zidentyfikowano również skupiska galaktyk w widmie mocy przy 160 μm.

Źródło się liczy

Liczby źródeł dają najbardziej obszerny obraz źródeł tworzących CIB. W przypadku zliczania źródeł próbuje się wykryć jak najwięcej źródeł punktowych / zwartych w określonym polu widzenia: zwykle odbywa się to przy wielu długościach fal i często jest uzupełniane innymi danymi, np. Fotometrią przy długościach fal wizualnych lub poniżej milimetra. W ten sposób uzyskuje się również informacje o szerokopasmowych charakterystykach widmowych wykrytych źródeł. Wykryte źródła punktowe należy odróżnić od innych źródeł zanieczyszczeń, np. Pomniejszych ciał w Układzie Słonecznym, gwiazd galaktycznych i węzłów pierzastych (lokalne zwiększenie gęstości w galaktycznej emisji pierzastej).

Liczenie źródeł było ważnymi zadaniami dla ostatnich misji w podczerwieni, takich jak 2MASS lub Infrared Space Observatory (ISO), i nadal jest jednym z najważniejszych pytań dotyczących obecnych i przyszłych instrumentów kosmicznych na podczerwień ( Spitzer Space Telescope i Herschel Space Observatory ). Podczas gdy ISO było w stanie rozdzielić około 3–10% całkowitego światła CIB na poszczególne źródła (w zależności od długości fali), pomiary Spitzera wykryły już ~ 30% CIB jako źródła i oczekuje się, że stosunek ten wyniesie ~ 90% na niektórych długościach fal z Obserwatorium Kosmicznego Herschela .

Wyniki liczenia źródeł potwierdzają modele galaktyk „szybkiej ewolucji”. W tych modelach galaktyki wyglądają obecnie znacząco inaczej niż w momencie z = 1 ... 2, kiedy przechodzili przez intensywną fazę formowania się gwiazd. Wyniki liczenia źródeł wykluczają scenariusze „stanu ustalonego”, w których galaktyki z = 1 ... 2 wyglądają podobnie do tych, które widzimy dzisiaj w naszym kosmicznym sąsiedztwie.

Zobacz też

Bibliografia

Linki zewnętrzne