Космический инфракрасный фон - Cosmic infrared background

Часть серии по
Физическая космология
Изображение полного неба, полученное по данным WMAP за девять лет

Космический инфракрасный фон - это инфракрасное излучение, вызванное звездной пылью .

История

Признание космологической важности темноты ночного неба ( парадокс Ольберса ) и первые предположения о внегалактическом фоновом свете относятся к первой половине XIX века. Несмотря на его важность, первые попытки получить значение визуального фона, связанного с галактиками, были сделаны только в 1950-60-х годах, в то время на основе интегрированного звездного света этих звездных систем. В 1960-х годах поглощение звездного света пылью уже учитывалось, но без учета переизлучения этой поглощенной энергии в инфракрасном диапазоне . В то время Джим Пиблз указал, что во Вселенной, созданной Большим Взрывом, должен был существовать космический инфракрасный фон (CIB) - отличный от космического микроволнового фона - который может объяснять образование и эволюцию звезд и галактик.

Чтобы обеспечить сегодняшнюю металличность , ранние галактики должны были быть значительно более мощными, чем сегодня. В ранних моделях CIB не учитывалось поглощение звездного света, поэтому в этих моделях CIB достигала максимума между длинами волн 1–10 мкм. Эти ранние модели уже правильно показали, что CIB, скорее всего, был слабее, чем его передний план, и поэтому его было очень трудно наблюдать. Позже открытие и наблюдения инфракрасных галактик с высокой светимостью в окрестностях Млечного Пути показали, что пик CIB, скорее всего, приходится на более длинные волны (около 50 мкм), а его полная мощность может составлять ~ 1-10% от мощности CMB .

Как подчеркнул Мартин Харвит , CIB очень важен для понимания некоторых особых астрономических объектов, таких как квазары или сверхъестественные инфракрасные галактики , которые очень ярки в инфракрасном диапазоне. Он также указал, что CIB вызывают значительное ослабление очень высоких энергий электронов, протонов и гамма-лучей космического излучения за счет обратного комптоновского рассеяния , образования фотопионов и электрон-позитронных пар.

В начале 1980-х годов для CIB были доступны только верхние пределы. Настоящие наблюдения CIB начались после эры астрономических спутников, работающих в инфракрасном диапазоне, с инфракрасного астрономического спутника (IRAS), за которым последовали Cosmic Background Explorer (COBE), Инфракрасная космическая обсерватория (ISO) и Spitzer. Космический телескоп . Исследование CIB было продолжено космической обсерваторией Гершеля , запущенной в 2009 году.

Исследования Spitzer на обширной территории выявили анизотропию в CIB.

Краткое описание истории исследований CIB можно найти в обзорных статьях М. Г. Хаузера и Э. Двека (2001) и А. Кашлинского (2005).

Происхождение космического инфракрасного фона

Один из самых важных вопросов о CIB - это источник его энергии. В ранних моделях CIB был построен из красных смещения спектров галактик , найденных в наших космических окрестностях. Однако эти простые модели не могли воспроизвести наблюдаемые особенности CIB. В барионном веществе Вселенной есть два источника большого количества энергии: ядерный синтез и гравитация.

Ядерный синтез происходит внутри звезд, и мы действительно можем видеть этот свет в красном смещении: это главный источник космического ультрафиолета и визуального фона . Однако значительная часть этого звездного света напрямую не наблюдается. Пыль в родительских галактиках может поглощать ее и повторно излучать в инфракрасном диапазоне, внося свой вклад в CIB. Хотя большинство современных галактик содержат мало пыли (например, эллиптические галактики практически беспыльны), даже в наших окрестностях есть некоторые особые звездные системы, которые очень яркие в инфракрасном диапазоне и в то же время тусклые (часто почти невидимые) в оптическом диапазоне. Эти сверхъестественные инфракрасные галактики (ULIRG) находятся как раз в очень активном периоде звездообразования : они просто сталкиваются или сливаются с другой галактикой. В оптике это скрыто огромным количеством пыли, и по той же причине галактика яркая в инфракрасном диапазоне. Столкновения и слияния галактик были более частыми в космическом прошлом: глобальная скорость звездообразования во Вселенной достигла пика около красного смещения z  = 1 ... 2 и была в 10-50 раз выше среднего значения сегодня. Эти галактики в  диапазоне красных смещений z = 1 ... 2 дают от 50 до 70 процентов полной яркости CIB.

Другой важный компонент CIB - инфракрасное излучение квазаров . В этих системах большая часть гравитационной потенциальной энергии вещества, падающего в центральную черную дыру , преобразуется в рентгеновские лучи , которые могли бы уйти, если бы они не были поглощены пылевым тором аккреционного диска . Этот поглощенный свет снова переизлучается в инфракрасном диапазоне и в сумме дает около 20–30% полной мощности CIB; однако на некоторых конкретных длинах волн это основной источник энергии CIB.

Было показано, что до сих пор нераспознанная популяция межгалактических звезд объясняет CIB, а также другие элементы диффузного внегалактического фонового излучения . Если бы межгалактические звезды объясняли всю фоновую анизотропию, это потребовало бы очень большой популяции, но это не исключается наблюдениями и фактически могло бы также объяснить значительную часть проблемы темной материи .

Передний план

Наиболее важными компонентами переднего плана CIB являются следующие:

Эти компоненты должны быть разделены для четкого обнаружения CIB.

Наблюдение космического инфракрасного фона

Обнаружение CIB очень сложно как с наблюдательной, так и с астрофизической точки зрения. У него очень мало характеристик, которые можно использовать для отделения его от переднего плана. Одним из важных моментов является то, что CIB должен быть изотропным, то есть нужно измерять одно и то же значение CIB по всему небу. В нем также отсутствуют подозрительные спектральные особенности, поскольку окончательная форма его спектра представляет собой сумму спектров источников на луче зрения при различных красных смещениях.

Прямое обнаружение

Прямые измерения просты, но очень трудны. Просто нужно измерить полную входящую мощность и определить вклад каждого компонента фона неба . Измерение необходимо повторить во многих направлениях, чтобы определить вклад переднего плана. После удаления всех других компонентов оставшаяся мощность - если это то же постоянное значение в любом направлении - это CIB на этой конкретной длине волны. На практике нужен прибор, способный выполнять абсолютную фотометрию , т.е. у него есть какой-то механизм для полной блокировки падающего света для точного определения нулевого уровня ( холодный затвор ). Поскольку детали прибора, включая затвор, имеют ненулевые температуры и излучают в инфракрасном диапазоне, это очень сложная задача.

Первые, и до сих пор наиболее обширные измерения, прямые CIB были выполнены с помощью DIRBE орудия COBE спутника. После исключения точно определенного вклада зодиакального излучения (который был основан на измеренном годовом изменении) оставшаяся мощность на более длинной инфракрасной длине волны содержала в основном два компонента: CIB и излучение галактических циррусов. Инфракрасная поверхностная яркость галактических перистых облаков должна коррелировать с плотностями столбов нейтрального водорода, поскольку они происходят из одной и той же структуры с низкой плотностью. После удаления HI-коррелированной части оставшаяся поверхностная яркость была идентифицирована как космический инфракрасный фон на 60, 100, 140 и 240 мкм. На более коротких длинах волн уровень CIB не может быть правильно определен.

Позже коротковолновые измерения DIRBE на 2,2 и 3,5 мкм были объединены с данными подсчета источников в двухмикронном обзоре неба ( 2MASS ), и это привело к обнаружению CIB на этих двух длинах волн.

Исследования колебаний

Поскольку CIB представляет собой накопленный свет отдельных источников, всегда имеется несколько разное количество источников в разных направлениях в поле зрения наблюдателя. Это вызывает изменение (колебание) общего количества наблюдаемого входящего потока между различными линиями прицеливания. Эти флуктуации традиционно описываются двумерной автокорреляционной функцией или соответствующим спектром мощности Фурье . Обнаружение флуктуаций проще, чем прямые измерения CIB, поскольку нет необходимости определять абсолютную фотометрическую нулевую точку - флуктуации можно получить из дифференциальных измерений. С другой стороны, флуктуации не дают немедленной информации о яркости CIB. Измеренные амплитуды флуктуаций необходимо либо сопоставить с моделью CIB, которая имеет прогноз для отношения флуктуации / абсолютного уровня, либо ее нужно сравнить с интегрированными дифференциальными уровнями света источников на той же длине волны.

Спектр мощности CIB обычно представлен в виде диаграммы пространственной частоты [угл. Мин -1 ] от мощности флуктуации [Ян 2 ср -1 ]. Он загрязнен наличием спектра мощности компонентов переднего плана, поэтому общий спектр мощности составляет:

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

где P (f), P CIB (f), P cirr , P ze (f) и P n (f) - компоненты спектра мощности полного CIB, галактических циррусов , зодиакального излучения и шума (инструментальный шум), соответственно, и Φ - спектр мощности функции рассеяния точки телескопа .

Для большей части инфракрасного зодиакального излучения флуктуации пренебрежимо малы в «космических окнах», вдали от плоскости эклиптики .

В дальней инфракрасной области спектр мощности CIB может быть эффективно использован для отделения его от самого сильного переднего плана, излучения Галактических перистых облаков. Излучение перистых облаков имеет характерный степенной спектр мощности (спектр фрактальной пространственной структуры) P (f) = P 0 (f / f 0 ) α , где P - мощность флуктуаций на пространственной частоте f , P 0 сила флуктуации на пространственной частоте опорного ф 0 и α является спектральным индексом. α оказался равным α≈-3, что намного круче, чем спектр мощности CIB на низких пространственных частотах. Компонент перистых облаков может быть идентифицирован в спектре мощности на низких пространственных частотах, а затем удален из всего диапазона пространственных частот. Оставшийся спектр мощности - после тщательной корректировки инструментальных эффектов - должен быть спектром CIB.

Исследования автокорреляции и спектра мощности привели к амплитудам колебаний CIB на уровне 1,25, 2,2, 3,5, 12–100 мкм на основе измерений COBE / DIRBE, а затем на 90 и 170 мкм на основе наблюдений прибора ISOPHOT Инфракрасной космической обсерватории . Недавно с помощью этого метода в спектре мощности на 160 мкм также было идентифицировано скопление галактик.

Количество источников

Подсчет источников дает наиболее полную картину об источниках, составляющих CIB. При подсчете источников стараются обнаружить как можно больше точечных / компактных источников в определенном поле зрения: это обычно делается на нескольких длинах волн и часто дополняется другими данными, например, фотометрией на видимых или субмиллиметровых длинах волн. Таким образом, можно получить информацию и о широкополосных спектральных характеристиках обнаруженных источников. Обнаруженные точечные источники необходимо отличать от других источников загрязнения, например малых тел в Солнечной системе, галактических звезд и перистых узлов (локальное увеличение плотности излучения галактических перистых облаков).

Подсчет источников был важной задачей для недавних инфракрасных миссий, таких как 2MASS или Инфракрасная космическая обсерватория (ISO), и по-прежнему остается одним из самых важных вопросов для нынешних и ближайших будущих инфракрасных космических инструментов ( космического телескопа Спитцера и космической обсерватории Гершеля ). В то время как ISO смогла разделить около 3–10% всего света CIB на отдельные источники (в зависимости от длины волны), измерения Spitzer уже обнаружили ~ 30% CIB в качестве источников, и ожидается, что это соотношение составит ~ 90%. на некоторых длинах волн с помощью космической обсерватории Гершеля .

Результаты подсчета источников подтверждают модели галактик "быстрой эволюции". В этих моделях галактики сегодня выглядят значительно иначе, чем они были при z = 1 ... 2, когда они проходили через фазу интенсивного звездообразования. Результаты подсчета источников исключают сценарии «устойчивого состояния», где z = 1 ... 2 галактики похожи на те, которые мы видим сегодня в нашем космическом районе.

Смотрите также

Ссылки

внешняя ссылка