Космический инфракрасный фон - Википедия - Cosmic infrared background

Часть серии по
Физическая космология
Изображение полного неба, полученное по данным WMAP за девять лет
  • Категория Категория
  • Крабовидная туманность.jpg Астрономический портал

Космический инфракрасный фон является инфракрасный радиация, вызванная звездная пыль.

История

Признавая космологическое значение темноты ночного неба (Парадокс Ольберса ) и первые размышления о внегалактический фоновый свет восходит к первой половине 19 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 инфракрасный. В это время Джим Пиблз отметил, что в Большой взрыв -созданной Вселенной должен был существовать космический инфракрасный фон (CIB) - отличный от космический микроволновый фон - это может объяснить образование и эволюцию звезд и галактик.

Чтобы произвести сегодня 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. Позднее открытие и наблюдение инфракрасных галактик с высокой светимостью в окрестностях Млечный Путь показали, что пик CIB, скорее всего, находится на более длинных волнах (около 50 мкм), а его полная мощность может составлять ~ 1-10% от мощности CMB.

В качестве Мартин Харвит подчеркнуто, CIB очень важен для понимания некоторых специальных астрономических объектов, таких как квазары или же сверхъестественные инфракрасные галактики, которые очень яркие в инфракрасном диапазоне. Он также отметил, что CIB вызывают значительное затухание для электронов очень высоких энергий, протонов и гамма-лучей космическое излучение через обратный Комптоновское рассеяние, производство 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, начатой Инфракрасный астрономический спутник (IRAS), а затем Исследователь космического фона (COBE), Инфракрасная космическая обсерватория (ISO) и Космический телескоп Спитцера. Исследование CIB было продолжено Космическая обсерватория Гершеля, запущен в 2009 году.

Исследования Spitzer на обширной территории выявили анизотропию в CIB.[1]

Краткое изложение истории исследований CIB можно найти в обзорных статьях M.G. Хаузер и Э. Двек (2001)[2] и А. Кашлинский (2005).[3]

Происхождение космического инфракрасного фона

Один из самых важных вопросов о CIB - это источник его энергии. В ранних моделях CIB был построен из красное смещение спектры галактик, находящихся в нашем космическом районе. 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 космический ультрафиолет и визуальный фон. 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 поблизости от нас есть особые звездные системы, чрезвычайно яркие в инфракрасном диапазоне и в то же время тусклые (часто почти невидимые) в оптическом. Эти сверхъестественные инфракрасные галактики (ULIRG) просто очень активны звездообразование период: они просто находятся в столкновении 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 происходили чаще в космическом прошлом: глобальный скорость звездообразования Вселенной достигли пика около красное смещение z = 1 ... 2 и было от 10 до 50 раз больше среднего значения сегодня. Эти галактики в z = 1 ... 2 диапазон красных смещений дает от 50 до 70 процентов полной яркости CIB.

Другой важный компонент CIB - это инфракрасное излучение квазары. В этих системах большинство гравитационно потенциальная энергия материи попадает в центральную черная дыра превращается в Рентгеновские лучи, которые ускользнут, если они не будут поглощены пылевым тором аккреционный диск. 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.

До сих пор не признанное население межгалактические звезды было показано, что объясняет CIB, а также другие элементы диффузное внегалактическое фоновое излучение. 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 темная материя проблема тоже.[4][5]

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. У него 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 общую входящую мощность и определить вклад каждого фон неба компонент. 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 инструмент, способный выполнять абсолютная фотометрия, т.е. у него есть какой-то механизм для полной блокировки падающего света для точного определения нулевого уровня (холодный ставень ). Поскольку детали прибора, включая заслонку, имеют ненулевые температуры и излучают в инфракрасном диапазоне, это очень сложная задача.

Первые и до сих пор самые обширные прямые измерения CIB были выполнены ДИРБЕ инструмент COBE спутник. После удаления точно определенного зодиакальное излучение Вклад (который был основан на измеренном годовом изменении) оставшаяся мощность на более длинной инфракрасной длине волны содержал 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 Two Micron Sky Survey (2МАССА ) данные подсчета источника, и это привело к обнаружению CIB на этих двух длинах волн.

Исследования колебаний

Поскольку CIB представляет собой скопление света 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 двумерным автокорреляционная функция, или соответствующими Фурье спектр мощности. 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 к абсолютному уровню, либо ее необходимо сравнить с интегрированными дифференциальными уровнями освещенности количество источников на той же длине волны.

Спектр мощности CIB обычно представлен в пространственной частоте [arcmin−1] в зависимости от мощности колебаний [Jy2 SR−1] диаграмма. Он загрязнен наличием спектра мощности компонентов переднего плана, поэтому общий спектр мощности составляет:

P (f) = Φ (f) x [PCIB(f) + PCirr(f) + Pзе(f) + Pп(f)]

где P (f), PCIB(е), PCirr, Пзе(f) и Pп(f) - сумма, CIB, Галактический циррус, компоненты спектра мощности зодиакального излучения и шума (инструментальный шум) соответственно, а Φ - спектр мощности излучения телескопа. функция разброса точки.

Для большей части инфракрасного зодиакального излучения флуктуации пренебрежимо малы в «космических окнах», вдали от эклиптика самолет.[6]

В дальней инфракрасной области спектр мощности CIB можно эффективно использовать, чтобы отделить его от самого сильного переднего плана - излучения Галактических перистых облаков. Излучение перистых облаков имеет характерный спектр мощности степенного типа ( фрактал пространственная структура) P (f) = P0(ж / ж0)α, куда п мощность флуктуации на пространственной частоте ж, п0 сила флуктуации на пространственной частоте опорного ж0, α - спектральный индекс. 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 1,25, 2,2, 3,5, 12–100 мкм на основе COBE / Измерения DIRBE, а затем на 90 и 170 мкм, основанные на наблюдениях прибора ISOPHOT Инфракрасная космическая обсерватория.[7] Недавно с помощью этого метода в спектре мощности на 160 мкм также было идентифицировано скопление галактик.[8]

Количество источников

Количество источников дает наиболее полную картину об источниках, составляющих CIB. В количество источников стараются обнаружить как можно больше точечных / компактных источников в определенном поле зрения: обычно это делается на нескольких длинах волн и часто дополняется другими данными, например фотометрия в видимом или субмиллиметровом диапазоне длин волн. Таким образом, можно получить информацию и о широкополосных спектральных характеристиках обнаруженных источников. Обнаруженные точечные источники необходимо отличать от других источников загрязнения, например малые тела в Солнечной системе, галактические звезды и перистые узлы (увеличение локальной плотности в галактическом излучении перистых облаков).

Подсчет источников был важной задачей для недавних инфракрасных миссий, таких как 2МАССА или Инфракрасная космическая обсерватория (ISO), и по-прежнему остается одним из наиболее важных вопросов, касающихся современных и ближайших будущих инфракрасных космических приборов ( Космический телескоп Спитцера и Космическая обсерватория Гершеля ). Хотя 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,[9] и это отношение ожидается ~ 90% на некоторых длинах волн с Космическая обсерватория Гершеля.[10]

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», когда z = 1 ... 2 галактики похожи на те, которые мы видим сегодня в нашем космическом районе.

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Тейлор, Кейт. «НАСА замечает свечение первых объектов Вселенной». TG Daily, 8 июня 2012 г.
  2. ^ М.Г. Хаузер и Э. Двек (2001). «Космический инфракрасный фон: измерения и последствия». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 37: 249–307. arXiv:Astro-ph / 0105539. Bibcode:2001ARA & A..39..249H. Дои:10.1146 / annurev.astro.39.1.249. S2CID  45573664.
  3. ^ А. Кашлинский (2005). «Космический инфракрасный фон и ранняя эволюция галактик». Отчеты по физике. 409 (6): 361–438. arXiv:Astro-ph / 0412235. Bibcode:2005ФР ... 409..361К. Дои:10.1016 / j.physrep.2004.12.005. S2CID  14705180.
  4. ^ Курей; и другие. (22 октября 2012 г.). «Измерение световой фракции внутри гало с фоновой анизотропией в ближней инфракрасной области». Природа. arXiv:1210.6031v1.
  5. ^ Земцов; и другие. (5 ноября 2014 г.). "О происхождении внегалактической анизотропии света ближнего инфракрасного диапазона". Природа. arXiv:1411.1411.
  6. ^ П. Абрахам; и другие. (1997). «Поиск колебаний яркости зодиакального света на 25 MU M с ISO». Астрономия и астрофизика. 328: 702–705. Bibcode:1997А и А ... 328..702А.
  7. ^ Cs. Целовать; и другие. (2001). «Небесный шум замешательства в дальней инфракрасной области: перистые облака, галактики и космический дальний инфракрасный фон». Астрономия и астрофизика. 379 (3): 1161–1169. arXiv:astro-ph / 0110143. Bibcode:2001A&A ... 379,1161K. Дои:10.1051/0004-6361:20011394. S2CID  14761975.
  8. ^ Г. Лагаш; и другие. (2007). «Коррелированные анизотропии в космическом дальнем инфракрасном фоне, обнаруженные MIPS / Spitzer: ограничение на смещение». Астрофизический журнал. 665 (2): L89 – L92. arXiv:0707.2443. Bibcode:2007ApJ ... 665L..89L. Дои:10.1086/521301. S2CID  16177825.
  9. ^ Х. Доул; и другие. (2004). «Источник дальнего инфракрасного диапазона рассчитывает на 70 и 160 микрон в глубоких исследованиях Spitzer». Серия дополнений к астрофизическому журналу. 154 (1): 87–92. arXiv:Astro-ph / 0406021. Bibcode:2004ApJS..154 ... 87D. Дои:10.1086/422472. S2CID  24446702.
  10. ^ Г. Лагаш; и другие. (2003). «Моделирование эволюции инфракрасных галактик с использованием феноменологического подхода». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 338 (3): 555–571. arXiv:astro-ph / 0209115. Bibcode:2003МНРАС.338..555Л. Дои:10.1046 / j.1365-8711.2003.05971.x. S2CID  18504783.

внешняя ссылка