Космический инфракрасный фон

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 были предприняты только в 1950-60-х годах, чтобы получить значение визуального фона галактик, в то время на основе интегрированного звездного света этих звездных систем. В 1960-е годы поглощение звездного света пылью уже учитывалось, но без учета переизлучения этой поглощенной энергии в инфракрасном диапазоне . В то время Джим Пиблс отметил, что во Вселенной, созданной Большим взрывом , должен был существовать космический инфракрасный фон (CIB), отличный от космического микроволнового фона , который может объяснить формирование и эволюцию звезд и галактик.

Чтобы произвести сегодняшнюю металличность , ранние галактики должны были быть значительно более мощными, чем сегодня. В ранних моделях CIB поглощением звездного света пренебрегали, поэтому в этих моделях CIB достигал максимума в диапазоне длин волн 1–10 мкм. Эти ранние модели уже правильно показали, что CIB, скорее всего, был тусклее, чем его передний план, и поэтому его было очень трудно наблюдать. Позже открытие и наблюдения инфракрасных галактик высокой светимости в окрестностях Млечного Пути показали, что пик CIB, скорее всего, находится на более длинных волнах (около 50 мкм), а его полная мощность может составлять ~1-10% от мощности ЦМБ .

Как подчеркнул Мартин Харвит , CIB очень важен для понимания некоторых особых астрономических объектов, таких как квазары или сверхяркие инфракрасные галактики , очень яркие в инфракрасном диапазоне. Он также отметил, что CIB вызывает значительное ослабление электронов, протонов и гамма-лучей очень высоких энергий 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 эпохи астрономических спутников, работающих в инфракрасном диапазоне, начатой Инфракрасным астрономическим спутником (IRAS), за которым последовали Исследователь космического фона (COBE), Инфракрасная космическая обсерватория (ISO) и Спитцер . Космический телескоп . Исследование CIB продолжила космическая обсерватория Гершель , запущенная в 2009 году.

Обширные исследования Спитцера выявили анизотропию в CIB. ^{[ 1 ]}

Краткое изложение истории исследований CIB можно найти в обзорных статьях М.Г. Хаузера и Э. Двека (2001). ^{[ 2 ]} и А. Кашлинский (2005). ^{[ 3 ]}

Происхождение космического инфракрасного фона

Один из наиболее важных вопросов о CIB — источник его энергии. В ранних моделях CIB был построен на основе красносмещенных спектров галактик, обнаруженных в наших космических окрестностях. Однако эти простые модели не смогли воспроизвести наблюдаемые особенности CIB. В барионном материале Вселенной есть два источника большого количества энергии: ядерный синтез и гравитация.

Ядерный синтез происходит внутри звезд, и мы действительно можем видеть этот свет с красным смещением: это основной источник космического ультрафиолета и визуального фона . Однако значительная часть этого звездного света не наблюдается напрямую. Пыль в родительских галактиках может поглощать ее и переизлучать в инфракрасном диапазоне, способствуя образованию CIB. Хотя большинство современных галактик содержат мало пыли (например, эллиптические галактики практически лишены пыли), даже вблизи нас существуют особые звездные системы, чрезвычайно яркие в инфракрасном диапазоне и в то же время слабые (часто почти невидимые) в оптическом. Эти сверхяркие инфракрасные галактики (ULIRG) как раз находятся в очень активном периоде звездообразования : они только что столкнулись или слились с другой галактикой. В оптике это скрыто огромным количеством пыли, и галактика ярка в инфракрасном диапазоне по той же причине. Столкновения и слияния галактик были более частыми в космическом прошлом: глобальная скорость звездообразования во Вселенной достигла максимума около красное смещение z = 1...2 и в 10–50 раз превышает среднее сегодняшнее значение. Эти галактики в диапазоне красных смещений z = 1...2 дают от 50 до 70 процентов полной яркости CIB.

Еще одним важным компонентом CIB является инфракрасное излучение квазаров . В этих системах большая часть гравитационной потенциальной энергии вещества, падающего в центральную черную дыру, преобразуется в рентгеновские лучи , которые улетучиваются, если не будут поглощены пылевым тором аккреционного диска . Этот поглощенный свет снова переизлучается в инфракрасном диапазоне и в сумме дает около 20–30% полной мощности КИБ; однако на некоторых конкретных длинах волн это доминирующий источник энергии CIB.

до сих пор нераспознанная популяция межгалактических звезд Было показано, что объясняет CIB, а также другие элементы диффузного внегалактического фонового излучения . Если бы межгалактические звезды объясняли всю фоновую анизотропию, это потребовало бы очень большого населения, но это не исключается наблюдениями и фактически также могло бы объяснить значительную часть проблемы темной материи . ^{[ 4 ]}^{[ 5 ]}

Передний план

Наиболее важными компонентами CIB на переднем плане являются следующие:

Зодиакальное излучение : тепловое излучение микроскопических частиц пыли в Солнечной системе (от ближнего до среднего инфракрасного диапазона).
Тепловое излучение небольших астероидов Солнечной системы (от ближнего до среднего инфракрасного диапазона)
Галактическое излучение перистых облаков (дальний инфракрасный диапазон)
Слабые галактические звезды (в ближнем инфракрасном диапазоне , λ<20 мкм)
Инфракрасное излучение внутрикластерной пыли Местной группы.
Космический микроволновый фон - хотя физически он не является «передним планом» - также считается важным источником загрязняющего излучения в очень длинных инфракрасных волнах (λ>300 мкм).

Эти компоненты необходимо разделить для четкого обнаружения CIB.

Наблюдение космического инфракрасного фона

Обнаружение CIB является очень сложной задачей как с наблюдательной, так и с астрофизической точки зрения. У него очень мало характеристик, которые можно использовать, чтобы отделить его от переднего плана. Одним из основных моментов является то, что CIB должен быть изотропным, т.е. необходимо 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 сложны. Нужно просто измерить общую входящую мощность и определить вклад каждого компонента фона неба . Измерение необходимо повторить во многих направлениях, чтобы определить вклад переднего плана. После удаления всех остальных компонентов оставшаяся мощность – если она имеет одно и то же постоянное значение в любом направлении – представляет собой CIB на этой конкретной длине волны. На практике необходим прибор, способный выполнять абсолютную фотометрию , то есть имеющий некий механизм, полностью блокирующий входящий свет для точного определения нулевого уровня ( холодный затвор ). Поскольку детали прибора, в том числе и затвор, имеют ненулевую температуру и излучают в инфракрасном диапазоне, это очень сложная задача.

Первые и до сих пор самые обширные прямые измерения CIB были выполнены прибором DIRBE спутника COBE . После удаления точно определенного вклада зодиакального излучения (который был основан на измеренных годовых вариациях) оставшаяся мощность в более длинном инфракрасном диапазоне содержала в основном два компонента: CIB и излучение перистых облаков Галактики. Инфракрасная поверхностная яркость перистых облаков Галактики должна коррелировать с плотностью столбов нейтрального водорода, поскольку они происходят из одной и той же структуры с низкой плотностью. После удаления части, коррелирующей с HI, оставшаяся поверхностная яркость была идентифицирована как космический инфракрасный фон на длинах волн 60, 100, 140 и 240 мкм. На более коротких длинах волн уровень CIB не мог быть правильно определен.

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

Исследования колебаний

Поскольку КИБ представляет собой накопленный свет отдельных источников, то в разных направлениях в поле зрения наблюдателя всегда находится несколько разное количество источников. Это вызывает изменение (колебание) общей величины наблюдаемого входящего потока на разных лучах визирования. Эти флуктуации традиционно описываются двумерной автокорреляционной функцией или соответствующим Фурье спектром мощности . Обнаружение флуктуаций проще, чем прямые измерения CIB, поскольку не нужно определять абсолютную фотометрическую нулевую точку – флуктуации можно получить на основе дифференциальных измерений. С другой стороны, флуктуации не дают немедленной информации о яркости CIB. Измеренные амплитуды флуктуаций необходимо либо сопоставить с моделью CIB, которая прогнозирует соотношение флуктуации/абсолютного уровня, либо их необходимо сравнить с интегрированными дифференциальными уровнями освещенности источников на той же длине волны.

Спектр мощности CIB обычно представлен в пространственной частоте [arcmin ⁻¹] в зависимости от мощности колебаний [Джи ² сэр ⁻¹] диаграмма. Он загрязнен присутствием спектра мощности компонентов переднего плана, так что общий спектр мощности равен:

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) — суммарная, CIB, Перистые галактики , зодиакальная эмиссионная и шумовая (приборный шум) составляющие спектра мощности соответственно, и телескопа Φ — спектр мощности функции рассеяния точки .

Для большей части инфракрасного зодиакального излучения колебания незначительны в «космических окнах», вдали от плоскости эклиптики . ^{[ 6 ]}

В дальней инфракрасной области спектр мощности CIB можно эффективно использовать для отделения его от самого сильного переднего плана — излучения галактических перистых облаков. Перистое излучение имеет характерный степенной спектр мощности (фрактальной пространственной структуры) P(f) = P ₀ (f/f ₀ ). ^а, где P — мощность колебаний на пространственной частоте f , P ₀ — мощность колебаний на опорной пространственной частоте f ₀ , а α — спектральный индекс. Было обнаружено, что α составляет α≈-3, что намного круче, чем спектр мощности CIB на низких пространственных частотах. Перистая составляющая может быть идентифицирована в спектре мощности на низких пространственных частотах, а затем удалена из всего диапазона пространственных частот. Оставшийся спектр мощности – после тщательной поправки на эффекты приборов – должен соответствовать спектру CIB.

Исследования автокорреляции и спектра мощности привели к получению амплитуд колебаний CIB на 1,25, 2,2, 3,5, 12–100 мкм на основе измерений COBE /DIRBE, а позже на 90 и 170 мкм на основе наблюдений прибора ISOPHOT Инфракрасной космической обсерватории . ^{[ 7 ]} Недавно с помощью этого метода скопление галактик также было обнаружено в спектре мощности на длине волны 160 мкм. ^{[ 8 ]}

Источник имеет значение

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: обычно это делается на нескольких длинах волн и часто дополняется другими данными, например, фотометрией на визуальных или субмиллиметровых длинах волн. Таким образом, имеется информация и о широкополосных спектральных характеристиках обнаруженных источников. Обнаруженные точечные источники следует отличать от других источников загрязнения, например, малых тел Солнечной системы, галактических звезд и перистых узлов (локальное повышение плотности излучения галактических перистых облаков).

Подсчет источников был важной задачей для недавних инфракрасных миссий, таких как 2MASS или Инфракрасная космическая обсерватория (ISO), и до сих пор остается одним из наиболее важных вопросов для нынешних и ближайших будущих инфракрасных космических инструментов ( Космического телескопа Спитцера и Космической обсерватории Гершеля ). В то время как ISO удалось разделить около 3–10% общего света CIB на отдельные источники (в зависимости от длины волны), измерения Спитцера уже обнаружили ~ 30% света CIB как источники. ^{[ 9 ]} и ожидается, что это соотношение составит ~ 90% на некоторых длинах волн с космической обсерваторией Гершель . ^{[ 10 ]}

Результаты подсчета источников подтверждают модели галактик «быстрой эволюции». В этих моделях галактики сегодня выглядят существенно иначе, чем при z=1...2, когда они проходили интенсивную фазу звездообразования. Результаты подсчета источников исключают сценарии «стационарного состояния», где галактики с z=1...2 выглядят аналогично тем, которые мы видим сегодня в нашем космическом окружении.

См. также

Ссылки

^ Тейлор, Кейт. «НАСА заметило свечение первых объектов Вселенной». TG Daily , 8 июня 2012 г.
^ 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 . Бибкод : 2001ARA&A..39..249H . дои : 10.1146/annurev.astro.39.1.249 . S2CID 45573664 .
^ А. Кашлинский (2005). «Космический инфракрасный фон и ранняя эволюция галактик». Отчеты по физике . 409 (6): 361–438. arXiv : astro-ph/0412235 . Бибкод : 2005ФР...409..361К . дои : 10.1016/j.physrep.2004.12.005 . S2CID 14705180 .
^ Курей; и др. (22 октября 2012 г.). «Измерение фракции света внутри гало с анизотропией фона в ближней инфракрасной области». Природа. arXiv : 1210.6031v1 .
^ Земцов; и др. (5 ноября 2014 г.). «О происхождении анизотропии внегалактического фонового света в ближнем инфракрасном диапазоне». Природа. arXiv : 1411.1411 .
^ П. Абрахам; и др. (1997). «Поиск колебаний яркости зодиакального света при 25 MU M с ISO». Астрономия и астрофизика . 328 : 702–705. Бибкод : 1997A&A...328..702A .
^ Кс. Целовать; и др. (2001). «Шум неба в дальнем инфракрасном диапазоне: перистые облака, галактики и космический фон в дальнем инфракрасном диапазоне». Астрономия и астрофизика . 379 (3): 1161–1169. arXiv : astro-ph/0110143 . Бибкод : 2001A&A...379.1161K . дои : 10.1051/0004-6361:20011394 . S2CID 14761975 .
^ Г. Лагаш; и др. (2007). «Коррелированная анизотропия космического дальнего инфракрасного фона, обнаруженная MIPS / Spitzer: ограничение смещения». Астрофизический журнал . 665 (2): L89–L92. arXiv : 0707.2443 . Бибкод : 2007ApJ...665L..89L . дои : 10.1086/521301 . S2CID 16177825 .
^ Х. Доул; и др. (2004). «Источник дальнего инфракрасного диапазона имеет длину волны 70 и 160 микрон в исследованиях Spitzer Deep». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 154 (1): 87–92. arXiv : astro-ph/0406021 . Бибкод : 2004ApJS..154...87D . дои : 10.1086/422472 . S2CID 24446702 .
^ Г. Лагаш; и др. (2003). «Моделирование эволюции инфракрасных галактик с использованием феноменологического подхода» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 338 (3): 555–571. arXiv : astro-ph/0209115 . Бибкод : 2003MNRAS.338..555L . дои : 10.1046/j.1365-8711.2003.05971.x . S2CID 18504783 .

Внешние ссылки

[1] Тейлор, Кейт. «НАСА заметило 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 . Бибкод : 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 . Бибкод : 2005ФР...409..361К . дои : 10.1016/j.physrep.2004.12.005 . S2CID 14705180 .

[4] Курей; и др. (22 октября 2012 г.). «Измерение фракции света внутри гало с анизотропией фона в ближней инфракрасной области». Природа. arXiv : 1210.6031v1 .

[5] Земцов; и др. (5 ноября 2014 г.). «О происхождении анизотропии внегалактического фонового света в ближнем инфракрасном диапазоне». Природа. arXiv : 1411.1411 .

[6] П. Абрахам; и др. (1997). «Поиск колебаний яркости зодиакального света при 25 MU M с ISO». Астрономия и астрофизика . 328 : 702–705. Бибкод : 1997A&A...328..702A .

[7] Кс. Целовать; и др. (2001). «Шум неба в дальнем инфракрасном диапазоне: перистые облака, галактики и космический фон в дальнем инфракрасном диапазоне». Астрономия и астрофизика . 379 (3): 1161–1169. arXiv : astro-ph/0110143 . Бибкод : 2001A&A...379.1161K . дои : 10.1051/0004-6361:20011394 . S2CID 14761975 .

[8] Г. Лагаш; и др. (2007). «Коррелированная анизотропия космического дальнего инфракрасного фона, обнаруженная MIPS / Spitzer: ограничение смещения». Астрофизический журнал . 665 (2): L89–L92. arXiv : 0707.2443 . Бибкод : 2007ApJ...665L..89L . дои : 10.1086/521301 . S2CID 16177825 .

[9] Х. Доул; и др. (2004). «Источник дальнего инфракрасного диапазона имеет длину волны 70 и 160 микрон в исследованиях Spitzer Deep». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 154 (1): 87–92. arXiv : astro-ph/0406021 . Бибкод : 2004ApJS..154...87D . дои : 10.1086/422472 . S2CID 24446702 .

[10] Г. Лагаш; и др. (2003). «Моделирование эволюции инфракрасных галактик с использованием феноменологического подхода» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 338 (3): 555–571. arXiv : astro-ph/0209115 . Бибкод : 2003MNRAS.338..555L . дои : 10.1046/j.1365-8711.2003.05971.x . S2CID 18504783 .

[ 1 ]

[ 2 ]

[ 3 ]

[ 4 ]

[ 5 ]

[ 6 ]

[ 7 ]

[ 8 ]

[ 9 ]

[ 10 ]