Kosmické infračervené pozadí - Cosmic infrared background

Část série na
Fyzická kosmologie
Celá obloha odvozená z devítiletých dat WMAP

Kosmické infračervené pozadí je infračervené záření způsobené hvězdným prachem .

Dějiny

Uznání kosmologického významu temnoty noční oblohy ( Olbersův paradox ) a první spekulace o extragalaktickém pozadí světla se datují do první poloviny 19. století. Navzdory svému významu byly první pokusy učiněny až v padesátých a šedesátých letech, kdy byla odvozena hodnota vizuálního pozadí způsobeného galaxiemi, v té době na základě integrovaného hvězdného světla těchto hvězdných systémů. V 60. letech byla již zohledněna absorpce světla hvězd prachem, ale bez zohlednění opětovného vyzařování této absorbované energie v infračervené oblasti . V té době Jim Peebles poukázal na to, že ve vesmíru vytvořeném velkým třeskem muselo existovat kosmické infračervené pozadí (CIB) - odlišné od kosmického mikrovlnného pozadí - které mohlo vysvětlovat vznik a vývoj hvězd a galaxií.

K produkci dnešní metalicity musely být rané galaxie podstatně výkonnější než dnes. V raných modelech CIB byla absorpce světla hvězd zanedbávána, proto u těchto modelů CIB dosáhla vrcholu mezi 1–10 μm vlnovými délkami. Tyto rané modely již správně ukázaly, že CIB byl pravděpodobně slabší než jeho popředí, a proto bylo velmi obtížné jej pozorovat. Později objev a pozorování infračervených galaxií s vysokou svítivostí v blízkosti Mléčné dráhy ukázaly, že vrchol CIB je s největší pravděpodobností při delších vlnových délkách (kolem 50 μm) a jeho plný výkon by mohl být ~ 1–10% výkonu CMB .

Jak zdůraznil Martin Harwit , CIB je velmi důležitá pro pochopení některých zvláštních astronomických objektů, jako jsou kvasary nebo ultrafialové infračervené galaxie , které jsou v infračervené oblasti velmi jasné. Poukázal také na to, že CIB způsobují významné zeslabení elektronů, protonů a gama paprsků kosmického záření velmi vysokou energií prostřednictvím inverzního Comptonova rozptylu , fotopionu a produkce párů elektron-pozitron.

Na začátku 80. let byly pro CIB k dispozici pouze horní limity. Skutečná pozorování CIB začala po éře astronomických satelitů pracujících v infračerveném spektru, zahájena Infračerveným astronomickým satelitem (IRAS), následovaná průzkumníkem kosmického pozadí (COBE), Infračervenou vesmírnou observatoří (ISO) a Spitzerem Vesmírný dalekohled . V průzkumu CIB pokračovala Herschel Space Observatory , která byla zahájena v roce 2009.

Průzkumy Spitzerovy oblasti zjistily v CIB anizotropie.

Shrnutí o historii výzkumu CIB lze najít v přehledových pracích MG Hausera a E. Dweka (2001) a A. Kashlinsky (2005).

Původ kosmického infračerveného pozadí

Jednou z nejdůležitějších otázek o CIB je zdroj jeho energie. V prvních modelech byla CIB vybudována z červeně posunutých spekter galaxií nalezených v našem kosmickém sousedství. Tyto jednoduché modely však nemohly reprodukovat pozorované vlastnosti CIB. V baryonickém materiálu vesmíru existují dva zdroje velkého množství energie: jaderná fúze a gravitace.

Jaderná fúze probíhá uvnitř hvězd a toto světlo můžeme skutečně vidět červeně posunuté: toto je hlavní zdroj kosmického ultrafialového a vizuálního pozadí . Významné množství tohoto hvězdného světla však není přímo pozorováno. Prach v hostitelských galaxiích jej může absorbovat a znovu emitovat v infračerveném světle, což přispívá k CIB. Přestože většina dnešních galaxií obsahuje málo prachu (např. Eliptické galaxie jsou prakticky bezprašné), existují i ​​v našem okolí některé speciální hvězdné systémy, které jsou v infračervené oblasti extrémně jasné a zároveň opticky slabé (často téměř neviditelné). Tyto ultralehké infračervené galaxie (ULIRG) jsou právě ve velmi aktivním období formování hvězd : jsou jen v kolizi nebo ve spojení s jinou galaxií. V optice je to skryto obrovským množstvím prachu a galaxie je ze stejného důvodu jasná v infračervené oblasti. Srážky a slučování galaxií byly v kosmické minulosti častější: rychlost tvorby globálních hvězd ve vesmíru dosáhla vrcholu kolem červeného posunu z  = 1 ... 2 a byla dnes 10 až 50krát vyšší než průměrná hodnota. Tyto galaxie v  rozsahu červeného posuvu z = 1 ... 2 poskytují 50 až 70 procent plného jasu CIB.

Další důležitou složkou CIB je infračervená emise kvasarů . V těchto systémech je většina gravitační potenciální energie hmoty padající do centrální černé díry přeměněna na rentgenové paprsky , které by unikly, pokud by nebyly absorbovány prachovým torusem akrečního disku . Toto absorbované světlo je opětovně emitováno v infračervené oblasti a celkově poskytuje přibližně 20–30% plného výkonu CIB; při určitých specifických vlnových délkách je to však dominantní zdroj energie CIB.

Ukázalo se, že dosud neuznaná populace mezigalaktických hvězd vysvětluje CIB i další prvky difúzního extragalaktického záření na pozadí . Pokud by intergalaktické hvězdy odpovídaly za veškerou anizotropii pozadí, vyžadovalo by to velmi velkou populaci, ale to není vyloučeno pozorováním a mohlo by to ve skutečnosti také vysvětlit spravedlivou část problému temné hmoty .

Popředí

Nejdůležitější komponenty popředí CIB jsou následující:

Pro jasnou detekci CIB musí být tyto komponenty odděleny.

Pozorování kosmického infračerveného pozadí

Detekce CIB je jak z pozorovacího, tak z astrofyzického hlediska velmi náročná. Má velmi málo charakteristik, které lze použít k oddělení od popředí. Jedním z hlavních bodů je, že CIB musí být izotropní, tj. Musí se měřit stejná hodnota CIB po celé obloze. Také mu chybí podezřelé spektrální rysy, protože konečný tvar jeho spektra je součtem spektra zdrojů v zorném poli při různých červených posunech.

Přímá detekce

Přímé měření je jednoduché, ale velmi obtížné. Stačí změřit celkový příchozí výkon a určit příspěvek každé složky pozadí oblohy . Měření se musí opakovat v mnoha směrech, aby se určil příspěvek popředí. Po odstranění všech ostatních komponent je zbývající výkon - pokud je to stejná konstantní hodnota v libovolném směru - CIB při dané specifické vlnové délce. V praxi potřebujete přístroj, který je schopen provádět absolutní fotometrii , tj. Má nějaký mechanismus, který plně blokuje přicházející světlo pro přesné stanovení nulové úrovně ( studená závěrka ). Jelikož části přístroje, včetně závěrky, mají nenulové teploty a vyzařují v infračerveném paprsku, je to velmi obtížný úkol.

První a stále nejrozsáhlejší přímé měření CIB bylo provedeno přístrojem DIRBE družice COBE . Po odstranění přesně stanoveného příspěvku zodiakální emise (který byl založen na měřené roční odchylce) zbývající energie při delší infračervené vlnové délce obsahovala v zásadě dvě složky: CIB a galaktickou cirrusovou emisi. Jas infračerveného povrchu galaktického cirru musí korelovat s hustotami sloupce neutrálního vodíku, protože pocházejí ze stejné struktury s nízkou hustotou. Po odstranění HI-korelované části byl zbývající povrchový jas identifikován jako kosmické infračervené pozadí při 60, 100, 140 a 240 μm. Při kratších vlnových délkách nebylo možné správně určit hladinu CIB.

Později byla měření DIRBE s krátkou vlnovou délkou při 2,2 a 3,5 μ kombinována s údaji o počtu zdrojů Two Micron Sky Survey ( 2MASS ), což vedlo k detekci CIB při těchto dvou vlnových délkách.

Fluktuační studie

Protože CIB je nahromaděným světlem jednotlivých zdrojů, v zorném poli pozorovatele je vždy poněkud odlišný počet zdrojů v různých směrech. To způsobí změnu (fluktuaci) v celkovém množství pozorovaného příchozího toku mezi různými řadami mířidel. Tyto fluktuace jsou tradičně popsány dvourozměrnou autokorelační funkcí nebo odpovídajícím Fourierovým výkonovým spektrem . Detekce fluktuací je snadnější než přímé měření CIB, protože není třeba určovat absolutní fotometrický nulový bod - fluktuace lze odvodit z diferenciálních měření. Na druhou stranu fluktuace neposkytují okamžité informace o jasu CIB. Měřené amplitudy fluktuace musí být konfrontovány s modelem CIB, který má predikci pro poměr fluktuace / absolutní úrovně, nebo musí být porovnán s integrovanými diferenciálními úrovněmi světla počtu zdrojů na stejné vlnové délce.

Výkonové spektrum CIB je obvykle prezentováno v diagramu prostorové frekvence [arcmin −1 ] vs. fluktuační síla [Jy 2 sr −1 ]. Je kontaminován přítomností výkonového spektra složek v popředí, takže celkové výkonové spektrum je:

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

kde P (f), P CIB (f), P cirr , P ze (f) a P n (f) jsou celkové složky výkonového spektra , CIB, Galactic Cirrus , zodiakální emise a šum (hluk přístroje), a Φ je výkonové spektrum funkce šíření bodů dalekohledu .

Pro většinu infračervených zodiakálních fluktuací emisí jsou v „kosmických oknech“, daleko od ekliptické roviny, zanedbatelné .

Ve vzdálené infračervené oblasti lze účinně využít energetické spektrum CIB k oddělení od nejsilnějšího popředí, galaktické cirrové emise. Cirrusová emise má charakteristické výkonové spektrum silového zákona (spektra fraktální prostorové struktury) P (f) = P 0 (f / f 0 ) α , kde P je fluktuační síla při prostorové frekvenci f , P 0 je fluktuační síla na referenční prostorové frekvenci f 0 a α je spektrální index. Bylo zjištěno, že α je α≈-3, což je mnohem strmější než výkonové spektrum CIB při nízkých prostorových frekvencích. Cirrusová složka může být identifikována v energetickém spektru při nízkých prostorových frekvencích a poté odstraněna z celého prostorového frekvenčního rozsahu. Zbývající výkonové spektrum - po pečlivé korekci účinků nástroje - by mělo být spektrum CIB.

Autokorelace a studie výkonového spektra vedly k fluktuacím amplitud CIB na 1,25, 2,2, 3,5, 12–100 μm na základě měření COBE / DIRBE a později na 90 a 170 μm na základě pozorování přístroje ISOPHOT z Infračervené kosmické observatoře . V poslední době bylo pomocí této metody identifikováno také shlukování galaxií v energetickém spektru při 160 μm.

Počty zdrojů

Počty zdrojů poskytují nejrozsáhlejší obrázek o zdrojích vytvářejících CIB. V počtu zdrojů se člověk pokusí detekovat co nejvíce bodových / kompaktních zdrojů v určitém zorném poli: to se obvykle provádí při více vlnových délkách a často se doplňuje dalšími údaji, např. Fotometrií při vizuálních nebo pod milimetrových vlnových délkách. Tímto způsobem má člověk také informace o širokopásmových spektrálních charakteristikách detekovaných zdrojů. Zjištěné bodové zdroje je třeba odlišit od ostatních zdrojů kontaminace, např. Drobná tělesa ve sluneční soustavě, galaktické hvězdy a cirrusové uzly (zvýšení lokální hustoty v emisi galaktického cirusu).

Počty zdrojů byly důležitými úkoly nedávných infračervených misí, jako je 2MASS nebo Infračervená kosmická observatoř (ISO), a stále jsou jednou z nejdůležitějších otázek současných a blízkých budoucích infračervených kosmických přístrojů ( Spitzer Space Telescope a Herschel Space Observatory ). Zatímco ISO dokázalo rozlišit přibližně 3–10% celkového světla CIB na jednotlivé zdroje (v závislosti na vlnové délce), měření Spitzer již detekovala ~ 30% CIB jako zdrojů a očekává se, že tento poměr bude ~ 90% na některých vlnových délkách s Herschel Space Observatory .

Výsledky počtu zdrojů podporují modely galaxií „rychlé evoluce“. V těchto modelech vypadají dnes galaxie výrazně odlišně, než tomu bylo u z = 1 ... 2, když procházely intenzivní fází tvorby hvězd. Výsledky počtu zdrojů vylučují scénáře „ustáleného stavu“, kde z = 1 ... 2 galaxie vypadají podobně jako ty, které dnes vidíme v našem kosmickém sousedství.

Viz také

Reference

externí odkazy