Kozmik kızılötesi arka plan - Cosmic infrared background

Bir serinin parçası
Fiziksel kozmoloji
Dokuz yıllık WMAP verilerinden elde edilen tam gökyüzü görüntüsü

Kozmik kızılötesi arka plan , yıldız tozunun neden olduğu kızılötesi radyasyondur .

Tarih

Gece gökyüzünün karanlığının ( Olbers paradoksu ) kozmolojik öneminin ve galaksi dışı bir arka plan ışığı üzerine ilk spekülasyonların kabul edilmesi, 19. yüzyılın ilk yarısına kadar uzanıyor. Önemine rağmen, ilk girişimler yalnızca 1950-60'larda galaksilerden kaynaklanan görsel arka plan değerini türetmek için, o zamanlar bu yıldız sistemlerinin entegre yıldız ışığına dayanarak yapıldı. 1960'larda yıldız ışığının toz tarafından soğurulması zaten hesaba katılmıştı, ancak bu soğurulmuş enerjinin kızılötesi olarak yeniden yayılması düşünülmeden . O sırada Jim Peebles , Big Bang'in yarattığı bir Evrende yıldızların ve galaksilerin oluşumunu ve evrimini açıklayabilen kozmik mikrodalga arka planından farklı bir kozmik kızılötesi arka plan (CIB) olması gerektiğine işaret etti .

Günümüzün metalikliğini üretebilmek için , erken galaksiler bugün olduklarından çok daha güçlü olmalıydı. İlk CIB modellerinde yıldız ışığı absorpsiyonu ihmal edilmişti, bu nedenle bu modellerde CIB 1-10μm dalga boyları arasında zirveye ulaştı. Bu ilk modeller, CIB'nin büyük olasılıkla ön planlarından daha sönük olduğunu doğru bir şekilde göstermişlerdi ve bu yüzden gözlemlemek çok zordu. Daha sonra Samanyolu yakınlarındaki yüksek parlaklığa sahip kızılötesi galaksilerin keşfi ve gözlemleri , CIB'nin zirvesinin büyük olasılıkla daha uzun dalga boylarında (yaklaşık 50μm) olduğunu ve tam gücünün yaklaşık% 1-10 olabileceğini gösterdi. SPK .

As Martin Harwit vurguladı, CIB gibi bazı özel astronomik nesnelerin anlaşılmasında çok önemli kuasarların veya ultraluminous kızılötesi galaksilerin kızılötesi çok parlak. Ayrıca , CIB'nin ters Compton saçılması , fotopion ve elektron-pozitron çifti üretimi yoluyla çok yüksek enerjili elektronlar, protonlar ve kozmik radyasyonun gama ışınları için önemli bir zayıflamaya neden olduğuna dikkat çekti .

1980'lerin başında, CIB için yalnızca üst limitler mevcuttu. CIB'nin gerçek gözlemleri, Kızılötesi Astronomi Uydusu (IRAS) ile başlayan ve ardından Kozmik Arka Plan Gezgini (COBE), Kızılötesi Uzay Gözlemevi (ISO) ve Spitzer tarafından başlayan kızılötesi astronomik uydular çağından sonra başladı. Uzay Teleskobu . CIB'nin keşfi, 2009 yılında başlatılan Herschel Uzay Gözlemevi tarafından sürdürüldü .

Spitzer geniş alan araştırmaları, CIB'de anizotropiler tespit etti.

CIB araştırmasının geçmişine ilişkin bir özet, MG Hauser ve E. Dwek (2001) ve A. Kashlinsky (2005) tarafından hazırlanan inceleme makalelerinde bulunabilir.

Kozmik kızılötesi arka planın kökeni

CIB ile ilgili en önemli sorulardan biri enerjisinin kaynağıdır. İlk modellerde CIB, kozmik mahallemizde bulunan galaksilerin kırmızıya kaymış spektrumlarından oluşturuldu. Ancak, bu basit modeller CIB'nin gözlemlenen özelliklerini yeniden üretemedi. Evrenin baryonik malzemesinde iki büyük miktarda enerji kaynağı vardır: nükleer füzyon ve yerçekimi.

Nükleer füzyon yıldızların içinde gerçekleşir ve bu ışığın kırmızıya kaydığını gerçekten görebiliriz: bu, kozmik morötesi ve görsel arka planın ana kaynağıdır . Ancak, bu yıldız ışığının önemli bir kısmı doğrudan gözlenmez. Ev sahibi galaksilerdeki toz, onu emebilir ve kızılötesi olarak yeniden yayarak CIB'ye katkıda bulunabilir. Günümüz galaksilerinin çoğunda çok az toz bulunmasına rağmen (örneğin, eliptik galaksiler pratikte tozsuzdur), çevremizde bile kızılötesi olarak son derece parlak ve aynı zamanda optikte soluk (genellikle neredeyse görünmez) olan bazı özel yıldız sistemleri vardır. Bu ultralüminli kızılötesi galaksiler ( ULIRG'ler ) sadece çok aktif bir yıldız oluşum dönemindeler: sadece bir çarpışma veya başka bir galaksi ile birleşme halindeler . Optikte bu, büyük miktarda toz tarafından gizlenir ve galaksi aynı nedenden dolayı kızılötesi olarak parlaktır. Galaksi çarpışmaları ve birleşmeleri kozmik geçmişte daha sık görülüyordu: Evrenin küresel yıldız oluşum hızı , kırmızıya kayma z  = 1 ... 2 civarında zirveye ulaştı ve bugün ortalama değerin 10 ila 50 katıydı. Z  = 1 ... 2 kırmızıya kayma aralığındaki bu galaksiler , CIB'nin tam parlaklığının yüzde 50 ila 70'ini verir.

CIB'nin bir diğer önemli bileşeni, kuasarlardan gelen kızılötesi emisyondur . Bu sistemlerde , merkezi kara deliğe düşen maddenin yerçekimsel potansiyel enerjisinin çoğu , birikme diskinin toz torusu tarafından emilmedikçe kaçacak olan X-ışınlarına dönüştürülür . Bu soğurulan ışık, kızılötesi olarak yeniden yayılır ve toplamda CIB'nin tam gücünün yaklaşık% 20-30'unu verir; ancak bazı spesifik dalga boylarında bu, CIB enerjisinin baskın kaynağıdır.

Şimdiye kadar bilinmeyen bir galaksiler arası yıldız popülasyonunun hem CIB'yi hem de dağınık ekstragalaktik arka plan radyasyonunun diğer unsurlarını açıkladığı gösterilmiştir . Galaksiler arası yıldızlar tüm arka plan anizotropisini açıklasaydı, çok büyük bir popülasyon gerektirecekti, ancak bu gözlemler tarafından dışlanmıyor ve aslında karanlık madde sorununun da önemli bir bölümünü açıklayabilir .

Ön Planlar

CIB'nin en önemli ön plan bileşenleri şunlardır:

Net bir CIB tespiti için bu bileşenlerin ayrılması gerekir.

Kozmik kızılötesi arka planın gözlemlenmesi

CIB'nin tespiti hem gözlemsel hem de astrofiziksel olarak çok zordur. Ön plandan ayırmak için kullanılabilecek çok az özelliği vardır. Önemli bir nokta, CIB'nin izotropik olması gerektiğidir, yani gökyüzünün her yerinde aynı CIB değerini ölçmek zorundadır. Ayrıca, spektrumunun son şekli, çeşitli kırmızıya kaymalarda görüş hattındaki kaynakların spektrumlarının toplamı olduğundan, şüpheli spektral özelliklerden yoksundur.

Doğrudan algılama

Doğrudan ölçümler basittir, ancak çok zordur. Kişi sadece gelen toplam gücü ölçmeli ve her gökyüzü arka plan bileşeninin katkısını belirlemelidir . Ön planların katkısını belirlemek için ölçümün birçok yönde tekrarlanması gerekir. Diğer tüm bileşenlerin çıkarılmasından sonra kalan güç - herhangi bir yönde aynı sabit değere sahipse - o spesifik dalga boyundaki CIB'dir. Pratikte, mutlak fotometri yapabilen bir cihaza ihtiyaç vardır, yani, doğru bir sıfır seviye belirlemesi için gelen ışığı tamamen bloke edecek bir mekanizmaya sahiptir ( soğuk deklanşör ). Enstrüman parçaları, deklanşör dahil, sıfır olmayan sıcaklıklara sahip olduğundan ve kızılötesi olarak yayıldığından, bu çok zor bir iştir.

İlk ve hala en kapsamlı doğrudan CIB ölçümleri , COBE uydusunun DIRBE cihazı tarafından gerçekleştirildi . Kesin olarak belirlenmiş zodyak emisyon katkısının kaldırılmasından sonra (ölçülen yıllık değişime dayanıyordu) daha uzun kızılötesi dalga boyunda kalan güç temelde iki bileşen içeriyordu: CIB ve Galaktik sirüs emisyonu. Galaktik sirüsün kızılötesi yüzey parlaklığı, aynı, düşük yoğunluklu yapıdan kaynaklandığından, nötr hidrojen sütun yoğunluklarıyla ilişkili olmalıdır. HI-ilişkili parçanın çıkarılmasından sonra, kalan yüzey parlaklığı 60, 100, 140 ve 240 um'de kozmik kızılötesi arka plan olarak belirlendi. Daha kısa dalga boylarında CIB seviyesi doğru bir şekilde belirlenemedi.

Daha sonra, 2.2 ve 3.5μ'deki kısa dalga boylu DIRBE ölçümleri, Two Micron Sky Survey ( 2MASS ) kaynak sayım verileri ile birleştirildi ve bu, bu iki dalga boyunda CIB'nin tespit edilmesine yol açtı.

Dalgalanma çalışmaları

CIB, bireysel kaynakların birikmiş bir ışığı olduğundan, gözlemcinin görüş alanında her zaman farklı yönlerde biraz farklı sayıda kaynak vardır. Bu, farklı görüş hatları arasında gözlenen toplam gelen akı miktarında bir değişime (dalgalanma) neden olur. Bu dalgalanmalar geleneksel olarak iki boyutlu otokorelasyon fonksiyonu veya karşılık gelen Fourier güç spektrumu ile tanımlanır . Mutlak fotometrik sıfır noktasının belirlenmesi gerekmediğinden, dalgalanmaların tespiti doğrudan CIB ölçümlerinden daha kolaydır - dalgalanmalar diferansiyel ölçümlerden türetilebilir. Öte yandan, dalgalanmalar CIB parlaklığı hakkında anında bilgi sağlamaz. Ölçülen dalgalanma genlikleri, dalgalanma / mutlak seviye oranı için bir tahmini olan bir CIB modeliyle karşı karşıya getirilmeli veya aynı dalga boyundaki kaynak sayımlarının entegre diferansiyel ışık seviyeleri ile karşılaştırılmalıdır .

CIB'nin güç spektrumu genellikle bir uzaysal frekans [arcmin- 1 ] karşısında dalgalanma gücü [Jy 2 sr -1 ] diyagramında sunulur . Ön plandaki bileşenlerin güç spektrumunun varlığı ile kirlenmiştir, böylece toplam güç spektrumu:

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

burada P (f), P CIB (f), P cirr , P ze (f) ve P n (f) sırasıyla toplam, CIB, Galaktik sirüs , zodyak emisyon ve gürültü (enstrüman gürültüsü) güç spektrumu bileşenleri ve Φ, teleskopun nokta yayılma fonksiyonunun güç spektrumudur .

Kızılötesi zodyak emisyon dalgalanmalarının çoğu, ekliptik düzlemden uzakta, "kozmik pencerelerde" ihmal edilebilir düzeydedir .

Uzak kızılötesinde, CIB güç spektrumu, onu en güçlü ön planı olan Galaktik sirüs emisyonundan ayırmak için etkili bir şekilde kullanılabilir. Sirüs emisyonu, bir güç yasasının karakteristik bir güç spektrumuna sahiptir ( fraktal bir uzaysal yapınınki) P (f) = P 0 (f / f 0 ) α , burada P uzaysal frekansta f dalgalanma gücüdür f , P 0 f 0 referans uzaysal frekanstaki dalgalanma gücü ve α spektral indekstir. α'nın, düşük uzaysal frekanslarda CIB'nin güç spektrumundan çok daha dik olan α≈-3 olduğu bulundu. Cirrus bileşeni, düşük uzaysal frekanslarda güç spektrumunda tanımlanabilir ve daha sonra tüm uzaysal frekans aralığından çıkarılabilir. Kalan güç spektrumu - enstrüman efektleri için dikkatli bir düzeltmeden sonra - CIB'ninki olmalıdır.

Otokorelasyon ve güç spektrumu çalışmaları , Kızılötesi Uzay Gözlemevi'nin ISOPHOT cihazının gözlemlerine dayalı olarak, COBE / DIRBE ölçümlerine dayalı olarak 1.25, 2.2, 3.5, 12-100μm'de ve daha sonra 90 ve 170μm'de CIB dalgalanma genliklerinde sonuçlandı . Son zamanlarda, galaksilerin kümelenmesi de bu yöntem kullanılarak 160 μm'deki güç spektrumunda tanımlandı.

Kaynak sayıları

Kaynak sayıları , CIB'yi oluşturan kaynaklar hakkında en kapsamlı resmi verir. Bir kaynak sayımında , belirli bir görüş alanında mümkün olduğu kadar çok nokta / kompakt kaynak tespit etmeye çalışır: bu genellikle birden fazla dalga boyunda yapılır ve genellikle diğer verilerle tamamlanır, örneğin görsel veya milimetrenin altındaki dalga boylarında fotometri. Bu şekilde, saptanan kaynakların geniş bant spektral özellikleri hakkında da bilgi sahibi olunur. Tespit edilen nokta kaynakların diğer kirletici kaynaklardan ayırt edilmesi gerekir, örneğin Güneş Sistemindeki küçük cisimler, Galaktik yıldızlar ve sirüs düğümleri (Galaktik sirüs emisyonundaki yerel yoğunluk iyileştirmeleri).

Kaynak sayımları, 2MASS veya Kızılötesi Uzay Gözlemevi (ISO) gibi son kızılötesi görevler için önemli görevlerdi ve halen mevcut ve yakın gelecekteki kızılötesi uzay araçlarının ( Spitzer Uzay Teleskobu ve Herschel Uzay Gözlemevi ) en önemli sorularından biridir . ISO, toplam CIB ışığının yaklaşık% 3-10'unu ayrı kaynaklara (dalga boyuna bağlı olarak) çözümleyebilse de, Spitzer ölçümleri CIB'nin ~% 30'unu kaynak olarak tespit etti ve bu oranın ~% 90 olması bekleniyor Herschel Uzay Gözlemevi ile bazı dalga boylarında .

Kaynak sayım sonuçları, "hızlı evrim" galaksi modellerini destekler. Bu modellerde günümüzde galaksiler, yoğun bir yıldız oluşumu aşamasından geçerken z = 1 ... 2'de olduklarından önemli ölçüde farklı görünüyorlar. Kaynak sayım sonuçları, z = 1 ... 2 galaksinin bugün kozmik mahallemizde gördüklerimize benzediği "sabit durum" senaryolarını hariç tutar.

Ayrıca bakınız

Referanslar

Dış bağlantılar