Kosmischer Infrarot-Hintergrund - Cosmic infrared background

Der kosmische Infrarot-Hintergrund ist Infrarotstrahlung , die durch Sternstaub verursacht wird .

Geschichte

Das Erkennen der kosmologischen Bedeutung der Dunkelheit des Nachthimmels ( Olbers 'Paradoxon ) und die ersten Spekulationen über ein extragalaktisches Hintergrundlicht stammen aus der ersten Hälfte des 19. Jahrhunderts. Trotz seiner Bedeutung wurden die ersten Versuche erst in den 1950er und 60er Jahren unternommen, den Wert des visuellen Hintergrunds aufgrund von Galaxien abzuleiten, der zu dieser Zeit auf dem integrierten Sternenlicht dieser Sternensysteme beruhte. Bereits in den 1960er Jahren wurde die Absorption von Sternenlicht durch Staub berücksichtigt, ohne jedoch die Reemission dieser absorbierten Energie im Infrarot zu berücksichtigen . Zu dieser Zeit wies Jim Peebles darauf hin, dass es in einem von Urknall geschaffenen Universum einen kosmischen Infrarot-Hintergrund (CIB) gegeben haben muss - anders als der kosmische Mikrowellen-Hintergrund -, der die Bildung und Entwicklung von Sternen und Galaxien erklären kann.

Um die heutige Metallizität zu erzeugen , müssen frühe Galaxien wesentlich mächtiger gewesen sein als heute. In den frühen CIB-Modellen wurde die Absorption von Sternenlicht vernachlässigt, daher erreichte der CIB in diesen Modellen einen Peak zwischen 1–10 μm Wellenlänge. Diese frühen Modelle haben bereits richtig gezeigt, dass das CIB höchstwahrscheinlich schwächer als sein Vordergrund war und daher sehr schwer zu beobachten war. Später zeigten die Entdeckung und Beobachtung von Infrarotgalaxien mit hoher Leuchtkraft in der Nähe der Milchstraße , dass der Peak des CIB höchstwahrscheinlich bei längeren Wellenlängen (etwa 50 μm) liegt und seine volle Leistung ~ 1–10% derjenigen von betragen könnte die CMB .

Wie Martin Harwit betonte, ist das CIB sehr wichtig für das Verständnis einiger spezieller astronomischer Objekte wie Quasare oder ultraluminöser Infrarotgalaxien , die im Infrarotbereich sehr hell sind. Er wies auch darauf hin, dass das CIB durch inverse Compton-Streuung , Photopion- und Elektronen-Positronen-Paar-Produktion eine signifikante Dämpfung für sehr energiereiche Elektronen, Protonen und Gammastrahlen der kosmischen Strahlung verursacht .

In den frühen 1980er Jahren gab es für das CIB nur Obergrenzen. Die eigentlichen Beobachtungen des CIB begannen nach der Ära der im Infrarot arbeitenden astronomischen Satelliten, die vom Infrarot-Astronomiesatelliten (IRAS) gestartet wurden , gefolgt vom Cosmic Background Explorer (COBE), dem Infrarot-Weltraumobservatorium (ISO) und dem Spitzer Weltraumteleskop . Die Erforschung des CIB wurde vom 2009 gestarteten Herschel Space Observatory fortgesetzt .

Die Spitzer-Weitwinkeluntersuchungen haben Anisotropien im CIB festgestellt.

Eine Zusammenfassung zur Geschichte der CIB-Forschung finden Sie in den Übersichtsartikeln von MG Hauser und E. Dwek (2001) sowie A. Kashlinsky (2005).

Ursprung des kosmischen Infrarot-Hintergrunds

Eine der wichtigsten Fragen zum CIB ist die Energiequelle. In den frühen Modellen wurde das CIB aus den rotverschobenen Spektren der Galaxien aufgebaut, die in unserer kosmischen Nachbarschaft gefunden wurden. Diese einfachen Modelle konnten jedoch die beobachteten Merkmale des CIB nicht reproduzieren. Im baryonischen Material des Universums gibt es zwei große Energiequellen: Kernfusion und Gravitation.

Die Kernfusion findet innerhalb der Sterne statt, und wir können dieses Licht wirklich rotverschoben sehen: Dies ist die Hauptquelle des kosmischen ultravioletten und visuellen Hintergrunds . Eine signifikante Menge dieses Sternenlichts wird jedoch nicht direkt beobachtet. Staub in den Wirtsgalaxien kann ihn absorbieren und im Infrarot wieder abgeben, was zur CIB beiträgt. Obwohl die meisten heutigen Galaxien wenig Staub enthalten (z. B. elliptische Galaxien sind praktisch staubfrei), gibt es sogar in unserer Umgebung einige spezielle Sternensysteme, die im Infrarotbereich extrem hell und im optischen Bereich schwach (oft fast unsichtbar) sind. Diese ultraluminösen Infrarotgalaxien (ULIRGs) befinden sich gerade in einer sehr aktiven Sternentstehungsphase : Sie befinden sich gerade in einer Kollision oder in einer Verschmelzung mit einer anderen Galaxie. In der Optik ist dies durch die große Staubmenge verborgen, und die Galaxie ist aus demselben Grund im Infrarot hell. Galaxienkollisionen und Fusionen waren in der kosmischen Vergangenheit häufiger: Die globale Sternentstehungsrate des Universums erreichte ihren Höhepunkt um die Rotverschiebung z  = 1 ... 2 und betrug heute das 10- bis 50-fache des Durchschnittswerts. Diese Galaxien im  Rotverschiebungsbereich von z = 1 ... 2 ergeben 50 bis 70 Prozent der vollen Helligkeit des CIB.

Ein weiterer wichtiger Bestandteil des CIB ist die Infrarotemission durch Quasare . In diesen Systemen wird der größte Teil der potentiellen Gravitationsenergie der Materie, die in das zentrale Schwarze Loch fällt, in Röntgenstrahlen umgewandelt , die entweichen würden, wenn sie nicht vom Staubtorus der Akkretionsscheibe absorbiert würden . Dieses absorbierte Licht wird im Infrarot wieder emittiert und ergibt insgesamt etwa 20–30% der vollen Leistung des CIB; Bei bestimmten Wellenlängen ist dies jedoch die dominierende Quelle für CIB-Energie.

Es wurde gezeigt, dass eine bisher nicht erkannte Population intergalaktischer Sterne das CIB sowie die anderen Elemente der diffusen extragalaktischen Hintergrundstrahlung erklärt . Wenn intergalaktische Sterne die gesamte Hintergrundanisotropie erklären würden, würde dies eine sehr große Population erfordern, dies wird jedoch durch Beobachtungen nicht ausgeschlossen und könnte tatsächlich auch einen angemessenen Teil des Problems der dunklen Materie erklären .

Vordergrund

Die wichtigsten Vordergrundkomponenten des CIB sind folgende:

Diese Komponenten müssen für eine eindeutige CIB-Erkennung getrennt werden.

Beobachtung des kosmischen Infrarot-Hintergrunds

Der Nachweis des CIB ist sowohl beobachtend als auch astrophysikalisch sehr schwierig. Es hat nur sehr wenige Eigenschaften, mit denen es vom Vordergrund getrennt werden kann. Ein wichtiger Punkt ist, dass das CIB isotrop sein muss, dh man muss überall am Himmel den gleichen CIB-Wert messen. Es fehlen auch verdächtige spektrale Merkmale, da die endgültige Form seines Spektrums die Summe der Spektren der Quellen in der Sichtlinie bei verschiedenen Rotverschiebungen ist.

Direkte Erkennung

Direkte Messungen sind einfach, aber sehr schwierig. Man muss nur die gesamte eingehende Leistung messen und den Beitrag jeder Himmelshintergrundkomponente bestimmen . Die Messung muss in viele Richtungen wiederholt werden, um den Beitrag der Vordergründe zu bestimmen. Nach dem Entfernen aller anderen Komponenten ist die verbleibende Leistung - wenn sie in irgendeiner Richtung der gleiche konstante Wert ist - die CIB bei dieser spezifischen Wellenlänge. In der Praxis benötigt man ein Instrument, das in der Lage ist, absolute Photometrie durchzuführen , dh es verfügt über einen Mechanismus, um einfallendes Licht für eine genaue Nullpegelbestimmung ( Kaltverschluss ) vollständig zu blockieren . Da die Instrumententeile, einschließlich des Verschlusses, Temperaturen ungleich Null haben und im Infrarotbereich emittieren, ist dies eine sehr schwierige Aufgabe.

Die ersten und nach wie vor umfangreichsten direkten CIB-Messungen wurden mit dem DIRBE- Instrument des COBE- Satelliten durchgeführt. Nach dem Entfernen des genau bestimmten Beitrags zur Tierkreisemission (der auf der gemessenen jährlichen Variation beruhte) enthielt die verbleibende Leistung bei längerer Infrarotwellenlänge im Wesentlichen zwei Komponenten: die CIB- und die galaktische Zirrusemission. Die Infrarotoberflächenhelligkeit des galaktischen Zirrus muss mit den neutralen Wasserstoffsäulendichten korrelieren, da sie aus derselben Struktur mit niedriger Dichte stammen. Nach dem Entfernen des HI-korrelierten Teils wurde die verbleibende Oberflächenhelligkeit als kosmischer Infrarothintergrund bei 60, 100, 140 und 240 & mgr; m identifiziert. Bei kürzeren Wellenlängen konnte der CIB-Pegel nicht korrekt bestimmt werden.

Später wurden kurzwellige DIRBE-Messungen bei 2,2 und 3,5 μ mit den 2MASS- Quellenzählungsdaten (Two Micron Sky Survey ) kombiniert , was zur Detektion des CIB bei diesen beiden Wellenlängen führte.

Fluktuationsstudien

Da das CIB ein akkumuliertes Licht einzelner Quellen ist, gibt es im Sichtfeld des Betrachters immer eine etwas andere Anzahl von Quellen in verschiedenen Richtungen. Dies führt zu einer Variation (Fluktuation) der Gesamtmenge des beobachteten eingehenden Flusses zwischen den verschiedenen Visierlinien. Diese Schwankungen werden traditionell durch die zweidimensionale Autokorrelationsfunktion oder durch das entsprechende Fourier- Leistungsspektrum beschrieben . Die Erkennung von Schwankungen ist einfacher als die direkten CIB-Messungen, da der absolute photometrische Nullpunkt nicht bestimmt werden muss - Schwankungen können aus Differenzmessungen abgeleitet werden. Andererseits liefern Schwankungen keine unmittelbare Information über die CIB-Helligkeit. Die gemessenen Schwankungsamplituden müssen entweder mit einem CIB-Modell konfrontiert werden, das eine Vorhersage für das Verhältnis Schwankung / absoluter Pegel enthält, oder sie müssen mit integrierten Differenzlichtpegeln von Quellenzahlen bei derselben Wellenlänge verglichen werden.

Das Leistungsspektrum des CIB wird normalerweise in einem Diagramm der Ortsfrequenz [arcmin −1 ] gegen die Fluktuationsleistung [Jy 2 sr −1 ] dargestellt. Es ist durch das Vorhandensein des Leistungsspektrums von Vordergrundkomponenten verunreinigt, so dass das gesamte Leistungsspektrum wie folgt ist:

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

wobei P (f), P CIB (f), P cirr , P ze (f) und P n (f) die Gesamt-, CIB-, galaktischen Cirrus- , Tierkreisemissions- bzw. Rausch- (Instrumentenrausch-) Leistungsspektrumkomponenten sind, und Φ ist das Leistungsspektrum der Punktstreufunktion des Teleskops .

Für den größten Teil der infraroten Tierkreisemission sind Schwankungen in den "kosmischen Fenstern", weit entfernt von der Ekliptikebene, vernachlässigbar .

Im fernen Infrarot kann das CIB-Leistungsspektrum effektiv genutzt werden, um es von seinem stärksten Vordergrund, der galaktischen Zirrusemission, zu trennen. Die Cirrusemission hat ein charakteristisches Leistungsspektrum eines Potenzgesetzes (das einer fraktalen räumlichen Struktur) P (f) = P 0 (f / f 0 ) α , wobei P die Schwankungsleistung bei der räumlichen Frequenz f , P 0 ist ist die Schwankungsleistung bei der räumlichen Referenzfrequenz f 0 und α ist der Spektralindex. Es wurde gefunden, dass α α≈-3 ist, was bei niedrigen Ortsfrequenzen viel steiler ist als das Leistungsspektrum des CIB. Die Cirrus-Komponente kann im Leistungsspektrum bei niedrigen Ortsfrequenzen identifiziert und dann aus dem gesamten Ortsfrequenzbereich entfernt werden. Das verbleibende Leistungsspektrum sollte - nach sorgfältiger Korrektur der Instrumenteneffekte - das des CIB sein.

Autokorrelations- und Leistungsspektrumstudien ergaben die CIB-Fluktuationsamplituden bei 1,25, 2,2, 3,5, 12–100 μm basierend auf den COBE / DIRBE-Messungen und später bei 90 und 170 μm basierend auf den Beobachtungen des ISOPHOT-Instruments des Infrarot-Weltraumobservatoriums . Kürzlich wurde mit dieser Methode auch die Clusterbildung der Galaxien im Leistungsspektrum bei 160 μm identifiziert.

Quelle zählt

Die Anzahl der Quellen liefert das umfassendste Bild über die Quellen, aus denen das CIB besteht. Bei einer Quellenzählung wird versucht, so viele Punkt- / Kompaktquellen wie möglich in einem bestimmten Sichtfeld zu erfassen: Dies erfolgt normalerweise bei mehreren Wellenlängen und wird häufig durch andere Daten ergänzt, z. B. Photometrie bei visuellen Wellenlängen oder Wellenlängen im Submillimeterbereich. Auf diese Weise erhält man auch Informationen über die breitbandigen spektralen Eigenschaften der detektierten Quellen. Die detektierten Punktquellen müssen von anderen kontaminierenden Quellen unterschieden werden, z. B. kleinen Körpern im Sonnensystem, galaktischen Sternen und Zirrusknoten (lokale Dichteverbesserungen bei der galaktischen Zirrusemission).

Die Anzahl der Quellen war eine wichtige Aufgabe für die jüngsten Infrarotmissionen wie 2MASS oder das Infrarot-Weltraumobservatorium (ISO) und ist nach wie vor eine der wichtigsten Fragen der aktuellen und zukünftigen Infrarot-Weltrauminstrumente ( Spitzer-Weltraumteleskop und Herschel-Weltraumobservatorium ). Während ISO etwa 3–10% des gesamten CIB-Lichts in einzelne Quellen auflösen konnte (abhängig von der Wellenlänge), haben Spitzer-Messungen bereits ~ 30% des CIB als Quellen erkannt, und dieses Verhältnis wird voraussichtlich ~ 90% betragen bei einigen Wellenlängen mit dem Herschel Space Observatory .

Die Ergebnisse der Quellenzählung unterstützen die Galaxienmodelle der "schnellen Evolution". In diesen Modellen sehen Galaxien heutzutage signifikant anders aus als bei z = 1 ... 2, als sie eine intensive Sternentstehungsphase durchliefen. Die Ergebnisse der Quellenzählung schließen die "stationären" Szenarien aus, in denen z = 1 ... 2 Galaxien ähnlich aussehen wie die, die wir heute in unserer kosmischen Nachbarschaft sehen.

Siehe auch

Verweise

Externe Links