Sfondo infrarosso cosmico - Cosmic infrared background

Lo sfondo infrarosso cosmico è la radiazione infrarossa causata dalla polvere stellare .

Storia

Riconoscere l'importanza cosmologica dell'oscurità del cielo notturno ( paradosso di Olbers ) e le prime speculazioni su una luce di fondo extragalattica risalgono alla prima metà del XIX secolo. Nonostante la sua importanza, i primi tentativi furono fatti solo negli anni '50 -'60 per ricavare il valore dello sfondo visivo dovuto alle galassie, a quel tempo basato sulla luce stellare integrata di questi sistemi stellari. Già negli anni '60 si prendeva in considerazione l'assorbimento della luce delle stelle da parte della polvere, ma senza considerare la riemissione di questa energia assorbita nell'infrarosso . A quel tempo Jim Peebles fece notare che in un universo creato dal Big Bang doveva esserci uno sfondo cosmico a infrarossi (CIB) - diverso dal fondo cosmico a microonde - che può spiegare la formazione e l'evoluzione di stelle e galassie.

Per produrre la metallicità odierna , le galassie primordiali dovevano essere significativamente più potenti di quanto lo siano oggi. Nei primi modelli CIB l'assorbimento della luce stellare era trascurato, quindi in questi modelli il CIB raggiungeva il picco tra le lunghezze d'onda di 1–10μm. Questi primi modelli hanno già mostrato correttamente che il CIB era molto probabilmente più debole dei suoi primi piani, e quindi era molto difficile da osservare. Successivamente la scoperta e le osservazioni di galassie infrarosse ad alta luminosità nelle vicinanze della Via Lattea hanno mostrato che il picco del CIB è molto probabilmente a lunghezze d'onda maggiori (circa 50μm), e la sua piena potenza potrebbe essere ~ 1-10% di quella di la CMB .

Come ha sottolineato Martin Harwit , il CIB è molto importante per la comprensione di alcuni oggetti astronomici speciali, come i quasar o le galassie infrarosse ultraluminose , che sono molto luminose nell'infrarosso. Ha anche sottolineato che il CIB causa un'attenuazione significativa per elettroni, protoni e raggi gamma ad altissima energia della radiazione cosmica attraverso lo scattering Compton inverso , il fotopione e la produzione di coppie elettrone-positrone.

All'inizio degli anni '80 c'erano solo limiti massimi disponibili per il CIB. Le vere osservazioni del CIB sono iniziate dopo l'era dei satelliti astronomici che lavorano nell'infrarosso, iniziata dall'Infrared Astronomy Satellite (IRAS), e seguita dal Cosmic Background Explorer (COBE), dall'Infrared Space Observatory (ISO) e dallo Spitzer Telescopio spaziale . L'esplorazione del CIB è stata proseguita dall'Herschel Space Observatory , lanciato nel 2009.

Le indagini su vasta area di Spitzer hanno rilevato anisotropie nel CIB.

Una sintesi sulla storia della ricerca sulla CIB può essere trovata nei documenti di revisione di MG Hauser e E. Dwek (2001) e A. Kashlinsky (2005).

Origine dello sfondo infrarosso cosmico

Una delle domande più importanti sul CIB è la fonte della sua energia. Nei primi modelli il CIB è stato costruito dagli spettri spostati verso il rosso delle galassie trovate nel nostro vicinato cosmico. Tuttavia, questi semplici modelli non potevano riprodurre le caratteristiche osservate del CIB. Nel materiale barionico dell'Universo ci sono due fonti di grandi quantità di energia: la fusione nucleare e la gravitazione.

La fusione nucleare avviene all'interno delle stelle e possiamo davvero vedere questa luce spostata verso il rosso: questa è la fonte principale dell'ultravioletto cosmico e dello sfondo visivo . Tuttavia, una quantità significativa di questa luce stellare non viene osservata direttamente. La polvere nelle galassie ospiti può assorbirla e riemetterla nell'infrarosso, contribuendo al CIB. Sebbene la maggior parte delle galassie odierne contenga poca polvere (ad esempio le galassie ellittiche sono praticamente prive di polvere), ci sono alcuni sistemi stellari speciali anche nelle nostre vicinanze che sono estremamente luminosi nell'infrarosso e allo stesso tempo deboli (spesso quasi invisibili) nell'ottica. Queste galassie infrarosse ultraluminose (ULIRG) sono solo in un periodo di formazione stellare molto attivo : sono solo in collisione o in una fusione con un'altra galassia. Nell'ottica questo è nascosto dall'enorme quantità di polvere e la galassia è luminosa nell'infrarosso per lo stesso motivo. Le collisioni e le fusioni tra galassie erano più frequenti nel passato cosmico: il tasso di formazione stellare globale dell'Universo ha raggiunto il picco intorno al redshift z  = 1 ... 2, ed era da 10 a 50 volte il valore medio attuale. Queste galassie nella  gamma di spostamento verso il rosso z = 1 ... 2 danno dal 50 al 70 percento della piena luminosità del CIB.

Un altro componente importante del CIB è l'emissione infrarossa da parte dei quasar . In questi sistemi la maggior parte dell'energia potenziale gravitazionale della materia che cade nel buco nero centrale viene convertita in raggi X , che sfuggirebbero a meno che non vengano assorbiti dal toroide del disco di accrescimento . Questa luce assorbita viene nuovamente emessa nell'infrarosso e in totale fornisce circa il 20-30% della piena potenza del CIB; tuttavia ad alcune lunghezze d'onda specifiche questa è la fonte dominante di energia CIB.

È stato dimostrato che una popolazione di stelle intergalattiche finora non riconosciuta spiega il CIB così come gli altri elementi della radiazione di fondo extragalattica diffusa . Se le stelle intergalattiche dovessero spiegare tutta l'anisotropia di fondo, richiederebbe una popolazione molto ampia, ma ciò non è escluso dalle osservazioni e potrebbe in effetti anche spiegare una buona parte del problema della materia oscura .

Primo piano

I componenti in primo piano più importanti del CIB sono i seguenti:

Questi componenti devono essere separati per un chiaro rilevamento CIB.

Osservazione dello sfondo infrarosso cosmico

Il rilevamento del CIB è molto impegnativo sia dal punto di vista osservativo che astrofisico. Ha pochissime caratteristiche che possono essere utilizzate per separarlo dai primi piani. Un punto importante è che il CIB deve essere isotropo, cioè si deve misurare lo stesso valore CIB in tutto il cielo. Inoltre manca di caratteristiche spettrali sospette, poiché la forma finale del suo spettro è la somma degli spettri delle sorgenti nella linea di vista a vari redshift.

Rilevamento diretto

Le misurazioni dirette sono semplici, ma molto difficili. È sufficiente misurare la potenza totale in entrata e determinare il contributo di ciascun componente del fondo del cielo . La misurazione deve essere ripetuta in molte direzioni per determinare il contributo dei primi piani. Dopo la rimozione di tutti gli altri componenti, la potenza rimanente - se è lo stesso valore costante in qualsiasi direzione - è il CIB a quella specifica lunghezza d'onda. In pratica, è necessario uno strumento che sia in grado di eseguire la fotometria assoluta , ovvero che abbia un meccanismo per bloccare completamente la luce in entrata per una determinazione accurata del livello zero ( otturatore freddo ). Poiché le parti dello strumento, compreso l'otturatore, hanno temperature diverse da zero ed emettono nell'infrarosso, questo è un compito molto difficile.

Le prime, e ancora le più estese, misurazioni CIB dirette sono state eseguite dallo strumento DIRBE del satellite COBE . Dopo la rimozione del contributo di emissione zodiacale determinato con precisione (che era basato sulla variazione annuale misurata), la potenza rimanente a una lunghezza d'onda dell'infrarosso più lunga conteneva fondamentalmente due componenti: il CIB e l'emissione di cirri galattici. La luminosità della superficie infrarossa del cirro galattico deve essere correlata con le densità della colonna di idrogeno neutro, poiché hanno origine dalla stessa struttura a bassa densità. Dopo la rimozione della parte correlata con HI, la luminosità superficiale rimanente è stata identificata come lo sfondo infrarosso cosmico a 60, 100, 140 e 240μm. A lunghezze d'onda più corte non è stato possibile determinare correttamente il livello CIB.

Successivamente, le misurazioni DIRBE a lunghezza d'onda corta a 2,2 e 3,5μ sono state combinate con i dati del conteggio della sorgente Two Micron Sky Survey ( 2MASS ) e questo ha portato alla rilevazione del CIB a queste due lunghezze d'onda.

Studi sulle fluttuazioni

Poiché il CIB è una luce accumulata di singole sorgenti, c'è sempre un numero leggermente diverso di sorgenti in direzioni diverse nel campo visivo dell'osservatore. Ciò causa una variazione (fluttuazione) nella quantità totale di flusso in entrata osservato tra le diverse linee di mira. Queste fluttuazioni sono tradizionalmente descritte dalla funzione di autocorrelazione bidimensionale , o dal corrispondente spettro di potenza di Fourier . Il rilevamento delle fluttuazioni è più semplice rispetto alle misurazioni CIB dirette, poiché non è necessario determinare il punto zero fotometrico assoluto - le fluttuazioni possono essere derivate da misurazioni differenziali. D'altra parte, le fluttuazioni non forniscono un'informazione immediata sulla luminosità CIB. Le ampiezze di fluttuazione misurate devono essere confrontate con un modello CIB che ha una previsione per il rapporto fluttuazione / livello assoluto, oppure deve essere confrontata con i livelli di luce differenziale integrati dei conteggi delle sorgenti alla stessa lunghezza d'onda.

Lo spettro di potenza del CIB è solitamente presentato in un diagramma di frequenza spaziale [arcmin −1 ] vs. potenza di fluttuazione [Jy 2 sr −1 ]. È contaminato dalla presenza dello spettro di potenza dei componenti in primo piano, quindi lo spettro di potenza totale è:

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

dove P (f), P CIB (f), P cirr , P ze (f) e P n (f) sono rispettivamente le componenti dello spettro di potenza totale, CIB, cirro galattico , emissione zodiacale e rumore (rumore strumentale) e Φ è lo spettro di potenza della funzione di diffusione dei punti del telescopio .

Per la maggior parte dell'infrarosso le fluttuazioni dell'emissione zodiacale sono trascurabili nelle "finestre cosmiche", lontane dal piano dell'eclittica .

Nel lontano infrarosso lo spettro di potenza CIB può essere efficacemente utilizzato per separarlo dal suo primo piano più forte, l'emissione di cirri galattici. L'emissione di cirri ha uno spettro di potenza caratteristico di una legge di potenza (quella di una struttura spaziale frattale ) P (f) = P 0 (f / f 0 ) α , dove P è la potenza di fluttuazione alla frequenza spaziale f , P 0 è la potenza di fluttuazione alla frequenza spaziale di riferimento f 0 e α è l'indice spettrale. α è risultato essere α≈-3, che è molto più ripido dello spettro di potenza del CIB a basse frequenze spaziali. La componente cirrus può essere identificata nello spettro di potenza a basse frequenze spaziali e quindi rimossa dall'intera gamma di frequenze spaziali. Il restante spettro di potenza - dopo un'attenta correzione degli effetti strumentali - dovrebbe essere quello del CIB.

Gli studi sull'autocorrelazione e sullo spettro di potenza hanno prodotto ampiezze di fluttuazione CIB a 1,25, 2,2, 3,5, 12–100μm sulla base delle misurazioni COBE / DIRBE e successivamente a 90 e 170μm, sulla base delle osservazioni dello strumento ISOPHOT dell'Infrared Space Observatory . Recentemente, utilizzando questo metodo, sono stati identificati anche i clustering delle galassie nello spettro di potenza a 160μm.

La fonte conta

Il conteggio delle fonti fornisce il quadro più ampio delle fonti che costituiscono il CIB. In un conteggio delle sorgenti si cerca di rilevare quante più sorgenti puntiformi / compatte in un certo campo visivo possibile: questo di solito viene fatto a più lunghezze d'onda ed è spesso integrato da altri dati, ad esempio la fotometria a lunghezze d'onda visive o sub-millimetriche. In questo modo si hanno anche informazioni sulle caratteristiche spettrali a larga banda delle sorgenti rilevate. Le sorgenti puntiformi rilevate devono essere distinte da altre sorgenti contaminanti, ad esempio corpi minori nel Sistema Solare, stelle galattiche e nodi cirri (aumenti della densità locale nell'emissione di cirri galattici).

I conteggi delle sorgenti erano compiti importanti per le recenti missioni a infrarossi come 2MASS o l' Infrared Space Observatory (ISO), ed è ancora una delle domande più importanti sugli strumenti spaziali a infrarossi attuali e del prossimo futuro (il telescopio spaziale Spitzer e l' osservatorio spaziale Herschel ). Mentre l'ISO è stato in grado di risolvere circa il 3-10% della luce CIB totale in singole sorgenti (a seconda della lunghezza d'onda), le misurazioni di Spitzer hanno già rilevato ~ 30% della CIB come sorgenti e questo rapporto dovrebbe essere ~ 90% ad alcune lunghezze d'onda con l' Herschel Space Observatory .

I risultati del conteggio delle sorgenti supportano i modelli di galassie "ad evoluzione rapida". In questi modelli le galassie oggigiorno appaiono significativamente diverse da come erano a z = 1 ... 2, quando stavano attraversando un'intensa fase di formazione stellare. I risultati del conteggio sorgente escludono gli scenari di "stato stazionario", dove z = 1 ... 2 galassie sono simili a quelle che vediamo oggi nel nostro vicinato cosmico.

Guarda anche

Riferimenti

link esterno