우주 적외선 배경

Cosmic infrared background
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우주 적외선 배경은 별의 먼지에 의해 발생하는 적외선 방사선이다.

역사

밤하늘의 어둠의 우주적 중요성(올버스의 역설)과 외삽적 배경 조명에 대한 최초의 추측을 인식한 것은 19세기 전반으로 거슬러 올라간다.그 중요성에도 불구하고, 이 별들의 시스템들의 통합된 별빛에 기초하여 1950년대에서 60년대에야 은하에 의한 시각적 배경의 가치를 이끌어내기 위한 첫 시도가 이루어졌다.1960년대에 이미 먼지에 의한 별빛 흡수는 고려되었지만, 적외선에 흡수된 이 에너지의 재배출을 고려하지 않고 있었다.당시 짐 피블스는 빅뱅이 만들어낸 우주에는 우주 극초단파 배경과는 다른 우주 적외선 배경(CIB)이 존재했을 것이며 이는 별과 은하의 형성과 진화를 설명할 수 있다고 지적했다.

오늘날의 야금성을 생산하기 위해서는 초기의 은하계가 오늘날보다 훨씬 더 강력했을 것이다.초기 CIB 모델에서는 별빛의 흡수가 무시되었고, 따라서 이러한 모델에서는 CIB가 1~10μm 파장 사이에서 정점을 찍었다.이러한 초기 모델들은 이미 CIB가 아마도 그것의 전경보다 더 기절했을 것이라는 것을 정확하게 보여주었고, 그래서 그것은 관찰하기가 매우 어려웠다.나중에 은하수 근처에서 고광도 적외선 은하의 발견과 관측을 통해 CIB의 정점이 더 긴 파장(약 50μm)일 가능성이 가장 높고, 최대 출력은 CMB의 최대 1-10%가 될 수 있다는 것을 알 수 있었다.

마틴 하윗이 강조했듯이, CIB는 적외선에 매우 밝은 퀘이사 또는 초경량 적외선 은하와 같은 몇몇 특별한 천문학적 물체를 이해하는 데 매우 중요하다.그는 또한 CIB가 역 콤프턴 산란, 광전자 및 전자-양자 쌍 생성을 통해 우주 방사선의 매우 높은 에너지 전자, 양성자 및 감마선에 상당한 감쇠를 유발한다고 지적했다.

1980년대 초에는 CIB에 대한 상한만 있었다.CIB의 실제 관측은 적외선 속에서 일하는 천문위성의 시대가 끝나고 적외선천문위성(IRAS)에서 시작해 우주배경탐사선(COBE), 적외선우주전망대(ISO), 스피처우주망원경이 그 뒤를 이었다.CIB의 탐사는 2009년에 발사된 허셜 우주 전망대에 의해 계속되었다.

스피처 광폭 조사 결과 CIB에서 음이소트로피가 검출됐다.[1]

CIB 연구의 이력에 대한 요약은 M.G. 하우저와 E.의 검토 논문에서 확인할 수 있다.듀크(2001)[2]와 A.카슐린스키(2005년).[3]

우주 적외선 배경의 기원

CIB에 대한 가장 중요한 질문 중 하나는 에너지 공급원이다.초기 모델에서 CIB는 우리 우주 공간에서 발견되는 은하의 적색 편광 스펙트럼으로부터 구축되었다.그러나 이러한 단순한 모델은 CIB의 관측된 특징을 재현할 수 없었다.우주의 두 가지 중력 물질에는 두 가지 대량의 에너지의 원천이 있다: 핵융합과 중력.

핵융합은 별들 안에서 일어나며, 우리는 이 밝은 붉은 빛을 볼 수 있다: 이것이 우주 자외선과 시각적 배경의 주요 원천이다.그러나 이 별빛의 상당량은 직접 관측되지 않는다.숙주 은하의 먼지는 그것을 흡수할 수 있고 적외선에 다시 방출할 수 있어 CIB에 기여한다.비록 오늘날 대부분의 은하는 거의 먼지를 포함하고 있지 않지만(예: 타원 은하는 사실상 먼지가 없다), 적외선에서는 매우 밝은 동시에 광학에서는 희미하게(흔히 거의 보이지 않는) 우리 근처에도 몇몇 특별한 항성계통이 있다.이 초경량 적외선 은하(ULIRG)는 단지 매우 활발한 항성 형성기에 있다. 그들은 단지 충돌 중이거나 다른 은하와 병합 중에 있을 뿐이다.광학에서는 이것은 엄청난 양의 먼지에 의해 숨겨져 있고, 은하는 같은 이유로 적외선 속에서 밝게 빛난다.은하계의 충돌과 합병은 우주 과거에 더 빈번했다. 우주의 전지구적 항성 형성률은 적색편향 z = 1...2를 정점으로 오늘날 평균값의 10~50배였다.z = 1-2 적색변형 범위에 있는 이 은하들은 CIB의 전체 밝기의 50~70%를 제공한다.

CIB의 또 다른 중요한 구성요소는 퀘이사에 의한 적외선 방출이다.이 시스템들에서 중앙 블랙홀에 떨어지는 물질의 중력 전위 에너지의 대부분은 X선으로 변환되는데, 이것은 그것들이 첨가 원반의 먼지 토러스에 흡수되지 않는 한 빠져나갈 것이다.이 흡수된 빛은 다시 적외선에 재입착되어 총 CIB의 전체 전력의 약 20~30%를 공급하지만, 특정 파장에서는 이것이 CIB 에너지의 지배적인 원천이다.

지금까지 알려지지 않은 은하간 별의 집단은 CIB뿐만 아니라 확산된 외계 배경 방사선의 다른 요소들을 설명하는 것으로 나타났다.만약 은하간 별들이 모든 배경 음이소트로피를 설명한다면, 그것은 매우 많은 인구를 필요로 할 것이지만, 이것은 관찰에 의해 배제되지 않고 사실 암흑 물질 문제의 공정한 부분을 설명할 수도 있다.[4][5]

전경

CIB의 가장 중요한 전경 구성요소는 다음과 같다.

이러한 구성 요소는 명확한 CIB 감지를 위해 분리되어야 한다.

우주 적외선 배경 관찰

CIB의 검출은 관찰적으로나 천체학적으로 매우 도전적이다.그것은 전경과 그것을 분리하는 데 사용할 수 있는 매우 적은 특성을 가지고 있다.한 가지 중요한 점은 CIB가 등방성이어야 한다는 것이다. 즉, 하늘 전체에 걸쳐 동일한 CIB 값을 측정해야 한다는 것이다.또한 스펙트럼의 최종 모양이 다양한 적색 편향에서 시야에 있는 선원의 스펙트럼의 합이기 때문에 의심스러운 스펙트럼 특성도 있다.

다이렉트 검출

직접 측정은 간단하지만 매우 어렵다.단지 총 유입 전력을 측정하고 각 하늘 배경 요소의 기여도를 결정하기만 하면 된다.측정이 여러 방향으로 반복되어 전경의 기여도를 결정해야 한다.다른 모든 구성 요소를 제거한 후 남은 전력(어떤 방향에서든 동일한 상수 값일 경우)은 해당 특정 파장의 CIB이다.실제로 절대 광도 측정을 수행할 수 있는 계측기가 필요하다. 즉, 정확한 영도 측정(콜드 셔터)을 위해 들어오는 빛을 완전히 차단할 수 있는 몇 가지 메커니즘을 가지고 있다.셔터를 포함한 계기 부품은 온도가 영이 아닌 상태에서 적외선을 방출하기 때문에 이것은 매우 어려운 작업이다.

첫 번째 및 여전히 가장 광범위하고 직접적인 CIB 측정은 COBE 위성의 DIRBE 계측기에 의해 수행되었다.정밀하게 결정된 십이지장 방출 기여(측정된 연간 변동에 기초함)를 제거한 후, 더 긴 적외선 파장의 잔류 전력에는 기본적으로 CIB와 은하 권선 방출이라는 두 가지 성분이 포함되어 있었다.은하 권리의 적외선 표면 밝기는 동일한 저밀도 구조에서 발생하기 때문에 중립 수소 기둥 밀도와 상관해야 한다.HI 관련 부품 제거 후 나머지 표면 밝기는 60, 100, 140, 240μm의 우주 적외선 배경으로 확인되었다.짧은 파장에서는 CIB 수준을 정확하게 결정할 수 없었다.

이후 2.2μ와 3.5μ의 단파장 DIRBE 측정치를 Two Micron Sky Survey(2MASS) 선원수 데이터와 결합하여 이 두 파장에서 CIB를 검출하였다.

변동 연구

CIB는 개별 선원의 누적된 빛이기 때문에 관찰자의 시야에는 항상 다른 방향으로 선원의 수가 다소 다르다.이것은 다른 시선들 사이에서 관찰된 유입 유량의 총량에 변화를 일으킨다.이러한 변동은 전통적으로 2차원 자기 상관 함수 또는 해당 푸리에 전력 스펙트럼에 의해 설명된다.절대 광도 영점을 결정할 필요가 없기 때문에 변동 탐지는 직접 CIB 측정보다 쉽다. 변동은 차동 측정에서 도출될 수 있다.반면에, 변동은 CIB 밝기에 대한 즉각적인 정보를 제공하지 않는다.측정된 변동 진폭은 변동/절대 수준 비율에 대한 예측이 있는 CIB 모델과 맞닥뜨려야 하거나, 같은 파장에서 발생원 카운트의 통합 미분광 레벨과 비교해야 한다.

CIB의 전력 스펙트럼은 보통 공간 주파수 [아크민−1] 대 변동 전력 [Jy2 sr−1] 도표로 표시된다.전면 구성 요소의 전원 스펙트럼 존재에 의해 오염되어 총 전력 스펙트럼은 다음과 같다.

P(f) = φ(f)x[PCIB(f) + Pcirr(f) + Pze(f) + Pn(f) + P(f)]

여기서 P(f), PCIB(f), Pcirr(f), Pze(f), Pn(f), P(f)는 각각 총, CIB, 은하 권선, 십이지장 방출 및 소음(계기 소음) 전력 스펙트럼 성분이며, φ은 망원경 점 확산 기능의 전력 스펙트럼이다.

적외선 방출 변동의 대부분은 황반면에서 멀리 떨어진 "우주 창문"에서 무시할 수 있다.[6]

원적외선에서는 CIB 동력 스펙트럼을 효과적으로 사용하여 가장 강력한 전경인 은하 권선 방출로부터 분리할 수 있다.권선 방출은 전력 법칙(프랙탈 공간 구조의 그것) P(f) = P0(f/f0)의 특성 전력 스펙트럼을 가지며,α 여기서 P는 공간 주파수 f에서 변동 전력이고, P는0 기준 공간 주파수0 f에서 변동 전력이며, α는 스펙트럼 지수다.α는 낮은 공간 주파수에서 CIB의 전력 스펙트럼보다 훨씬 가파른 α≈-3인 것으로 밝혀졌다.권선 구성요소는 낮은 공간 주파수에서 전력 스펙트럼에서 식별한 후 전체 공간 주파수 범위에서 제거할 수 있다.계측기 효과에 대한 세심한 보정 후 남은 전력 스펙트럼은 CIB의 스펙트럼이어야 한다.

자기 상관 및 전력 스펙트럼 연구 결과 COBE/DIRBE 측정 기준 CIB 변동폭은 1.25, 2.2, 3.5, 12–100μm, 이후 적외선 우주 관측소의 ISOPOT 계측기 관측 기준 90, 170μm로 나타났다.[7]최근에는 이 방법을 이용해 160μm의 전력 스펙트럼에서도 은하 군집화가 확인되고 있다.[8]

소스 수

소스 카운트는 CIB를 구성하는 소스에 대한 가장 광범위한 그림을 제공한다.출처 카운트에서는 가능한 한 많은 점/계산 선원을 특정 시야에서 검출하려고 시도한다: 이것은 대개 다중 파장에서 수행되며, 다른 데이터(예: 시각 파장 또는 밀리미터 이하의 파장에서의 사진 측정)로 보완된다.이와 같이 검출된 선원의 광대역 스펙트럼 특성에 관한 정보도 갖고 있다.검출된 점원은 태양계, 은하계 항성 및 권선 노트와 같은 다른 오염원과 구별되어야 한다.

소스 카운트는 2MASS나 적외선 우주 관측소(ISO)와 같은 최근의 적외선 임무에서 중요한 임무였으며, 현재와 가까운 미래의 적외선 우주 기구(스피처 우주 망원경과 허셜 우주 관측소)가 여전히 가장 중요한 질문 중 하나이다.ISO는 (파장에 따라) 전체 CIB 빛의 약 3~10%를 개별 선원으로 분해할 수 있었지만, 스피처 측정은 이미 CIB의 최대 30%를 선원으로 검출했으며,[9] 이 비율은 허셜 우주전망대(Herschel Space Observatory)와 함께 일부 파장에서 90%까지 검출될 것으로 예상된다.[10]

소스 카운트 결과는 "빠른 진화" 은하 모델을 지원한다.이러한 모델에서 오늘날 은하는 강렬한 항성 형성 단계를 거쳤을 때 z=1...2와는 상당히 다르게 보인다.소스 카운트 결과는 "안정적 상태" 시나리오를 제외하며, 여기서 z=1...2 은하는 오늘날 우리 우주 근방에서 볼 수 있는 것과 유사하게 보인다.

참고 항목

참조

  1. ^ 테일러, 케이트"NASA 점들은 우주 최초의 물체들을 빛낸다."TG Daily, 2012년 6월 8일.
  2. ^ M.G. Hauser & E. Dwek (2001). "The Cosmic Infrared Background: Measurements and Implications". Annual Review of Astronomy & Astrophysics. 37: 249–307. arXiv:astro-ph/0105539. Bibcode:2001ARA&A..39..249H. doi:10.1146/annurev.astro.39.1.249. S2CID 45573664.
  3. ^ A. Kashlinsky (2005). "Cosmic infrared background and early galaxy evolution". Physics Reports. 409 (6): 361–438. arXiv:astro-ph/0412235. Bibcode:2005PhR...409..361K. doi:10.1016/j.physrep.2004.12.005. S2CID 14705180.
  4. ^ Cooray; et al. (22 October 2012). "A measurement of the intrahalo light fraction with near-infrared background anisotropies". Nature. arXiv:1210.6031v1.
  5. ^ Zemcov; et al. (5 November 2014). "On the Origin of Near-Infrared Extragalactic Background Light Anisotropy". Nature. arXiv:1411.1411.
  6. ^ P. Ábrahám; et al. (1997). "Search for brightness fluctuations in the zodiacal light at 25 MU M with ISO". Astronomy & Astrophysics. 328: 702–705. Bibcode:1997A&A...328..702A.
  7. ^ Cs. Kiss; et al. (2001). "Sky confusion noise in the far-infrared: Cirrus, galaxies and the cosmic far-infrared background". Astronomy & Astrophysics. 379 (3): 1161–1169. arXiv:astro-ph/0110143. Bibcode:2001A&A...379.1161K. doi:10.1051/0004-6361:20011394. S2CID 14761975.
  8. ^ G. Lagache; et al. (2007). "Correlated anisotropies in the cosmic far-infrared background detected by MIPS/Spitzer: Constraint on the bias". Astrophysical Journal. 665 (2): L89–L92. arXiv:0707.2443. Bibcode:2007ApJ...665L..89L. doi:10.1086/521301. S2CID 16177825.
  9. ^ H. Dole; et al. (2004). "Far-infrared Source Counts at 70 and 160 Microns in Spitzer Deep Surveys". Astrophysical Journal Supplement Series. 154 (1): 87–92. arXiv:astro-ph/0406021. Bibcode:2004ApJS..154...87D. doi:10.1086/422472. S2CID 24446702.
  10. ^ G. Lagache; et al. (2003). "Modeling infrared galaxy evolution using a phenomenological approach". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 338 (3): 555–571. arXiv:astro-ph/0209115. Bibcode:2003MNRAS.338..555L. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.05971.x. S2CID 18504783.

외부 링크