Fundo infravermelho cósmico - Cosmic infrared background

Parte de uma série sobre
Cosmologia física
Imagem de céu inteiro derivada de dados WMAP de nove anos

O fundo infravermelho cósmico é a radiação infravermelha causada pela poeira estelar .

História

O reconhecimento da importância cosmológica da escuridão do céu noturno ( paradoxo de Olbers ) e as primeiras especulações sobre uma luz de fundo extragaláctica datam da primeira metade do século XIX. Apesar de sua importância, as primeiras tentativas foram feitas apenas na década de 1950-60 para derivar o valor do fundo visual devido às galáxias, naquela época com base na luz estelar integrada desses sistemas estelares. Na década de 1960 já se considerava a absorção da luz das estrelas pela poeira, mas sem considerar a reemissão dessa energia absorvida no infravermelho . Naquela época, Jim Peebles apontou que em um Universo criado pelo Big Bang deve ter havido um fundo infravermelho cósmico (CIB) - diferente do fundo cósmico em micro-ondas - que pode ser responsável pela formação e evolução de estrelas e galáxias.

Para produzir a metalicidade de hoje , as primeiras galáxias devem ter sido significativamente mais poderosas do que são hoje. Nos primeiros modelos CIB, a absorção da luz das estrelas foi negligenciada, portanto, nesses modelos, o CIB atingiu o pico entre os comprimentos de onda de 1–10μm. Esses primeiros modelos já mostraram corretamente que o CIB era muito provavelmente mais fraco do que seus primeiros planos e, portanto, era muito difícil de observar. Mais tarde, a descoberta e as observações de galáxias infravermelhas de alta luminosidade nas proximidades da Via Láctea mostraram que o pico do CIB é mais provável em comprimentos de onda mais longos (cerca de 50μm), e sua potência total pode ser ~ 1-10% daquela de o CMB .

Como Martin Harwit enfatizou, o CIB é muito importante na compreensão de alguns objetos astronômicos especiais, como quasares ou galáxias infravermelhas ultraluminosas , que são muito brilhantes no infravermelho. Ele também apontou que o CIB causa uma atenuação significativa para elétrons de altíssima energia, prótons e raios gama da radiação cósmica através do espalhamento Compton inverso , fotópio e produção de pares elétron-pósitron.

No início da década de 1980, havia apenas limites superiores disponíveis para o CIB. As observações reais do CIB começaram depois da era dos satélites astronômicos trabalhando no infravermelho, iniciadas pelo Satélite Astronômico Infravermelho (IRAS), e seguidas pelo Cosmic Background Explorer (COBE), o Infrared Space Observatory (ISO) e pelo Spitzer Telescópio Espacial . A exploração do CIB foi continuada pelo Observatório Espacial Herschel , lançado em 2009.

Os levantamentos de área ampla do Spitzer detectaram anisotropias no CIB.

Um resumo da história da pesquisa do CIB pode ser encontrado nos artigos de revisão de MG Hauser e E. Dwek (2001) e A. Kashlinsky (2005).

Origem do fundo infravermelho cósmico

Uma das questões mais importantes sobre o CIB é a fonte de sua energia. Nos primeiros modelos, o CIB foi construído a partir do espectro desviado para o vermelho das galáxias encontradas em nossa vizinhança cósmica. No entanto, esses modelos simples não conseguiram reproduzir as características observadas do CIB. No material bariônico do Universo existem duas fontes de grandes quantidades de energia: fusão nuclear e gravitação.

A fusão nuclear ocorre dentro das estrelas, e podemos realmente ver esta luz desviada para o vermelho: esta é a principal fonte do ultravioleta cósmico - e de fundo visual . No entanto, uma quantidade significativa desta luz estelar não é observada diretamente. A poeira nas galáxias hospedeiras pode absorvê-la e reemitê-la no infravermelho, contribuindo para o CIB. Embora a maioria das galáxias de hoje contenham pouca poeira (por exemplo, galáxias elípticas são praticamente sem poeira), existem alguns sistemas estelares especiais, mesmo em nossa vizinhança, que são extremamente brilhantes no infravermelho e ao mesmo tempo tênues (muitas vezes quase invisíveis) no óptico. Essas galáxias infravermelhas ultraluminosas (ULIRGs) estão apenas em um período de formação estelar muito ativo : elas estão apenas em uma colisão ou em uma fusão com outra galáxia. Na ótica isso fica oculto pela enorme quantidade de poeira, e a galáxia é brilhante no infravermelho pelo mesmo motivo. As colisões e fusões de galáxias eram mais frequentes no passado cósmico: a taxa global de formação de estrelas do Universo atingiu o pico em torno do redshift z  = 1 ... 2 e era de 10 a 50 vezes o valor médio atual. Essas galáxias na  faixa de redshift z = 1 ... 2 fornecem 50 a 70 por cento do brilho total do CIB.

Outro componente importante do CIB é a emissão infravermelha por quasares . Nesses sistemas, a maior parte da energia potencial gravitacional da matéria que cai no buraco negro central é convertida em raios X , que escapariam a menos que fossem absorvidos pelo toro de poeira do disco de acreção . Essa luz absorvida é novamente reemitida no infravermelho e, no total, dá cerca de 20-30% da potência total do CIB; entretanto, em alguns comprimentos de onda específicos, esta é a fonte dominante de energia CIB.

Foi demonstrado que uma população até então não reconhecida de estrelas intergalácticas explica o CIB, bem como os outros elementos da radiação de fundo extragaláctica difusa . Se as estrelas intergalácticas fossem responsáveis ​​por toda a anisotropia de fundo, seria necessária uma população muito grande, mas isso não foi excluído pelas observações e poderia de fato também explicar uma boa parte do problema da matéria escura .

Primeiro plano

Os componentes de primeiro plano mais importantes do CIB são os seguintes:

Esses componentes devem ser separados para uma detecção clara de CIB.

Observação do fundo infravermelho cósmico

A detecção do CIB é tanto observacional quanto astrofisicamente desafiadora. Tem muito poucas características que podem ser usadas para separá-lo dos primeiros planos. Um ponto importante é que o CIB deve ser isotrópico, ou seja, deve-se medir o mesmo valor CIB em todo o céu. Também carece de características espectrais suspeitas, uma vez que a forma final de seu espectro é a soma dos espectros de fontes na linha de visão em vários redshifts.

Detecção direta

As medições diretas são simples, mas muito difíceis. Basta medir a potência total de entrada e determinar a contribuição de cada componente do fundo do céu . A medição deve ser repetida em várias direções para determinar a contribuição dos primeiros planos. Após a remoção de todos os outros componentes, a potência restante - se for o mesmo valor constante em qualquer direção - é o CIB naquele comprimento de onda específico. Na prática, é necessário um instrumento que seja capaz de realizar fotometria absoluta , ou seja, que tenha algum mecanismo para bloquear totalmente a luz que entra para uma determinação precisa do nível zero ( obturador frio ). Como as partes do instrumento, incluindo o obturador, têm temperaturas diferentes de zero e emitem no infravermelho, essa é uma tarefa muito difícil.

As primeiras, e ainda as mais extensas, medições diretas de CIB foram realizadas pelo instrumento DIRBE do satélite COBE . Após a remoção da contribuição de emissão zodiacal precisamente determinada (que era baseada na variação anual medida), a energia restante no comprimento de onda infravermelho mais longo continha basicamente dois componentes: o CIB e a emissão de cirro galáctico. O brilho infravermelho da superfície do cirro galáctico deve se correlacionar com as densidades da coluna de hidrogênio neutro, uma vez que se originam da mesma estrutura de baixa densidade. Após a remoção da parte correlacionada com HI, o brilho da superfície restante foi identificado como o fundo infravermelho cósmico em 60, 100, 140 e 240μm. Em comprimentos de onda mais curtos, o nível CIB não pôde ser determinado corretamente.

Mais tarde, as medições DIRBE de comprimento de onda curto em 2,2 e 3,5 μ foram combinadas com os dados de contagem de fonte do Two Micron Sky Survey ( 2MASS ), e isso levou à detecção do CIB nesses dois comprimentos de onda.

Estudos de flutuação

Visto que o CIB é uma luz acumulada de fontes individuais, há sempre um número um pouco diferente de fontes em direções diferentes no campo de visão do observador. Isso causa uma variação (flutuação) na quantidade total de fluxo de entrada observado entre as diferentes linhas de mira. Essas flutuações são tradicionalmente descritas pela função de autocorrelação bidimensional ou pelo espectro de potência de Fourier correspondente . A detecção de flutuações é mais fácil do que as medições CIB diretas, uma vez que não é necessário determinar o ponto zero fotométrico absoluto - as flutuações podem ser derivadas de medições diferenciais. Por outro lado, as flutuações não fornecem uma informação imediata sobre o brilho CIB. As amplitudes de flutuação medidas devem ser confrontadas com um modelo CIB que tem uma previsão para a razão de flutuação / nível absoluto, ou deve ser comparada com níveis de luz diferencial integrados de contagens de fonte no mesmo comprimento de onda.

O espectro de potência do CIB é geralmente apresentado em um diagrama de frequência espacial [arcmin −1 ] vs. potência de flutuação [Jy 2 sr −1 ]. Está contaminado pela presença do espectro de potência dos componentes de primeiro plano, de modo que o espectro de potência total é:

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

onde P (f), P CIB (f), P cirr , P ze (f) e P n (f) são os componentes do espectro de potência total, CIB, cirrus galáctico , emissão zodiacal e ruído (ruído de instrumento), respectivamente, e Φ é o espectro de potência da função de difusão pontual do telescópio .

Para a maioria das flutuações de emissão zodiacal infravermelho são insignificantes nas "janelas cósmicas", longe do plano eclíptico .

No infravermelho distante, o espectro de potência CIB pode ser usado efetivamente para separá-lo de seu primeiro plano mais forte, a emissão de cirros galácticos. A emissão cirrus tem um espectro de potência característico de uma lei de potência (aquela de uma estrutura espacial fractal ) P (f) = P 0 (f / f 0 ) α , onde P é a potência de flutuação na frequência espacial f , P 0 é a potência de flutuação na frequência espacial de referência f 0 e α é o índice espectral. α foi considerado α≈-3, que é muito mais inclinado do que o espectro de potência do CIB em baixas frequências espaciais. O componente cirrus pode ser identificado no espectro de potência em baixas frequências espaciais e, em seguida, removido de toda a faixa de frequência espacial. O espectro de potência restante - após uma correção cuidadosa dos efeitos do instrumento - deve ser o do CIB.

Os estudos de autocorrelação e espectro de potência resultaram nas amplitudes de flutuação do CIB em 1,25, 2,2, 3,5, 12-100μm com base nas medições COBE / DIRBE e, posteriormente, em 90 e 170μm, com base nas observações do instrumento ISOPHOT do Infrared Space Observatory . Recentemente, o agrupamento de galáxias também foi identificado no espectro de potência em 160μm usando este método.

Contagens de fonte

As contagens de fontes fornecem a imagem mais ampla sobre as fontes que estão construindo o CIB. Em uma contagem de fontes, tenta-se detectar tantas fontes pontuais / compactas em um determinado campo de visão quanto possível: isso geralmente é feito em vários comprimentos de onda e é frequentemente complementado por outros dados, por exemplo, fotometria em comprimentos de onda visuais ou submilimétricos. Dessa forma, também se obtém informações sobre as características espectrais de banda larga das fontes detectadas. As fontes pontuais detectadas devem ser diferenciadas de outras fontes contaminantes, por exemplo, corpos menores no Sistema Solar, estrelas galácticas e nós cirros (aumento de densidade local na emissão de cirros galácticos).

Contagens de fontes foram tarefas importantes para as recentes missões infravermelhas como 2MASS ou o Infrared Space Observatory (ISO), e ainda é uma das questões mais importantes dos instrumentos espaciais infravermelhos atuais e do futuro próximo (o Telescópio Espacial Spitzer e o Observatório Espacial Herschel ). Enquanto a ISO foi capaz de resolver cerca de 3–10% da luz CIB total em fontes individuais (dependendo do comprimento de onda), as medições do Spitzer já detectaram ~ 30% do CIB como fontes, e esta proporção é esperada em ~ 90% em alguns comprimentos de onda com o Observatório Espacial Herschel .

Os resultados da contagem de fontes suportam os modelos de galáxias de "evolução rápida". Nestes modelos, as galáxias hoje em dia parecem significativamente diferentes do que eram em z = 1 ... 2, quando estavam passando por uma fase de intensa formação estelar. Os resultados da contagem de fontes excluem os cenários de "estado estacionário", onde z = 1 ... 2 galáxias parecem semelhantes às que vemos hoje em nossa vizinhança cósmica.

Veja também

Referências

links externos