Косми́ческий инфракра́сный фон ( англ. cosmic infrared background , сокращённо КИФ ) — инфракрасное излучение , вызванное межзвёздной пылью .

История

Признание космологической значимости того факта, что ночное небо является тёмным ( фотометрический парадокс Ольберса), и первые предположения о (англ.) ( восходят к первой половине XIX века. Несмотря на важность этого вопроса, первые попытки получить информацию о видимом фоне, обусловленным галактиками, были предприняты только в 1950-60-х годах (в то время они основывались на интегрированном свете звёзд этих звёздных систем). В 1960-х годах поглощение звёздного света пылью уже было известно и учитывалось, однако без учёта переизлучения поглощённой энергии в инфракрасном диапазоне. В то время Джим Пиблз отметил, что во Вселенной, созданной Большим взрывом , должен присутствовать космический инфракрасный фон (отличный от космологического микроволнового фона ), который необходимо учитывать в моделях образования и эволюции звёзд и галактик.

Чтобы обрести современную металличность , ранние галактики должны были бы светить значительно мощнее, чем сегодня. В ранних моделях космического инфракрасного фона поглощение звёздного света игнорировалось, поэтому в этих моделях КИФ достигал пика в диапазоне длин волн 1—10 мкм . Эти ранние модели уже давали верное предсказание, что КИФ, вероятно, является менее ярким, чем излучение более близких объектов, ввиду чего его детектирование затруднено. Позже обнаружение и наблюдение галактик с высокой инфракрасной светимостью в окрестностях Млечного Пути показали, что пик КИФ наиболее вероятен на более длинных волнах (около 50 мкм ), и его полная мощность может составлять ~1—10 % от мощности реликтового излучения .

Как подчёркивает (англ.) ( , космический инфракрасный фон очень важен для понимания некоторых специальных очень ярких в инфракрасном диапазоне астрономических объектов, таких как квазары или ультраяркие инфракрасные галактики . Он также отметил, что КИФ вызывает значительное ослабление потока очень высокоэнергетических электронов, протонов и гамма-излучения космических лучей за счёт обратного комптоновского рассеяния , фоторождения пионов и электрон-позитронных пар .

В начале 1980-х технические средства позволили установить только верхнюю границу на поток фотонов космического инфракрасного фона. Настоящие наблюдения КИФ начались с эпохи астрономических спутников, работающих в инфракрасном диапазоне, которая началась с запуска инфракрасной орбитальной обсерватории IRAS , а затем спутников COBE , ISO и космического телескопа « Спитцер ». Дальнейшее изучение КИФ было продолжено космическим телескопом « Гершель », запущенным в 2009 году.

Благодаря исследованиям, проведённым при помощи космического телескопа « Спитцер », была выявлена анизотропия КИФ .

Краткое изложение истории исследований КИФ можно найти в работах М. Г. Хаузера и Э. Двека (2001) и А. Кашлинского (2005) .

Происхождение космического инфракрасного фона

Одним из наиболее важных вопросов о КИФ является источник его энергии. В ранних моделях КИФ был построен на претерпевших красное смещение спектрах галактик, находящихся в окрестностях Млечного Пути. Однако эти простые модели не могли воспроизвести наблюдаемые особенности КИФ. В барионном веществе Вселенной есть два источника большого количества энергии: термоядерный синтез и гравитация .

Ядерный синтез происходит внутри звёзд, и мы действительно можем увидеть этот свет, подвергшийся красному смещению: это основной источник космического ультрафиолетового и видимого фона. Однако значительную часть этого звёздного света невозможно наблюдать непосредственно. Пыль в галактиках, содержащих эти звёзды, может поглощать их свет и переизлучать его в инфракрасном диапазоне. Хотя большинство современных галактик содержат мало пыли (например, в эллиптических галактиках она практически отсутствует), даже вблизи от нас есть некоторые особенные звёздные системы, которые чрезвычайно ярки в инфракрасном диапазоне и в то же время слабы (часто почти невидимы) в оптическом диапазоне. Эти так называемые ультраяркие инфракрасные галактики претерпевают вспышку звездообразования , поскольку находятся в процессе взаимодействия с другой галактикой . Излучение видимого диапазона скрыто пылью, поэтому галактика является яркой в ИК свете. Столкновения и слияния галактик были более частыми в прошлом: глобальная скорость звездообразования во Вселенной достигала пика при значении красного смещения z = 1...2 и в 10—50 раз превышала среднее значение сегодня. Эти галактики в диапазоне красных смещений z = 1...2 и дают от 50 до 70 процентов полной яркости КИФ.

Другим важным компонентом КИФ является инфракрасное излучение квазаров . В этих системах большая часть гравитационной потенциальной энергии вещества, падающего в центральную сверхмассивную черную дыру , преобразуется в рентгеновские лучи, которые поглощаются пылевым тором аккреционного диска . Это поглощенное излучение переизлучается в инфракрасном диапазоне; оно в общей сложности дает около 20—30 % полной энергии КИФ, однако на некоторых конкретных длинах волн доминирует в КИФ.

Было показано, что ранее неизвестная популяция межгалактических звезд может объяснить КИФ, а также другие элементы диффузного внегалактического фонового излучения . Если бы межгалактические звёзды отвечали за всю фоновую анизотропию, эта популяция должна была бы быть очень многочисленной, но такая возможность пока не исключена наблюдениями и фактически могла бы также давать существенный вклад в наблюдаемую плотность тёмной материи .

Помехи в измерениях КИФ

Наиболее важными источниками помех, накладывающихся в спектре на КИФ и препятствующих его изучению, являются следующие:

Передний план

• зодиакальный свет : тепловое излучение микроскопических частиц пыли в Солнечной системе (от ближнего до среднего инфракрасного диапазона);
• тепловое излучение малых астероидов в Солнечной системе (от ближнего до среднего инфракрасного диапазона);
• излучение диффузных волокнистых межзвёздных облаков ( (англ.) ( ) в Галактике (дальний инфракрасный диапазон);
• галактические звезды низкой светимости (ближний ИК диапазон, λ < 20 мкм );
• инфракрасное излучение внутрикластерной пыли в Местной группе галактик .

Задний план

• реликтовое излучение (на очень длинных инфракрасных волнах, λ > 300 мкм ).

Эти компоненты должны быть отделены для чёткого обнаружения КИФ.

Примечания

Ссылки

• , , 2001
• , Release Number: STScI-1998-01