宇宙赤外線背景

宇宙赤外線背景放射は恒星の塵によって引き起こされる赤外線放射です 。

夜空の暗さの宇宙論的重要性（オルバースのパラドックス）の認識と銀河系外背景光に関する最初の推測は、19世紀前半にまで遡ります。その重要性にもかかわらず、銀河による視覚的背景の値を導き出す最初の試みは、当時はこれらの恒星系の統合された恒星光に基づいていた1950年代から60年代になって初めて行われました。1960年代には、塵による恒星光の吸収はすでに考慮されていましたが、この吸収されたエネルギーの赤外線での再放射は考慮されていませんでした。当時、ジム・ピーブルズは、ビッグバンによって作られた宇宙には、宇宙マイクロ波背景とは異なる、恒星と銀河の形成と進化を説明できる宇宙赤外線背景（CIB）があったに違いないと指摘しました。

今日の金属量を生み出すには、初期の銀河が現在よりもかなり強力だったに違いありません。初期のCIBモデルでは星の光の吸収が無視されていたため、これらのモデルではCIBは1〜10μmの波長でピークを迎えました。これらの初期モデルは、CIBが前景よりも暗く、そのため観測が非常に困難であった可能性が非常に高いことをすでに正しく示していました。その後、天の川銀河付近の高光度赤外線銀河の発見と観測により、CIBのピークはより長い波長（約50μm）にある可能性が高く、その最大出力はCMBの約1〜10%である可能性があることがわかりました。

マーティン・ハーウィット氏が強調したように、 CIB は、赤外線で非常に明るいクエーサーや超高輝度赤外線銀河などの特殊な天体を理解する上で非常に重要です。また、CIB は、逆コンプトン散乱、光子、電子陽電子対生成を通じて、宇宙放射線の非常に高エネルギーの電子、陽子、ガンマ線に大幅な減衰を引き起こすことも指摘しました。

1980年代初頭には、CIB には上限値しかありませんでした。CIB の実際の観測は、赤外線天文衛星(IRAS)に始まり、宇宙背景放射探査機( COBE)、赤外線宇宙望遠鏡(ISO)、スピッツァー宇宙望遠鏡と続き、赤外線で動作する天文衛星の時代以降に始まりました。CIB の探査は、2009年に打ち上げられたハーシェル宇宙望遠鏡によって継続されました。

スピッツァーの広域調査によりCIBの異方性が検出されました。^[1]

CIB研究の歴史の概要は、MG HauserとE. Dwek（2001）^{[2]とA. Kashlinsky（2005） [3]}によるレビュー論文に記載されています。

CIB に関する最も重要な疑問の 1 つは、そのエネルギー源です。初期のモデルでは、CIB は宇宙の近隣にある銀河の赤方偏移 スペクトルから構築されました。しかし、これらの単純なモデルでは、CIB の観測された特徴を再現できませんでした。宇宙のバリオン物質には、核融合と重力という 2 つの大量のエネルギー源があります。

星の内部では核融合が起こっており、この光は赤方偏移して実際に見ることができます。これが宇宙の紫外線および可視背景放射の主な発生源です。しかし、この星の光のかなりの量は直接観測されていません。ホスト銀河の塵がそれを吸収し、赤外線で再放射して CIB に寄与します。今日の銀河のほとんどにはほとんど塵が含まれていませんが (たとえば、楕円銀河には実質的に塵がありません)、私たちの周囲にも、赤外線では非常に明るく、同時に可視光線で暗い (多くの場合、ほとんど目に見えない) 特別な恒星系がいくつかあります。これらの超高輝度赤外線銀河(ULIRG) は、非常に活発な星形成期にあり、別の銀河と衝突または合体しているところです。可視光線ではこれは大量の塵に隠されており、同じ理由により銀河は赤外線で明るくなっています。銀河の衝突と合体は宇宙の過去においてより頻繁に起こっていました。宇宙全体の星形成率は赤方偏移 z  = 1...2 付近でピークに達し、今日の平均値の 10 ～ 50 倍でした。z =  1...2 の赤方偏移範囲にあるこれらの銀河は、CIB の完全な明るさの 50 ～ 70 パーセントを占めています。

CIB のもう一つの重要な要素は、クエーサーによる赤外線放射です。これらのシステムでは、中心のブラックホールに落ち込む物質の重力による位置エネルギーのほとんどがX 線に変換されますが、これは降着円盤のダスト トーラスに吸収されない限りは逃げてしまいます。この吸収された光は再び赤外線で再放射され、合計で CIB の全出力の約 20～30% になります。ただし、特定の波長ではこれが CIB エネルギーの主な発生源となります。

これまで認識されていなかった銀河間星の集団が、CIB や拡散銀河外背景放射の他の要素を説明することが示されています。銀河間星が背景異方性のすべてを説明するとしたら、非常に大きな集団が必要になりますが、これは観測によって排除されておらず、実際には暗黒物質問題のかなりの部分も説明できます。^{[4] [5]}

CIB の最も重要なフォアグラウンド コンポーネントは次のとおりです。

• 黄道放射：太陽系内の微細な塵粒子の熱放射（近赤外線から中赤外線まで）
• 太陽系の小惑星の熱放射（近赤外線から中赤外線まで）
• 銀河巻雲放射（遠赤外線）
• 暗い銀河の 星（近赤外線、λ<20μm）
• 局部銀河群の銀河間塵の赤外線放射
• 宇宙マイクロ波背景放射は、物理的には「前景」ではないものの、非常に長い赤外線波長（λ>300μm）における放射の重要な汚染源としても考えられています。

CIB を明確に検出するには、これらのコンポーネントを分離する必要があります。

CIB の検出は、観測的にも天体物理学的にも非常に困難です。CIB を前景から区別するために使用できる特性はごくわずかです。重要な点の 1 つは、CIB が等方性でなければならない、つまり、空全体で同じ CIB 値を測定しなければならないことです。また、CIB のスペクトルの最終的な形状は、さまざまな赤方偏移の視線上のソースのスペクトルの合計であるため、疑わしいスペクトル特性はありません。

直接測定は簡単ですが、非常に困難です。必要なのは、総入射パワーを測定し、各空背景成分の寄与を決定することだけです。前景の寄与を決定するには、測定を多くの方向で繰り返す必要があります。他のすべての成分を取り除いた後、残りのパワーがどの方向でも同じ一定値であれば、その特定の波長での CIB になります。実際には、絶対測光を実行できる機器、つまり、正確なゼロレベル決定のために入射光を完全に遮断するメカニズム (コールドシャッター) を備えた機器が必要です。シャッターを含む機器の部品はゼロではない温度で赤外線を放射するため、これは非常に困難な作業です。

最初の、そして現在でも最も広範囲な CIB 直接測定は、COBE衛星のDIRBE装置によって実施されました。正確に決定された黄道放射の寄与 (測定された年変化に基づく) を取り除いた後、より長い赤外線波長の残りのパワーには、基本的に CIB と銀河巻雲放射の 2 つの成分が含まれていました。銀河巻雲の赤外線表面輝度は、同じ低密度構造から発生するため、中性水素柱密度と相関しているはずです。HI 相関部分を取り除いた後、残りの表面輝度は、60、100、140、および 240 μm の宇宙赤外線背景として特定されました。より短い波長では、CIB レベルを正しく決定できませんでした。

その後、2.2μと3.5μの短波長DIRBE測定が2ミクロン・スカイ・サーベイ（2MASS）のソースカウントデータと組み合わされ、これら2つの波長でCIBが検出されました。

CIB は個々の光源からの光を集光したものであるため、観測者の視野内では方向によって光源の数が常に多少異なります。このため、異なる視線間で観測される入射光束の総量に変動 (ゆらぎ) が生じます。これらの変動は、従来、2 次元自己相関関数、または対応するフーリエ パワー スペクトルで説明されます。変動の検出は、絶対的な測光ゼロ点を決定する必要がないため、直接的な CIB 測定よりも簡単です。変動は差分測定から導き出すことができます。一方、変動からは CIB の明るさに関する直接的な情報は得られません。測定された変動振幅は、変動 / 絶対レベル比の予測値を持つ CIB モデルと照合するか、同じ波長の光源数の積分差分光レベルと比較する必要があります。

CIB のパワースペクトルは、通常、空間周波数 [arcmin ⁻¹ ] と変動パワー [Jy ² sr ⁻¹ ] の図で表されます。この図には前景成分のパワースペクトルが混ざり合っているので、全体のパワースペクトルは次のようになります。

P(f) = Φ(f)x[P _CIB (f) + P _cirr (f) + P _ze (f) + P _n (f)]

ここで、P(f)、P _CIB (f)、P _cirr、P _ze (f)、P _n (f)はそれぞれ、総パワースペクトル成分、CIB、銀河巻雲、黄道放射、ノイズ（機器ノイズ）のパワースペクトル成分であり、Φは望遠鏡の点像分布関数のパワースペクトルである。

赤外線黄道放射の変動のほとんどは、黄道面から遠く離れた「宇宙の窓」では無視できるほど小さい。^[6]

遠赤外線では、CIB パワー スペクトルは、最も強い前景である銀河の巻雲放射から CIB を分離するのに効果的に使用できます。巻雲放射は、べき乗法則 (フラクタル空間構造の法則) P(f) = P ₀ (f/f ₀ ) ^αの特性パワー スペクトルを持ちます。ここで、Pは空間周波数fでの変動パワー、P ₀は基準空間周波数f ₀での変動パワー、α はスペクトル指数です。α は α≈-3 であることがわかりました。これは、低空間周波数での CIB のパワー スペクトルよりもはるかに急勾配です。巻雲成分は、低空間周波数でのパワー スペクトルで識別でき、その後、空間周波数範囲全体から除去できます。機器の影響を慎重に補正した後の残りのパワー スペクトルは、CIB のパワー スペクトルになるはずです。

自己相関とパワースペクトルの研究の結果、 COBE / DIRBE測定に基づいて1.25、2.2、3.5、12〜100μmでCIB変動振幅が得られ、その後、赤外線宇宙観測所のISOPHOT機器の観測に基づいて90および170μmでCIB変動振幅が得られました。^[7]最近、この方法を使用して、160μmのパワースペクトルで銀河のクラスタリングも特定されました。^[8]

ソースカウントは、 CIB を構成するソースについて最も広範囲な情報を提供します。ソースカウントでは、特定の視野内でできるだけ多くの点/コンパクトソースを検出しようとします。これは通常、複数の波長で行われ、多くの場合、可視光またはサブミリメートル波長での測光などの他のデータによって補完されます。このようにして、検出されたソースの広帯域スペクトル特性に関する情報も得られます。検出された点ソースは、太陽系の小天体、銀河の恒星、巻雲の結び目 (銀河の巻雲放射の局所的な密度増加) などの他の汚染ソースと区別する必要があります。

源の数は、 2MASSや赤外線宇宙望遠鏡（ISO）のような最近の赤外線ミッションにとって重要なタスクであり、現在および近い将来の赤外線宇宙機器（スピッツァー宇宙望遠鏡とハーシェル宇宙望遠鏡）にとって依然として最も重要な問題の1つです。ISOは、全CIB光の約3〜10％を個々の源に分解することができました（波長によって異なります）が、スピッツァーの測定ではすでにCIBの約30％が源として検出されており、^[9]ハーシェル宇宙望遠鏡ではこの比率がいくつかの波長で約90％になると予想されています。^[10]

ソースカウントの結果は、「急速な進化」銀河モデルを裏付けています。これらのモデルでは、今日の銀河は、激しい星形成段階を経ていた z=1...2 のときとは大きく異なって見えます。ソースカウントの結果は、z=1...2 の銀河が、今日宇宙の近隣で見られる銀河と似ている「定常状態」シナリオを除外しています。

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  • 画像
• TeV ブレーザーと宇宙赤外線背景放射、FA アハロニアン、2001
• 天文学者、宇宙の赤外線背景光を発見、リリース番号: STScI-1998-01