Extragalaktické pozadí světla - Extragalactic background light

Difúzní extragalaktické pozadí (EBL) je veškeré nahromaděné záření ve vesmíru v důsledku procesů tvorby hvězd plus příspěvek od aktivní galaktická jádra (AGN).[1] Toto záření pokrývá téměř všechny vlnové délky elektromagnetické spektrum, s výjimkou mikrovlnné trouby, které dominuje pravěk Kosmické mikrovlnné pozadí. EBL je součástí difúzní extragalaktické záření na pozadí (DEBRA), který ze své podstaty pokrývá celé elektromagnetické spektrum. Po kosmické mikrovlnné pozadí, EBL produkuje druhé nejenergetičtější rozptýlené pozadí, což je nezbytné pro pochopení úplné energetické rovnováhy vesmíru.

Porozumění EBL je také zásadní pro extragalaktickou astronomii s velmi vysokou energií (VHE, 30 GeV-30 TeV).[2] VHE fotony přicházející z kosmologických vzdáleností jsou oslabeny výroba párů s EBL fotony. Tato interakce závisí na spektrální distribuce energie (SED) EBL. Proto je nutné znát SED EBL, aby bylo možné studovat vnitřní vlastnosti emise ve zdrojích VHE.

Postřehy

Přímé měření EBL je obtížný úkol, hlavně díky příspěvku zodiakální světlo to je řádově vyšší než EBL. Různé skupiny požadovaly detekci EBL v optice[3] a blízké infračervené záření.[4][5] Bylo však navrženo, že tyto analýzy byly kontaminovány zodiakální světlo.[6] Nedávno si dvě nezávislé skupiny používající odlišnou techniku ​​nárokovaly detekci EBL v optice bez kontaminace z zodiakální světlo.[7][8][9]

Existují také další techniky, které stanoví limity pozadí. Z průzkumů hlubokých galaxií je možné stanovit nižší limity.[10][11] Na druhé straně, pozorování VHE u extragalaktických zdrojů stanovila horní hranice EBL.[12][13][14]

V listopadu 2018 astronomové uvedli, že EBL činil 4 x 1084 fotony.[1][15]

Empirické modelování

Existují empirické přístupy, které předpovídají celkovou SED EBL v místním vesmíru i jeho vývoj v čase. Tyto typy modelování lze rozdělit do čtyř různých kategorií podle:[16]

(i) Předběžná evoluce, která začíná kosmologickými počátečními podmínkami a následuje postupnou evoluci s časem pomocí semi-analytických modelů formování galaxií.[17][18][19]

(ii) Zpětná evoluce, která začíná existujícími populacemi galaxií a extrapoluje je zpětně v čase.[20][21][22]

(iii) Vývoj populací galaxií, který lze odvodit z řady rudých posunů. Evoluce galaxií je zde odvozena pomocí určitého množství odvozeného z pozorování, jako je hustota rychlosti tvorby hvězd ve vesmíru.[23][24][25][26]

(iv) Vývoj populací galaxií, který je přímo pozorován v rozsahu rudých posunů, které významně přispívají k EBL.[16]

Viz také

Reference

  1. ^ A b Sbohem, Dennisi (3. prosince 2018). „Všechno světlo, co je vidět? 4 x 10⁸⁴ fotonů“. The New York Times. Citováno 4. prosince 2018.
  2. ^ Aharonian, F. A. „Velmi vysokoenergetické kosmické gama záření: klíčové okno do extrémního vesmíru, River Edge, NJ: World Scientific Publishing, 2004
  3. ^ Bernstein R. A., 2007, ApJ, 666, 663
  4. ^ Cambrésy L., Reach W. T., Beichman C. A., Jarrett T. H., 2001, ApJ, 555, 563
  5. ^ Matsumoto T. a kol., 2005, ApJ, 626, 31
  6. ^ Mattila K., 2006, MNRAS, 372, 1253
  7. ^ Matsuoka Y., Ienaka N., Kawara K., Oyabu S., 2011, ApJ, 736, 119
  8. ^ Mattila K., Lehtinen K., Vaisanen P., von Appen-Schnur G., Leinert C., 2011, Proceedings of the IAU 284 Symposium SED, arXiv: 1111.6747
  9. ^ Domínguez, Alberto; Primack, Joel R .; Bell, Trudy E. (2015). „Jak astronomové objevili skryté světlo vesmíru“. Scientific American. 312 (6): 38–43. doi:10.1038 / scientificamerican0615-38. PMID  26336684.
  10. ^ Madau P., Pozzetti L., 2000, MNRAS, 312, L9
  11. ^ Keenan R. C., Barger A. J., Cowie L. L., Wang W. H., 2010, ApJ, 723, 40
  12. ^ Aharonian F. a kol., 2006, Nature, 440, 1018
  13. ^ Mazin D., Raue M., 2007, A&A, 471, 439
  14. ^ Albert J. a kol., 2008, Science, 320, 1752
  15. ^ Spolupráce Fermi-LAT (30. listopadu 2018). „Stanovení gama záření z historie vzniku hvězd vesmíru“. Věda. 362 (6418): 1031–1034. arXiv:1812.01031. Bibcode:2018Sci ... 362.1031F. doi:10.1126 / science.aat8123. PMID  30498122.
  16. ^ A b Domínguez a kol. 2011, MNRAS, 410, 2556
  17. ^ Primack J. R., Bullock J. S., Somerville R. S., MacMinn D., 1999, APh, 11, 93
  18. ^ Somerville R. S., Gilmore R. C., Primack J. R., Domínguez A., 2012, arXiv: 1104,0669
  19. ^ Gilmore R. C., Somerville R. S., Primack J. R., Domínguez A., 2012, arXiv: 1104,0671
  20. ^ Malkan M. A., Stecker F. W., 1998, ApJ, 496, 13
  21. ^ Stecker F. W., Malkan M. A., Scully S. T., 2006, ApJ, 648, 774
  22. ^ Franceschini A., Rodighiero G., Vaccari M., 2008, A&A, 487, 837
  23. ^ Kneiske T. M., Mannheim K., Hartmann D. H., 2002, A&A, 386, 1
  24. ^ Finke J. D., Razzaque S., Dermer C. D., 2010, ApJ, 712, 238
  25. ^ Kneiske T. ~ M., Dole H., 2010, A&A, 515, A19
  26. ^ Khaire V., Srianand R., 2014, ApJ, 805, 33 (arXiv: 1405,7038)