El fondo infrarrojo cósmico es la radiación infrarroja causada por el polvo estelar .
El reconocimiento de la importancia cosmológica de la oscuridad del cielo nocturno ( paradoja de Olbers ) y las primeras especulaciones sobre una luz de fondo extragaláctica se remontan a la primera mitad del siglo XIX. A pesar de su importancia, los primeros intentos de calcular el valor del fondo visual de las galaxias, en aquel momento basándose en la luz estelar integrada de estos sistemas estelares, no se hicieron hasta los años 1950-60. En los años 1960 ya se tenía en cuenta la absorción de la luz de las estrellas por el polvo, pero sin considerar la reemisión de esta energía absorbida en el infrarrojo . En ese momento Jim Peebles señaló que, en un Universo creado por el Big Bang , debe haber habido un fondo cósmico infrarrojo (CIB) -diferente del fondo cósmico de microondas- que puede explicar la formación y evolución de estrellas y galaxias.
Para producir la metalicidad actual , las primeras galaxias debieron haber sido significativamente más poderosas de lo que son hoy. En los primeros modelos CIB se despreciaba la absorción de la luz de las estrellas, por lo que en estos modelos el CIB alcanzaba su punto máximo entre longitudes de onda de 1 a 10 μm. Estos primeros modelos ya han demostrado correctamente que el CIB probablemente era más débil que sus primeros planos, por lo que era muy difícil de observar. Más tarde, el descubrimiento y las observaciones de galaxias infrarrojas de alta luminosidad en las proximidades de la Vía Láctea mostraron que el pico del CIB se encuentra probablemente en longitudes de onda más largas (alrededor de 50 μm), y su potencia total podría ser ~1-10% de la de el CMB .
Como destacó Martin Harwit , el CIB es muy importante para la comprensión de algunos objetos astronómicos especiales, como los cuásares o las galaxias infrarrojas ultraluminosas , que son muy brillantes en el infrarrojo. También señaló que los CIB causan una atenuación significativa de los electrones, protones y rayos gamma de muy alta energía de la radiación cósmica a través de la dispersión Compton inversa , la producción de fotopiones y pares electrón-positrón.
A principios de la década de 1980 sólo había límites superiores disponibles para el CIB. Las observaciones reales del CIB comenzaron después de la era de los satélites astronómicos que trabajaban en el infrarrojo, iniciada por el Satélite de Astronomía Infrarroja (IRAS), seguida por el Cosmic Background Explorer (COBE), el Observatorio Espacial Infrarrojo (ISO) y el Spitzer. Telescopio Espacial . La exploración del CIB fue continuada por el Observatorio Espacial Herschel , lanzado en 2009.
Los estudios de área amplia del Spitzer han detectado anisotropías en el CIB. [1]
Se puede encontrar un resumen de la historia de la investigación del CIB en los artículos de revisión de MG Hauser y E. Dwek (2001) [2] y A. Kashlinsky (2005). [3]
Una de las cuestiones más importantes sobre el CIB es la fuente de su energía. En los primeros modelos, el CIB se construía a partir de los espectros desplazados al rojo de las galaxias que se encuentran en nuestra vecindad cósmica. Sin embargo, estos modelos simples no pudieron reproducir las características observadas del CIB. En el material bariónico del Universo existen dos fuentes de grandes cantidades de energía: la fusión nuclear y la gravitación.
La fusión nuclear tiene lugar dentro de las estrellas y realmente podemos ver esta luz desplazada al rojo: esta es la fuente principal del fondo cósmico ultravioleta y visual. Sin embargo, una cantidad significativa de esta luz estelar no se observa directamente. El polvo de las galaxias anfitrionas puede absorberlo y reemitirlo en el infrarrojo, contribuyendo al CIB. Aunque la mayoría de las galaxias actuales contienen poco polvo (por ejemplo, las galaxias elípticas prácticamente no tienen polvo), también en nuestras proximidades existen algunos sistemas estelares especiales que son extremadamente brillantes en el infrarrojo y al mismo tiempo débiles (a menudo casi invisibles) en el óptico. Estas galaxias infrarrojas ultraluminosas (ULIRG) se encuentran simplemente en un período de formación estelar muy activo : simplemente están en colisión o fusión con otra galaxia. En el aspecto óptico, esto está oculto por la enorme cantidad de polvo, y la galaxia es brillante en el infrarrojo por la misma razón. Las colisiones y fusiones de galaxias fueron más frecuentes en el pasado cósmico: la tasa global de formación de estrellas del Universo alcanzó su punto máximo alrededor del corrimiento al rojo z = 1...2, y fue de 10 a 50 veces el valor promedio actual. Estas galaxias en el rango de corrimiento al rojo z = 1...2 dan entre el 50 y el 70 por ciento del brillo total del CIB.
Otro componente importante del CIB es la emisión infrarroja de los cuásares . En estos sistemas la mayor parte de la energía potencial gravitacional de la materia que cae en el agujero negro central se convierte en rayos X , que escaparían a menos que fueran absorbidos por el toro de polvo del disco de acreción . Esta luz absorbida se vuelve a emitir en el infrarrojo y, en total, proporciona entre el 20 y el 30 % de la potencia total del CIB; sin embargo, en algunas longitudes de onda específicas, esta es la fuente dominante de energía CIB.
Se ha demostrado que una población de estrellas intergalácticas hasta ahora no reconocida explica el CIB, así como otros elementos de la radiación de fondo extragaláctica difusa . Si las estrellas intergalácticas fueran responsables de toda la anisotropía de fondo, se necesitaría una población muy grande, pero esto no está excluido por las observaciones y, de hecho, también podría explicar una buena parte del problema de la materia oscura . [4] [5]
Los componentes de primer plano más importantes del CIB son los siguientes:
Estos componentes deben separarse para una detección clara de CIB.
La detección del CIB es un gran desafío tanto desde el punto de vista observacional como astrofísico. Tiene muy pocas características que puedan utilizarse para separarlo de los primeros planos. Un punto importante es que el CIB debe ser isotrópico, es decir, hay que medir el mismo valor CIB en todo el cielo. También carece de características espectrales sospechosas, ya que la forma final de su espectro es la suma de los espectros de fuentes en la línea de visión en varios corrimientos al rojo.
Las mediciones directas son simples, pero muy difíciles. Sólo hay que medir la potencia total entrante y determinar la contribución de cada componente del fondo del cielo. La medición debe repetirse en muchas direcciones para determinar la contribución de los primeros planos. Después de eliminar todos los demás componentes, la potencia restante (si es el mismo valor constante en cualquier dirección) es el CIB en esa longitud de onda específica. En la práctica, se necesita un instrumento que sea capaz de realizar fotometría absoluta, es decir, que tenga algún mecanismo para bloquear completamente la luz entrante para una determinación precisa del nivel cero (obturador frío). Dado que las piezas del instrumento, incluido el obturador, tienen temperaturas distintas de cero y emiten en infrarrojos, esta es una tarea muy difícil.
Las primeras mediciones CIB directas, y aún las más extensas, fueron realizadas por el instrumento DIRBE del satélite COBE . Después de eliminar la contribución de emisión zodiacal determinada con precisión (que se basaba en la variación anual medida), la energía restante en longitudes de onda infrarrojas más largas contenía básicamente dos componentes: el CIB y la emisión del cirro galáctico. El brillo de la superficie infrarroja de los cirros galácticos debe correlacionarse con las densidades neutras de la columna de hidrógeno, ya que se originan en la misma estructura de baja densidad. Después de eliminar la parte correlacionada con HI, el brillo superficial restante se identificó como el fondo cósmico infrarrojo a 60, 100, 140 y 240 μm. En longitudes de onda más cortas no se pudo determinar correctamente el nivel CIB.
Posteriormente, las mediciones DIRBE de longitud de onda corta a 2,2 y 3,5 μ se combinaron con los datos de recuento de fuentes del Two Micron Sky Survey ( 2MASS ), y esto condujo a la detección del CIB en estas dos longitudes de onda.
Dado que el CIB es una luz acumulada de fuentes individuales, siempre hay un número ligeramente diferente de fuentes en diferentes direcciones en el campo de visión del observador. Esto provoca una variación (fluctuación) en la cantidad total de flujo entrante observado entre las diferentes líneas de visión. Estas fluctuaciones se describen tradicionalmente mediante la función de autocorrelación bidimensional o mediante el correspondiente espectro de potencia de Fourier . La detección de fluctuaciones es más sencilla que las mediciones CIB directas, ya que no es necesario determinar el punto cero fotométrico absoluto; las fluctuaciones se pueden derivar de mediciones diferenciales. Por otra parte, las fluctuaciones no proporcionan información inmediata sobre la luminosidad CIB. Las amplitudes de fluctuación medidas deben compararse con un modelo CIB que tenga una predicción de la relación de fluctuación/nivel absoluto, o deben compararse con niveles de luz diferenciales integrados de recuentos de fuentes en la misma longitud de onda.
El espectro de potencia del CIB generalmente se presenta en un diagrama de frecuencia espacial [arcmin −1 ] versus potencia de fluctuación [Jy 2 sr −1 ]. Está contaminado por la presencia del espectro de potencia de los componentes en primer plano, de modo que el espectro de potencia total es:
P(f) = Φ(f)x[P CIB (f) + P cirr (f) + P ze (f) + P n (f)]
donde P(f), P CIB (f), P cirr , P ze (f) y P n (f) son los componentes del espectro de potencia total, CIB, cirro galáctico , emisión zodiacal y ruido (ruido de instrumentos), respectivamente, y Φ es el espectro de potencia de la función de dispersión puntual del telescopio .
Para la mayor parte de las fluctuaciones de las emisiones zodiacales infrarrojas son insignificantes en las "ventanas cósmicas", alejadas del plano de la eclíptica . [6]
En el infrarrojo lejano, el espectro de potencia CIB se puede utilizar eficazmente para separarlo de su primer plano más intenso, la emisión de cirros galácticos. La emisión de cirros tiene un espectro de potencia característico de una ley de potencia (la de una estructura espacial fractal ) P(f) = P 0 (f/f 0 ) α , donde P es la potencia de fluctuación en la frecuencia espacial f , P 0 es el poder de fluctuación en la frecuencia espacial de referencia f 0 , y α es el índice espectral. Se encontró que α era α≈-3, que es mucho más pronunciado que el espectro de potencia del CIB en frecuencias espaciales bajas. El componente cirrus se puede identificar en el espectro de potencia en frecuencias espaciales bajas y luego eliminarse de todo el rango de frecuencia espacial. El espectro de potencia restante (después de una cuidadosa corrección por efectos de instrumentos) debería ser el del CIB.
Los estudios de autocorrelación y espectro de potencia dieron como resultado amplitudes de fluctuación de CIB en 1,25, 2,2, 3,5, 12–100 μm según las mediciones COBE /DIRBE, y posteriormente en 90 y 170 μm, según las observaciones del instrumento ISOPHOT del Observatorio Espacial Infrarrojo . [7] Recientemente, la agrupación de galaxias también se ha identificado en el espectro de potencia a 160 μm utilizando este método. [8]
Los recuentos de fuentes brindan la imagen más completa sobre las fuentes que conforman el CIB. En un recuento de fuentes se intenta detectar tantas fuentes puntuales/compactas como sea posible en un determinado campo de visión: esto normalmente se hace en múltiples longitudes de onda y a menudo se complementa con otros datos, por ejemplo, fotometría en longitudes de onda visuales o submilimétricas. De esta manera también se obtiene información sobre las características espectrales de banda ancha de las fuentes detectadas. Las fuentes puntuales detectadas deben distinguirse de otras fuentes contaminantes, por ejemplo, cuerpos menores del Sistema Solar, estrellas galácticas y nudos de cirros (aumentos de densidad local en la emisión de cirros galácticos).
El recuento de fuentes fue una tarea importante para las recientes misiones infrarrojas como 2MASS o el Observatorio Espacial Infrarrojo (ISO), y sigue siendo una de las cuestiones más importantes para los instrumentos espaciales infrarrojos actuales y futuros (el Telescopio Espacial Spitzer y el Observatorio Espacial Herschel ). Si bien ISO pudo resolver alrededor del 3 al 10% de la luz CIB total en fuentes individuales (dependiendo de la longitud de onda), las mediciones de Spitzer ya han detectado ~30% de la luz CIB como fuentes, [9] y se espera que esta proporción sea mayor. ~90% en algunas longitudes de onda con el Observatorio Espacial Herschel . [10]
Los resultados del recuento de fuentes respaldan los modelos de galaxias de "rápida evolución". En estos modelos, las galaxias hoy en día se ven significativamente diferentes de lo que eran en z=1...2, cuando atravesaban una intensa fase de formación estelar. Los resultados del recuento de fuentes excluyen los escenarios de "estado estable", donde z=1...2 galaxias parecen similares a las que vemos hoy en nuestra vecindad cósmica.
