Pozagalaktyczne światło tła
Rozproszone pozagalaktyczne światło tła (EBL) to całe promieniowanie nagromadzone we Wszechświecie w wyniku procesów formowania się gwiazd , plus udział aktywnych jąder galaktycznych (AGN). Promieniowanie to obejmuje prawie wszystkie długości fal widma elektromagnetycznego , z wyjątkiem mikrofal, w którym dominuje pierwotne kosmiczne mikrofalowe tło . EBL jest częścią rozproszonego pozagalaktycznego promieniowania tła (DEBRA), które z definicji obejmuje całe widmo elektromagnetyczne. Po kosmicznym mikrofalowym tle , EBL wytwarza drugie pod względem energii rozproszone tło, dzięki czemu jest niezbędne do zrozumienia pełnego bilansu energetycznego wszechświata.
Zrozumienie EBL ma również fundamentalne znaczenie dla pozagalaktycznej astronomii bardzo wysokich energii (VHE, 30 GeV-30 TeV). Fotony VHE pochodzące z kosmologicznych odległości są tłumione przez produkcję par z fotonami EBL. Ta interakcja zależy od widmowego rozkładu energii (SED) EBL. Dlatego konieczna jest znajomość SED EBL w celu zbadania samoistnych właściwości emisji w źródłach VHE.
obserwacje
Bezpośredni pomiar EBL jest trudnym zadaniem głównie ze względu na wkład światła zodiakalnego , który jest o rzędy wielkości większy niż EBL. Różne grupy twierdziły, że wykryto EBL w zakresie optycznym i bliskiej podczerwieni. Jednak zaproponowano, że analizy te zostały skażone światłem zodiakalnym. Ostatnio dwie niezależne grupy stosujące różne techniki stwierdziły wykrycie EBL w zakresie optycznym bez zanieczyszczenia światłem zodiakalnym.
Istnieją również inne techniki, które wyznaczają granice tła. Możliwe jest ustalenie niższych limitów z głębokich przeglądów galaktyk. Z drugiej strony obserwacje VHE źródeł pozagalaktycznych wyznaczają górne granice EBL.
W listopadzie 2018 roku astronomowie poinformowali, że EBL wyniosła 4 x 10 84 fotonów .
Modele empiryczne
Istnieją podejścia empiryczne, które przewidują ogólne SED EBL we wszechświecie lokalnym, jak również jego ewolucję w czasie. Te typy modelowania można podzielić na cztery różne kategorie w zależności od:
(i) Ewolucja do przodu, która zaczyna się od kosmologicznych warunków początkowych i następuje po niej ewolucja do przodu w czasie za pomocą półanalitycznych modeli formowania się galaktyk.
(ii) Ewolucja wsteczna, która zaczyna się od istniejących populacji galaktyk i ekstrapoluje je wstecz w czasie.
(iii) Ewolucja populacji galaktyk wywnioskowana z zakresu przesunięć ku czerwieni . Ewolucję galaktyki wywnioskowano tutaj za pomocą pewnych wielkości pochodzących z obserwacji, takich jak gęstość tempa formowania się gwiazd we wszechświecie.
(iv) Ewolucja populacji galaktyk obserwowana bezpośrednio w zakresie przesunięć ku czerwieni, które znacząco przyczyniają się do EBL.
Zobacz też
- ^ a b Overbye, Dennis (3 grudnia 2018). „Całe światło, które można zobaczyć? 4 x 10 84 fotonów” . New York Timesa . Źródło 4 grudnia 2018 r .
- ^ Aharonian, FA , Kosmiczne promieniowanie gamma o bardzo wysokiej energii: kluczowe okno na ekstremalny wszechświat , River Edge, NJ: World Scientific Publishing, 2004
- ^ Bernstein RA, 2007, ApJ, 666, 663
- ^ Cambrésy L., Reach WT, Beichman CA, Jarrett TH, 2001, ApJ, 555, 563
- ^ Matsumoto T. i in., 2005, ApJ, 626, 31
- ^ Mattila K., 2006, MNRAS, 372, 1253
- ^ Matsuoka Y., Ienaka N., Kawara K., Oyabu S., 2011, ApJ, 736, 119
- ^ Mattila K. Lehtinen K., Vaisanen P., von Appen-Schnur G., Leinert C., 2011, Proceedings of the IAU 284 Symposium SED, arXiv: 1111,6747
- ^ Domínguez, Alberto; Primack, Joel R.; Dzwon, Trudy E. (2015). „Jak astronomowie odkryli ukryte światło wszechświata” . Naukowy Amerykanin . 312 (6): 38–43. doi : 10.1038/scientificamerican0615-38 . PMID 26336684 .
- ^ Madau P., Pozzetti L., 2000, MNRAS, 312, L9
- ^ Keenan RC, Barger AJ, Cowie LL, Wang WH, 2010, ApJ, 723, 40
- ^ Aharonian F. i in., 2006, Nature, 440, 1018
- ^ Mazin D., Raue M., 2007, A&A, 471, 439
- ^ Albert J. i in., 2008, Science, 320, 1752
- ^ Współpraca Fermi-LAT (30 listopada 2018). „Określenie historii formowania się gwiazd we Wszechświecie za pomocą promieniowania gamma”. nauka . 362 (6418): 1031–1034. ar Xiv : 1812.01031 . Bibcode : 2018Sci...362.1031F . doi : 10.1126/science.aat8123 . PMID 30498122 .
- ^ a b Domínguez i in. 2011, MNRAS, 410, 2556
- ^ Primack JR, Bullock JS, Somerville RS, MacMinn D., 1999, APh, 11, 93
- ^ Somerville RS, Gilmore RC, Primack JR, Domínguez A., 2012, arXiv: 1104.0669
- ^ Gilmore RC, Somerville RS, Primack JR, Domínguez A., 2012, arXiv: 1104.0671
- ^ Malkan MA, Stecker FW, 1998, ApJ, 496, 13
- ^ Stecker FW, Malkan MA, Scully ST, 2006, ApJ, 648, 774
- ^ Franceschini A., Rodighiero G. , Vaccari M., 2008, A&A, 487, 837
- ^ Kneiske TM, Mannheim K., Hartmann DH, 2002, A&A, 386, 1
- ^ Finke JD, Razzaque S., Dermer CD, 2010, ApJ, 712, 238
- ^ Kneiske T.~M., Dole H., 2010, A&A, 515, A19
- Linki zewnętrzne
