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Kashlinsky Review 2005

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  • Abstract

CIBは、すべての年齢の宇宙の銀河放射を反映している。
それを測定することで、
  1. レッドシフトして赤外に入った星の光
  2. ダストに吸収されて再放射された星の光
を使って、星生成率、金属生成率を時間の関数として決定でき、現時点の望遠鏡で見ることのできない時期の天体の情報を推測することができる。
このレビューは、CIB測定の現状と測定のなされている（宇宙）望遠鏡、前景光、CIBの後ろにある物理とその構造について議論する。
CIBレベルの理論的な議論は、理論的な不確定性に狭められた標準宇宙論モデルに合わせている。
ここでは、背景の情報と、CIBの平均レベルとゆらぎの両方の理論モデルの情報を両方ともレビューする。
CIBは、近赤外、中間赤外、遠赤外に分けられ、それぞれに主な寄与について議論する。
また、CIBレベルの正しい解釈に関連した定量的なデータを議論する
  1. 星生成史
  2. 現在の光度関数
  3. CIBに対する様々な銀河の解像　など
最も深い近赤外銀河のすべての銀河の光を合わせても、観測されたCIBレベルにあわず、これは優位な高レッドシフトのCIBへの寄与が示唆している。
加えて、PopIIIの星はCIBの非等方性に寄与しているようで、high zからのCIB非等方性はPopIIIの時代の直接的な情報を与えてくれる。

  • 1. Introduction

CIBは大きなレッドシフト範囲に広がった初期銀河種族の放射の積み重ねで起こる。
これは、最初の星が出来てから、現在に至るまで寄与している。
CIBは、星生成イベント、スターバースト活動、他の明るいイベントの集合である。
光子が観測者に届くと、宇宙膨張でエネルギーを失い、high z種族からの星の放射は赤外で見ることとなる（ほとんどが近赤外の数ミクロン）。
銀河ダストからの放射はもっと長い赤外波長にシフトされるだろう。
CIBは、現在から最後に散乱された表面の物理を探索し、CMBを補完するものである。

z<2-3の宇宙史については、光源の研究がなされているが、再結合からHDFのレッドシフトまでの間は未開である。
Lyman dropout techniqueによってhigh z銀河の発見は進展しているが、zが5を終えると極めて難しく、サンプルは少ない。
CIB測定は、望遠鏡による研究で到達できない初期宇宙史の情報を提供できる。
もっと最近の時期については、銀河進化は、可視光背景放射の見える部分の測定で制限できるかもしれない。

年代的に、CIBとそのレベルについての初期の予言の重要性は、宇宙の起源と進化のビッグバンモデルを構築したCMBの発見に続いた。
地球大気のせいで、初めから、CIBの測定は宇宙からするべきで、そこでも太陽系や銀河系の背景光が存在していると言われていた。
最初のロケットでCIB測定が行われた時、要求された感度に達する技術が必要で、結果は結論が出なかった。
  1. Matsumoto, Akiba & Murakami 1988
  2. Noda et al 1992
1983年の打ち上げに続いて、IRAS衛星は、全天の12-100ミクロンの点源の赤外測定を初めて行った。
  1. Soifer, Neugebauer & Houck 1987
それによって、銀河は効率的な赤外放射源であるが、その形は拡散された背景放射測定に適正化されていなかった。
1990年に打ち上げられたCOBE DIRBEは、1.25-240ミクロンまでで運用され、CIB測定に特に寄与した最初のものである。
  1. Hauser & Dwek 2001
それによって、最初の信頼できる幅広い赤外波長でのCIBの測定と限界が得られ、観測的なCIB時代が始まった。

DIRBE時代半ば以降のCIB測定の状況は、Hauser & Dwek(2001)でレビューされており、
  1. Leinert et al (1998)
による少し前のレビューはEBLの測定を含んだ詳細な議論をしている。
それから、いくつかの重要な発展があったが、最も注目すべきは、標準宇宙モデルでダークエネルギーの存在が発見されたこととΛCDMの確立である。
CMBの偏光測定は、おそらく宇宙の最初の衝突による再イオン化時代の存在を確定した。
これによって、現在、CIBの予言を狭めることができ、より確固たる基礎に基づいてCIBの探索を行えるようになった。
また、CIBというと、いくつかの新しい機器が完成し、いくつかの古いものはより確実になっている。
科学的な探索は決して静的でなく、2003年8月に打ち上げられたSpitzer衛星は既にCIBについて重要な発見をしており、さらに期待されている。
新しいIRとサブミリの宇宙望遠鏡がNASAとESAによって計画されており、それは初期宇宙とCIBと初期の明るい系のアイダの関係に光を当てるだろう。
これは、CIB機器とCIBの解釈をレビューするのにいい機会のように思える。

実際、WMAPと気球望遠鏡によると、宇宙は平坦で、真空エネルギー（宇宙定数）ともっと奇妙な場によって支配されていることを知っている。
最近のWMAPの結果は、
  1. Bennett et al 2003
  2. Spergel et al 2003
宇宙は大きな最終散乱(z～20)からの光学的厚み(τ～0.2)を持っていることが示唆されている。
z>2-3の宇宙の直接的な研究により、最終散乱の時代での宇宙の光度のほとんどは、おそらく銀河生成とPopIII星の誕生のプロセスに含まれている。
楕円銀河などの多くの系が既にHDFの時代までに出来上がっているようで、多くの系の金属量は既に太陽に近い。
z=20-30とz=6の間のどこかに、PopIII星で作られた系がある。これらの全ての銀河は、足跡をCIBとその構造に残しているだろう。

観測的には、CIBは、太陽系や銀河系の星間物質や星などによる明るい前景光と区別するするのが難しい。
多くの調査が、以下で述べるように、地上および衛星のデータからCIBの平均レベル（等方成分）を差し引こうとしている。
これは、最近のすべての例で、複雑な作業である。なぜなら、CIBに重なる多くの前景光に対する絶対光度と空間変化を詳細に知らないからである。
なので、高い精度で様々な前景光を理解し評価することは重要である。

  • 2. Miscellaneous: definitions, units, magnitudes, abbreviations, etc.

まず定義からはじめる。CIBの表面輝度は
I_{\lambda} : 波長単位
I_{\nu} : 周波数単位
F = \lambda I_{\lambda} = \nu I_{\nu} : ログ波長間隔
で定義し、すべて”フラックス”と呼ぶ。B_{\nu}は、黒体放射関数を表す。

フラックスの単位は、[Jy] = 10^{-26} [W/m^2/Hz]であり、CIBの表面輝度はたいてい[MJy/sr]または[Wm^{-2}sr^{-1}]で与えられる。変換は以下の関係である。
1 \frac{\mathrm{nW}}{\mathrm{m}^2\mathrm{sr}} = \frac{3000}{\lambda (\mu \mathrm{m})}{\mathrm{MJy}}{\mathrm{sr}}

波長範囲は
  1. NIR: 1 micron < λ < 5-10 micron
  2. MIR: 5-10 micron < λ < 50-100 micron
  3. FIR: 50-100 micron < λ < 500 micron
で、これ以上はサブミリ波とするが、この分け方は便宜的に行うものである。

レビューを通して、ベガ等級とAB等級を使う。定義から、ベガ等級は、すべてのフィルターで0等級である。
しかし、ベガのキャリブレーションの絶対フラックスの不確定性のため、この星の等級は少しだけ補正されている。
AB等級のゼロ点は一定で、みかけの輝度が3631 Jyである。(Table1が変換値である)
Table2は、略語を表している。

  • 3. Theoretical preliminaries

NIRは、主に銀河の星の成分から起きており、初期の銀河の星の成分の進化のプローブである。
MIRとFIRは、ダスト銀河でリプロセスされた成分である。
NIRはDIRBEと日本のIRTS(Hauser & Dwek 2001)が相互にコンシステントであり、CIBゆらぎ
  1. Kashlinsky & Odenwald 2000a
  2. Matsumoto et al 2000, 2002
と平均レベル
  1. Dwek & Arendt 1998
  2. Gorjian & Wright 2000
  3. Wright & Reese 2000
  4. Cambresy et al 2001
の両方で高い振幅を示している。
MIRでは、CIBの確固たる上限が間接的な方法で発見されているが、前景光が高いため、直接的には検出されていない。
FIRでは、DIRBEと
  1. Schlegel et al 1998
  2. Hauser et al 1998
FIRAS
  1. Puget et al 1996
  2. Fixsen et al 1998
のデータが相互にコンシステントである。

  • 3.1 Mean level

Robertson-Walker metric:
$$ds^2 = c^2 dt^2 - (1+z)^{-2} [dx^2 + x^2 (d\theta^2 + \sin^2\theta d\phi^2)]
この時、レッドシフト間隔dzで単位方位角によって占められるcomovin volumeは、
dV/dz = (1+z)^{-1} d_L^2 (z) cdt/dz , d_L \equiv x(z)/(1+z)
で、d_Lは光度距離である。そうすると、レッドシフトzの絶対光度Lをもった銀河からくる波長λのフラックス密度は、
\frac{L}{4\pi d_L^2(1+z)}f_{\lambda}(\frac{\lambda}{1+z};z)
である。ここで、f_{\lambda}d\lambdaは、波長間隔[λ;λ+dλ]で放射された全光の分布で(1+z)のファクターは、レッドシフトした銀河からくることを説明している。
レッドシフト間隔dzからの全CIBフラックスは、以下で与えられる。
\frac{dF}{dz} = \frac{R_H}{4\pi} \frac{1}{(1+z)^2}\frac{d(H_0t)}{dz} \sum_i L_i(z)[\lambda f_{\lambda ,i} (\frac{\lambda}{1+z};z)]
合計は、観測者の静止系でλで寄与するすべての銀河種族について行い、銀河種族iのSEDを特徴づけるのが、f_{\lambda}である。
ここで、R_H=cH_0^{-1}で、現在の光度密度は、
L_{\nu}(0) =\sum_i \int \Phi_{0,i}(L_{\nu})L_{\nu}dL_{\nu}
で、\Phi_{0,i}は、現在の光度関数または、周波数νでのdL_{\nu}にある種族iの銀河の数密度である。

＝式(2)の意味＝＝＝＝＝＝＝
ハッブル距離が出てきている理由がわからない
ファクター(1+z)^{-2}d(H_0t)/dzの意味がわからない
＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝


式(2)のフラックス生成のレッドシフト依存性を調べることは説明に役立つ。
小さなレッドシフトでは、(1+z)^{-2}dt/dzのファクターはzに対してほとんど変化せず、フラックス生成率dF/dzはcomovingな全光度密度L(z)と銀河放射のSEDf_{\lambda}に支配されている。
これらのレッドシフトでの光度進化が小さければ、フラックス生成率はf_{\lambda}の形に支配あsれる。
もし、f_{\lambda}(\lambda)が短い波長に向かって増えれば、dF/dzはzとともに増加する。
\lambda f_{\lambda}=\mathrm{const}で、光度進化がなければ、フラックス生成率は小さなzで一定である。
十分に高いレッドシフトでは、控えめな光度進化が(1+z)^{-2}dt/dzによってオフセットされるので、フラックス生成率は充分大きなzでカットオフされる。
このファクターは、フラットなSEDでもオルバースのパラドックスを解く鍵となる。

ハイレッドシフトで銀河進化のモデルを決める３つのパラメータがある。
  1. ここの銀河がどのくらい明るいか（光度関数）
  2. 銀河の静止系で放射される光度がどれくらいかを決めるSED
  3. 銀河が何個くらいあるか（数密度進化）
結果的に、L_{\nu}(z)のz依存性を、K-correctionによるもの、光度進化によるもの、数密度進化によるものに分けられる。
  1. Yoshii & Takahara 1988
L_{\nu}(z) = 10^{0.4[K_{\nu}(z)+E_{\nu}(z)+N_{\nu}(z)]}L_{\nu}(0)
すると、トータルのCIBフラックスは、
F_{\mathrm{total}}=\sum_i \frac{L_{\nu ,i}(0)R_H}{4\pi} int \frac{1}{(1+z)^2} \frac{d(H_0t)}{dt} 10^{0.4[K_{\nu}+E_{\nu}+N_{\nu}]}dz
であり、ここでdt/dzは、式(20)で膨張ファクターR\equiv (1+z)^{-1}を使って与えられる。

SEDの詳細はあとで議論するが、簡単なかいせきは式(2)を使って既にすることができる。
静止系波長λ< 10 micronでは、星の放射が支配しており、可視光でピークを持っていて、λ>0.7 micronで減少する。

結果的に、進化がないことを仮定すると、JバンドのCIBはほとんどがz=0.3-1から来ており、そこでは可視光が1 micronにシフトする。
5 micronのMバンドでは、ほとんどのCIBがz>1-2からやってくる。
進化は、これらのレッドシフト幅を早期に押しやるだろう。
10 micron<λ<200 micronでは、放射は銀河ダストによって支配されており、f_{\lambda}は、波長とともに$\lambda^{\alpha}, \alpha \sim 1.5$$で増加する。
そうすると、低レッドシフトでIRASによって観測されるスターバースト銀河は10 micron CIBに支配的な寄与を与える。
FIRでは、K-correctionが強く負であり、測定されたCIBは高レッドシフトから大きな寄与を受ける。

CIBフラックスを見積もることは有用だ。
可視光と
  1. Loveday et al 1992
  2. Blanton et al 2001
近赤外で
  1. Gardner et al 1997
  2. Kochanek et al 2003
  3. Cole et al 2003
銀河の光度関数を測定することで、おおよそ明るい銀河の密度が\Phi_* \si 10^{-2}h^3 \mathrm{Mpc}^{-3}であることを示した。
これらの銀河はそれぞれL_* \si 10^{37} \mathrm{W}付近で放射している。
フラックスの次元を持った量を、\Phi_*,L_*,H_0で作ると、F \sim \frac{1}{4\pi}\Phi_*L_*cH_0^{-1} \simeq 25 \mathrm{nW}\mathrm{m}^{-2}\mathrm{sr}^{-1}である。
これは、自然の見積だが、既にCIBの平均レベルを測定するために前景光が10 \mathrm{nW}\mathrm{m}^{-2}\mathrm{sr}^{-1}以下で除去されなければならないことを示している。
Section4では赤外ではどれだけ難しいかを示す。
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最終更新：2013年02月13日 13:52