Wodór jest neutralny DARK AGES
description
Transcript of Wodór jest neutralny DARK AGES
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 1
Wodoacuter jest neutralny
DARK AGES
Red Shiftz = 0 z~6 z~1000 z=
HISTORIA IONIZACJI WODORU
Wodoacuter zjonizowany przez pierwsze powstałe gwiazdy i kwasary
Tgt3000K
Wodoacuter jest zjonizowany
Powierzchna ostatniego rozproszenia
Wiek Wszechświata~14109 lat 109 lat 4105 lat 0 (dzisiaj)
WW
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 2
przypominam 1+z = (obserwowane) (emitowane)
mierzy względny rozmiar Wszechświata w czasie emisji światła
mierzy odległość obiektoacutew we Wszechświecie
Kosmologiczny red shift z
jest wynikiem rozszerzania się Wszechświata a NIE ruchu galaktyk
jest wielkością o jaką światło z odległego obiektu jest przesunięte ku podczerwieni
Im większe z tym
bullOdleglejszy jest obiekt emitujący światło
bullMłodszy był Wszechświat gdy światło zostało wyemitowane
światło z z = 1 zostało wyemitowane gdy Wszechświat miał frac12 obecnego promienia
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 4
Związek z z czasem t
Model Einstein-de Sitter Roacutewnanie Friedmanna
Płaski zdominowany przez materię Wszechświat
1+z = 1a(t)
a - bezwymiarowy czynnik skali
a = R(t)R(t0) t0 ndash dzisiaj
a(t0) = 1
R(t) = R(t0) (3H0t2)23
Time dilatation ndash
obserwowane w krzywych świetlnych SN
pojawi się przy dyskusji obserwacji poświaty towarzyszącej GRB
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 5
[PPT] sancerreasarizonaedu~fantalkfirstppt
Spitzer Space Telescope formerly SIRTF the Space Infrared Telescope Facility
W M Keck Observatory 210 m telescopes
Hubble Space Telescope
Sloan Digital Sky Survey
WMAP PLANCK
NGST =James Webb Space Telescope = Next Generation Space Telescope (65m)
Square Kilometre Array international radio telescope for the 21st century LOFAR hellip
Nasza wiedza Niektoacutere z istniejących i planowanych urządzeń
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 6
Materia barionowa przed powstaniem galaktyk przechodzi 3 fazy
1z gt 1100 gęsta całkowicie zjonizowana plazma
Wysoka temperatura T gt 104K
W pełni zjonizowana materia oddziaływuje z promieniowaniem elektromagnetycznym
Wszechświat jest nieprzezroczysty fotony rozpraszane na swobodnych elektronach (rozproszenie Comptona)
wiek Wszechświata 300 000 lat ~ Zjonizowana gęsta materia dla zgt1100 była zbadana przez obserwację promieniowanie CMB ktoacutere odprzęgło się na powierzchni ostatniego rozproszenia
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 7
2z lt 1000 bull W miarę rozszerzania się Wszechświata stygnie bull powstają niezjonizowane atomy wodorubull Wszechświat staje się bardziej przezroczysty ale niezjonizowane
atomy wodoru absorbują określone długości fali bull nie ma źroacutedeł światła bull Materia pozostaje neutralna w zakresie ~14 lt zlt 1100 bull DARK AGES
3Dla 6 lt z lt 14 następuje epoka ponownej jonizacji bdquorejonizacjardquo ktoacutera jest wynikiem oddziaływania światła UV pierwszych powstałych gwiazd
bull Zrozumienie rejonizacji jest zasadnicze w badaniu powstawania wielkich struktur Przynosi informacje o postawaniu pierwszych obiektoacutew świecących
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 8
z lt6 istnieją już Galaktyki
wiek Wszechświata ~109 ndash 141010 lat
Źroacutedła światła są na tyle liczne że wodoacuter jest całkowicie zjonizowany
Wszechświat jest zupełnie przezroczysty
Czyli sytuacja na dzisiaj
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 9
EPOKA REIONIZACJI
bullGdy temperatura Wszechświata obniżyła się tak że powstały atomy wodoru rozpoczyna się okres DARK AGES Informacje o początku tego okresu niesie CMB badany np przez WMAP) przed powstaniem pierwszych gwiazd
bullGdy powstaną pierwsze gwiazdy następuje ponowna jonizacja wodoru
bullKiedy to nastąpiło
bullJaki był mechanizm reionizacji
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
Dark Ages Era from 3105 - 109 yr after the Big Bang during which the first stars and galaxies formed
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 10
Otwarte Pytania dotyczące rejonizacji
Kiedy powstały pierwsze galaktyki
Kiedy nastąpiła rejonizacja poacuteźno czy wcześniebullZ~6 poacuteźnobullZ~15 wcześnie
Jakie były jej źroacutedła bullAGNbullInne zjawiska
Jak szybko wodoacuter w IGM (Inter Galactic Medium) zmienił się z neutralnego w zjonizowany
bullPoprzez przejście fazowebullRaz czy dwukrotniebullW sposoacuteb ciągły
Jaki był wpływ rejonizacji na procesy powstawania galaktyk
Opis LOFAR httpwwwlofar-ukorgbdquowhite paper
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 11
wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and_talksd_yonetoku_posterppt
pierwsze gwiazdy powstają z H i He
Czy ich częstość powstawania (Star Formation Rate) jest dostatecznie duża by zjonizować Wszechświat
W jaki sposoacuteb i kiedy powstają ciężkie pierwiastki obecne w IGMIch ilość (metallicity) Z ~10-4 ZO
Z =
bdquoFerdquo z def ma A większe od He
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 12
Pierwsze światło
httpwwwspitzercaltecheduMediareleasesssc2006-22ssc2006-22ashtml
Wydaje się że pierwsze światło zostało zaobserwowane przez Spitzer Space Telescope NASY
Wyemitowane w Ursa Major w długościach fal widzialnych lub ultrafiolecie zostało zaobserwowane przez IRAC w podczerwieni
Do Wyniku prowadzi analiza nie jestem pewna czy akceptowalna przez wszystkich
Infrared Array Camera
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 13
Informacje o rejonizacji pochodzą będą pochodzić z
Obserwacji odległych kwasaroacutew (QSO)
bullNajbardziej zaawansowane jest badanie i zrozumienie widm kwasaroacutew
Obserwacji widm odległych GRB bullWydaje się że ze względu na szereg zalet w poroacutewnaniu z QSO istotne jest badanie GRB
Obserwacji radiowych w obszarach niskich częstości bull np LOFAR ndash LOw FRequency ARray
IPJ jest zaangażowany w prace nad LOFARem
Polaryzacji CMB bullzrozumienie polaryzacji promieniowania CMB jest trudne
Własności atomu wodoru
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 14
Wielki Wybuch t = 0bullTemperatura jest bardzo wysokabullGęstość ogromna
Inflacja t = 10-35 sec T = 1027 K bullGwałtowne rozszerzanie się Wszechświata bullMaleje jego gęstość i temperaturabullNie ma struktur w morzu fotonoacutew istnieją kwarki i leptony
t ~10-6sec T~1012 Kbullz kwarkoacutew powstają protony i neutrony
t~ 3 ndash 4 minuty T= 109 K
bullpowstają jądra He (6 jader He i 94 protonoacutew )
Szukac pod MikePowerpoint bdquoEarly Universerdquo
Dlaczego wodoacuter
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 15
t ~ 300 000 lat T ~3000K bullMateria we Wszechświecie staje się neutralna bullfotony odprzęgają się od materii bullte fotony znane są jako promieniowanie mikrofalowe (CMB) i obserwowane z temperatura 273 K bullpowstają atomy wodoru i He
Niewielkie ilości Li zostały wyprodukowane we wczesnym Wszechświecie Niewielkie ilości He powstają w procesach zachodzących w gwiazdach Pierwiastki cięższe od He powstają w jądrach gwiazdWszechświat ndash materia widzialna - 6 jąder He i 94 protonoacutew
Pod wpływem grawitacji z H i He powstają gwiazdy i galaktyki Cześć H i He pozostaje w materii między gwiezdnej
Wszystkie protony neutrony i elektrony ktoacutere dzisiaj istnieją we Wszechświecie powstały kilka sekund po Wielkim Wybuchu
Teoria Wielkiego Wybuchu wyjaśnia istniejące w przyrodzie ilości pierwiastkoacutew (H He D Li)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 16
Atom Wodoru SERIA LYMANA
Seria Lymana emisja kwantoacutew gama przy przejściu z elektronu z poziomu ngt=2 do poziomu o n=1
Długość fali
gdzie R jest stałą Rydberga
dla tych przejść jest całkowicie w ultrafiolecie
Linia przejscia n=2 n=1 jest to
Lyman = 121 nm
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 17
seria Balmera - bliski QSO
n Balmer (nm)
2 6563
3 4861
4 4341
5 4102
6 3970
Red shift z można wyznaczyć o ile znana jest długość fali emitowanej Tutaj zidentyfikowane linie z serii Balmera wodoru
1+z = (obserwowane) (emitowane)
H(486133 A) przesunięta do 564034 ABardzo bliski QSO z = 0158
httpcasswwwucsdedupublictutorialQuasarshtml
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 18
Pochłanianie światła w neutralnym wodorze
obserwacja emisjaw podczerwieni LY = (LY ) (1+z) w nadfiolecie
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
QSO
GRB
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 19
Obserwacja kwasara GRB pomiar
= neutralny H
z ndash look back time
Rozszerzający się Wszechświat wypełniony neutralnym H byłby nieprzezroczysty dla fotonoacutew w z energia poniżej 102 eV ( 121 nm) Nawet niewielka ilość neutralnego H pochłania fotony
Fotony o wyższej energii jonizują HLy jest wzbudzeniem elektronu ze stanu n=1 do stanu n=2
Obie linie Ly ndash emisji i absorpcji sa bardzo silne
wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
httpwwwphysicstodayorgvol-54iss-10p17html wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
Szukaj amueller talks 1stQSOs
Pierwsza jonizacja
ŹroacutedłoQSO ( Ly a)
GRB
CMB są źroacutedłami światła ktoacutere podświetlają rozszerzającą się przestrzeń między źroacutedłem a obserwatorem
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 20
Kwasary Quasi-stellar radio source quasi stellar object
Większośc quasaroacutew NIE jest źroacutedłem promieniowania radiowego
Najkroacutetsza charakterystyka kwasaroacutew
Bardzo jasne jedne z najjaśniejszych we Wszechświecie i odległe obiekty
Pojedynczy kwasar może być jaśniejszy tysiąc razy od całej galaktyki
Jasność może być zmienna z okresem ~godzin
Energia kwasara pochodzi z objętości ~ objętości naszego Układu Slonecznego
kwasar jest jądrem młodej galaktyki
Wydaje się że energia kwasara pochodzi z gazu zasysanego przez super ciężką czarną dziurę
Taka czarna dziura może mieć M ~109 Mo
O QSO httpwwwastruaedukeelagnquasar40html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 21
wwwcfaustceducnotherssummerschoolDocE6A88AE69993E8BE89E6A88AE69993E8BE893ppt [PPT] widefieldlblgovtalks2004fan_snap2ppt
Rekordzista 2007
z = 643
t = 870 106 ABB
kwasary we Wszechświecie
Gęstość kwasaroacutew szybko maleje ze wzrostem z (z=25) (z=6) =40Znane liczby QSO zgt4 ponad 1000
zgt6 około 15
Canada-France-Hawaii Telescope CFHQS J2329-0301
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 22
httpe-collectionethbibethzchecol-poolinkonfinkonf_185pdf
Widma kwasaroacutew w ich układzie nie wydają się zależeć od z
małe z
z ~ 6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 23
Las Ly (linie absorpcyjne) powstaje gdy ultrafiolet odległego źroacutedła jest absorbowany przez randomnie rozłożone kieszenie neutralnego wodoru Przestrzeń jednorodnie wypełniona neutralnym H powoduje całkowitą absorpcję - bdquorynnęrdquo Jest to efekt (przewidziany przez) Gunn-Petersona
httpwwwphysicstodayorgvol-54iss-10p17html
wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
Obserwowana Długość fali - z ndash look back time
Przechodzący strumień
Rynna ndash pełna absorpcja
Obserwowane Widmo kwasarain
ten
syw
no
ść
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 24
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
Obserwowane widmo
1 kwasar
2 Linia obserwacji
3 zjonizowane bąble gazu na linii obserwacji quasara
4 Pojedyncze zjonizowane bąble
5 Nieprzezroczysty obojętny gaz we wczesnym Wszechświecie
6 Obszar silnego pochłaniania przez obojętny gaz
7 Pojedyncze obszary transmisji przez już zjonizowany gaz
3 54
2 1
7 6
Długość fali ndash red shift
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 25
httpe-collectionethbibethzchecol-poolinkonfinkonf_185pdf
= 700nm 800nm 900nmWidma kwasaroacutew z dużymi z
Emitowana to 121 nm (Ly)
Podobieństwo kształtu widm dla roacuteznych z
Dla maksymalnych znanych z widoczne całkowite pochłoniecie strumienia
Obserwacja bdquorynny Gunn-Petersona spowodowanej obecnościa neutralnego wodoru w gazie międzygwiezdnym
dane SDSS ndash Sloan Digital Sky Survey ndash dedykowany 25m teleskop na Apache Point NM
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 26
Spectra of the 11 quasars from 574 to 642
Note the two prominent spectral features the presence of strong emission lines not only ly a
but also strong metal lines from N C Si etc indicating high metallicity in the quasar environement
and the strong evolution and complete absorption of ly a forest where the complete or almost complete g-p troughs appear at zgt6
PPT] wwwmporzioastroit~fioreVATFanppt
wavelength4000 A 9000 A
reds
hift
46420 Quasars from the SDSS Data Release Three
MgII
Ly
5
2
1
CIII
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 27
1 Do z~57 Lyα absorpcja zachowuje się zgodnie z
oczekiwaniami z mniejszych red shiftoacutew
Widma Lyα kwasaroacutew odkrytych przez SDSS
Dane z 10-m Keck II teleskopu Mauna Kea na Hawajach
2 W widmie dla z = 582 i 599 las Ly- pojawia się zaraz koło maksimum Ly- QSO po stronie kroacutetszych długości fal
3 Dla z=628 średni transmitowany strumień w zakresie 845 nm lt lt871nm jest zgodny z 0
4 Jest to przekonywująca obserwacja rynny Gunn-Petersona spowodowanej przez neutralny wodoacuter w IGM
5 Nawet niewielka ilość neutralnego wodoru w IGM powoduje absorpcję strumienia w obszarze lasu Lyα
6 Istnienie rynny G-P jako takiej nie pokazuje jeszcze ze QSO jest obserwowany przed epoką rejonizacji
7 Średnia zmiana absorpcji dla QSO z dużymi z sugeruje że średnia jonizacja wzdłuż linii obserwacji zmalała znacząco od z ~5 do z~6 i że Wszechświat zbliża się do epoki jonizacji przy z ~6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 28
CFHQS J1509-1749 at z=612
Effective optical depth from the spectrum of CFHQS J1509-1749 (Lyman alpha red symbols Lyman beta blue symbol)
The small black symbols show data from SDSS quasars (Fan et al 2006)
The solid line is the extrapolation of optical depth evolution at lower redshift
For J1509-1749 and the SDSS quasars there is a more rapid evolution at z gt 54 than indicated in this extrapolation
The dotted and dot-dashed lines are the effective optical depth evolution for two theoretical models
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 29
Red squares show the Ly transmission and the blue square is the Ly transmission in bins of width z = 015 Small circles show the Lytransmission from the sample of 19 SDSS quasars (Fan et al 2006b) The solid line is the fit to the Lytransmission of z lt 55 quasars (Fan et al 2006b) The dashed line was obtained by (Becker et al 2007) by fitting flux PDFs of z lt 54 quasars with a lognormal optical depth distributionAt z gt 57 our data (and most of those in the SDSS) fall below the extrapolation of the Fan et al curve
CFHQS J1509-1749 at z=612
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
Lyman transmission in the spectrum of CFHQS J1509-1749
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 30
Obserwacja rynny Gunn Petersona dla fal kroacutetszych od Ly i Ly
Silna i trudna do symulacji linia emisyjna Ly
Silny efekt sąsiedztwa wpływający na jonizacje IMG
To są minusy QSO
QSO obserwowane przez SDSS zgt58
Ale jest jeszcze informacja z CMB GRB oraz linii 21 cmhellip
Rejonizacja obserwowana w widmie kwasaroacutew
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 31
Rosette Nebulahttpastrosun2astrocornelleduacademicscoursesastro201stromgren_spherehtm
Region of ionized hydrogen (HII T~10 000K) surrounding a hot young O-B star The hydrogen is ionized by the ultraviolet photons being emitted by the hot star Stromgrem spheres are also called HII regions
Stromgren sphere
przykład
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 32
Informacje z anisotropii CMB
Wczesny Wszechświat Primary anisotropies niosą informację o roacuteżnych charakterystykach Wszechświata w okresie gdy fotony CMB rozproszyły się po raz ostatni (last scattering) gdy Wszechświat stał się neutralny (z ~ 1100)
bull fluktuacje temperatury bullFluktuacje gęstości i prędkości plazmy
Zrozumienie primary anisotropies jest niezbędne dla użycia wynikoacutew badania CMB do testoacutew modeli kosmologicznych
Powstawanie wielkich struktur Secondary anisotropies - powstają w wyniku oddziaływań CMB fotonoacutew z materią na drodze do obserwatora
bullefekty grawitacyjne (Gravitational lensing non-static gravitational potential wells) bullefekty scatteringu (Sunyaev-Zeldovich (SZ) thermal effect Doppler effects)
Secondary anisotropies pomagają w zrozumieniu powstawania i rozwoju struktur
httpwwwiasu-psudfrwebsitemodulescontent_micindexphpid=35
Dyskusja skal katowych w httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 33
Komentarz Problem polaryzacji jest trudny
Polega na rozdzieleniu wkładu od tego
bullco zdarzyło się na powierzchni ostatniego rozproszenia
bullco zdarzyło się na drodze CMB do obserwatora
Takie rozdzielenie pozwala na wyciąganie wnioskoacutew dot
bull kosmologii (primary anisotropies) oraz
bull obecności zjonizowanego wodoru i oddziaływań grawitacyjnych na drodze do obserwatora (Secondary anisotropies)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 34
visibleHP MM
pe
of90
He
fotony CMB
Fotony CMB oddziaływają
grawitacyjne (efekt integrated Sachs-Wolfe) Z elektronami w klustrach galaktyk efekt Sunyaeva-Zeldovicha
bullthermal - Inverse Compton scattering) bullDoppler shift Kinematic Sunyaev-Zeldovich Effect
wwwphysicssceduneutrinoworkshopSZ_Effectppt
Hot plasmas
33
8
cm10densitynumber
K1010keVetemperatur-
e
e
N
T )(
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 35
Anizotropia temperatury w CMB jest dobrze znana
Polaryzacja (mierzona przez WMAP) jest wynikiem stosunkowo nowym
Polaryzacja daje informacje zaroacutewno o Wszechświecie w czasie t~10-35 sec jak i historii jonizacji Stopień polaryzacji zależy bezpośrednio od kwadrupolowych fluktuacji gęstości rozpraszanych fotonoacutewPatern polaryzacji jest odbiciem lokalnej anizotropii na powierzchni last scattering Fluktuacje temperatury mogą mieć 3 źroacutedła fluktuacje skalarne wektorowe i tensorowe
httpastroberkeleyedu~mwhitepolarnode1htmlSECTION00010000000000000000
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 36
MECHANIZM POWSTAWANIA POLARYZACJI
Anizotropie temperaturowe są rzedu 10-5K polaryzacja rzędu 10-6 czyli poniżej K co przedstawia wyzwanie dla pomiaru
Anizotropie kwadrupolowe ktoacutere powodują powstanie polaryzacji CMB są wynikiem roacuteżnych mechanizmoacutew w roacuteżnych okresach
W okresie z ~1100 (decoupling) gradient prędkości plazmy powoduje powstanie kwqdrupolowych rozkładoacutew ( w układzie środka masy elektronu promieniowanie reliktowe ma rozkład kwadrupolowy proporcjonalny do gradientu prędkości i średniej drogo swobodnej między rozproszeniami)
Dla zgt1100 fotony sprzęgają się silnie z elektronami średnia droga swobodna między rozproszeniami jest mała i więc mała jest polaryzacja
Dla zlt 1100 nie ma swobodnych elektronoacutew i
CMB może się rozpraszać dopiero gdy pojawia się swobodne elektrony tzn gdy światło pierwszego pokolenia gwiazd zacznie jonizować Wszechświat
Ten proces zachodzi dla zltltz = 1100 i może być wydzielony z sygnału rozproszenia na last scattering surface
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 37
Temperature perturbations have 3 geometrically distinct sources
the scalar (compressional) scalar modesrepresent perturbations in the (energy) density of the cosmological
fluid(s) at last scattering and are the only fluctuations which can form structure though gravitational instability
vector (vortical) and
tensor (gravitational wave) perturbations
Formally they form the irreducible basis of the symmetric metric tensor
We shall consider each of these below and show that the scalar vector and tensor quadrupole anisotropy correspond to respectively
This leads to different patterns of polarization for the three sources
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 38
Secondary anisotropies get contributions from the entire line of sight
Sachs-Wolfe effect It is broken into two parts
the effect of the potential at the surface of last scattering which is the ordinary Sachs-Wolfe effect and
the integrated Sachs-Wolfe (ISW) effect which depends on the change of the gravitational potential while photons of the CMB are passing through a potential well This redshifting or blueshifting of a photon as it passes through potential wells is called the Integrated Sachs-Wolfe effect
Thermal Sunyaev-Zeldovich(SZ) effect1048713Scattering of CMB photons off hot electrons1048713Negative for low and positive for high frequencies1048713Point Sources1048713Contaminate the CMB
The thermal Sunyaev-Zeldovich effect arises from the frequency shift when CMB photons are scattered by the hot electrons in the intra-cluster gas
Peculiar velocities of the hot intra-cluster gas lead to a Doppler shift of the scattered photons which is proportional to the product of the radial peculiar velocity and the electron density integrated along the line of sight through the cluster
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 39
Korelacja TE mierzy głębokość obszaru reionizacjiPomiary modoacutew E
Pozwalana precyzyjniejsze wyznaczenie parametroacutew kosmologicznych rejonizacji indeksu spektralnego widma mocy
Mody B z soczewkowatych modoacutew EBadanie wielkoskalowych struktur do z ~1100
Mody B z fal grawitacyjnych niosą informacje o modelach inflacji
In the foreground-corrected maps we detect l(l + 1)C 2 = 0086 plusmn 0029 ( K)2 This is interpreted as the result of rescattering of the CMB by free electrons released during reionization at zr = 109(+27-23) for a model with instantaneous reionization
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 40
Podsumowując WMAP zaobserwował
sygnał polaryzacji pochodzący z dużego obszaru nieba
Zmierzył bullanizotropie temperaturowe (CTT
l TT power spectrum)
bullKorelacje temperatura ndash polaryzacja E ( CTEl TE power
spectrum)bullAnizotropie polaryzacji E (EE power spectrum)
wynik reionizacja przy z = 11 +-3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 41
Wyniki badania CMB (WMAP)
Rozkład roacuteżnic temperatury TTndash wykres wielokrotnie pokazywany tutaj w skali log
Korelacje temperatura ndash polaryzacja E TE
Polaryzacja E
Polaryzacja B i modele
Wyniki WMAP rysunki wzory etc chyba dobre Fig 25 z pliku httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
TT
TE
EE
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 42
The basic observable of the CMB is its intensity as a function of frequency and direction on the sky n Since the CMB spectrum is an extremely good blackbody with a nearly constant temperature across the sky T we generally describe this observable in terms of a temperature fluctuation
If these fluctuations are Gaussian then the multipole moments of the temperature field
(1)
are fully characterized by their power spectrum
(2)
whose values as a function of l are independent in a given realization For this reason predictions and analyses are typically performed in harmonic space On small sections of the sky where its curvature can be neglected the spherical harmonic analysis becomes ordinary Fourier analysis in two dimensions In this limit becomes the Fourier wavenumber Since the angular wavelength large multipole moments corresponds to small angular scales l~102 with representing degree scale separations Likewise since in this limit the variance of the field is the power spectrum is usually displayed as
(3)httpbackgrounduchicagoedu~whuaraanode4htm
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 43
httpwwwphysicsprincetoneducosmologycapmapcalpaperpdf
In a fixed (xy) basis the Stokes parameters are
For purely monochromatic coherent radiation one can show that
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 44
Key words ndashComplementary and Brand newPolarization power spectrum is complementary to the temperature power spectrum -Combined with temperature anisotropy pol helps reconstruction of cosmological model (Ref Prof Holderrsquos talk)Polarization accesses to vector amp tensor perturbations -Measure Stochastic Gravitational wave -Estimate energy scale of Inflation -Test of Inflation -Observe Gravitation Lensing
Thomson cross section depends on polarization and angleScattered radiation polarized parallel to the incident polarizationBut to polarize Thomson scattering is not enoughBipolar anisotropy cancel out polarization Only Quadruple Anisotropy induces linear polarizationThe combination of Thomson Scattering and Quadruple Anisotropy is relevant
We map all the sky with Stokes parameter S=(I Q U V) Total Intensity IQ amp U parameter describe linear polarizationCircular pol gives V=0These are the property of vector on the point (local quantity)Q and U depends on the coordinate selectionSay with 45 deg rotationQU-Q-UQ Coordinate invariant quantity is better
More suitable description is to define globally One example is called E mode and B mode E amp B mode are group of several polarization vectors E is ldquoDivergencerdquo like and B is ldquoCurlrdquo like No coordinate dependence Important for Gravitational Wave detection B mode can be generated from Gravitational Wave etc What characterize E amp B mode quantitatively
There are two directions in a polarization field -The orientation of polarization -The direction in which pol Changes (eg Temps Modulation)Modulation changes pol amplitude sign but not nature (Q remains Q)The hall mark of E mode is both are parallel or perpendicular In B mode not necessarily alignedImportant is relative orientation not absolute orientation (Q or U) What types of sources realize eachpattern
E mode B mode Bardzo dobre wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 45
wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
Quadruple Anisotropy is categorized into 3 perturbationSpherical harmonic Ylm with l=2 m=0 +-1 +-2Scalar Vector and Tensor perturbationsEach perturbation generates characteristic geometries of polarization Their projection determine the pol Pattern The polarization pattern determines whether E amp B mode are generated
Scalar Perturbation Represent perturbation in the temperature fluctuationPhoton from different temperature produce net polarizationProjection of quadruple anisotropy allows polarization pattern
Polarization is maximum at equatorOnly Q parameter is generated
bullVector perturbation The pattern are dominated by U mode
Tensor Perturbation Both Q and U are present nearly equal amount
Scalar Q E mode only
Vector U mainly B mode
Tensor Q amp U both E amp B mode
3 Peculiar pol pattern raise different pol mode (EampB)Scalar mode never generates B mode Vector amp Tensor modes generate B modeUnder inflation paradigm vector modes decay away and scalar and tensor survive (Topological Defect Model) Detection of B mode would suggests possible existence of Gravity Wave Polarization behaves as a field with spin 2Polarization separates property of Perturbation up to spin 2 ( Temps)Thatrsquos why Polarization is BRAND NEW
New frontier in Physics Polarization provides new probe to access scalar vector and tensor mode Especially B mode by tensor perturbation provides clue to Inflation EnergyHowever challenging -Requirement High sensitivity (B mode detection) Further understanding of foreground Improvement of systematicBut exciting Handful future mission (PLANCK etc) Reach testify Inflation theory by CMB (Non Gaussianity etc)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 46
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 47
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 48
KWASARY a CMB
Wyniki z LYkwasaroacutew i CMB są konsystentne
Z badań LY kwasaroacutew bullprzy z~6 IGM jest w 1 neutralne -gt jest to bdquoogonrdquo procesu rejonizacjibullPomiary dla 3 najodleglejszych kwasaroacutew wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6 z niewielką dyspersją dla roacuteżnych linii widzeniabullCMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17 Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji
WnioskibullRejonizacja nie jest przejściem fazowymbullRejonizacja trwała w zakresie 6ltzlt20 (6108 lat)bullPierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 2
przypominam 1+z = (obserwowane) (emitowane)
mierzy względny rozmiar Wszechświata w czasie emisji światła
mierzy odległość obiektoacutew we Wszechświecie
Kosmologiczny red shift z
jest wynikiem rozszerzania się Wszechświata a NIE ruchu galaktyk
jest wielkością o jaką światło z odległego obiektu jest przesunięte ku podczerwieni
Im większe z tym
bullOdleglejszy jest obiekt emitujący światło
bullMłodszy był Wszechświat gdy światło zostało wyemitowane
światło z z = 1 zostało wyemitowane gdy Wszechświat miał frac12 obecnego promienia
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 4
Związek z z czasem t
Model Einstein-de Sitter Roacutewnanie Friedmanna
Płaski zdominowany przez materię Wszechświat
1+z = 1a(t)
a - bezwymiarowy czynnik skali
a = R(t)R(t0) t0 ndash dzisiaj
a(t0) = 1
R(t) = R(t0) (3H0t2)23
Time dilatation ndash
obserwowane w krzywych świetlnych SN
pojawi się przy dyskusji obserwacji poświaty towarzyszącej GRB
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 5
[PPT] sancerreasarizonaedu~fantalkfirstppt
Spitzer Space Telescope formerly SIRTF the Space Infrared Telescope Facility
W M Keck Observatory 210 m telescopes
Hubble Space Telescope
Sloan Digital Sky Survey
WMAP PLANCK
NGST =James Webb Space Telescope = Next Generation Space Telescope (65m)
Square Kilometre Array international radio telescope for the 21st century LOFAR hellip
Nasza wiedza Niektoacutere z istniejących i planowanych urządzeń
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 6
Materia barionowa przed powstaniem galaktyk przechodzi 3 fazy
1z gt 1100 gęsta całkowicie zjonizowana plazma
Wysoka temperatura T gt 104K
W pełni zjonizowana materia oddziaływuje z promieniowaniem elektromagnetycznym
Wszechświat jest nieprzezroczysty fotony rozpraszane na swobodnych elektronach (rozproszenie Comptona)
wiek Wszechświata 300 000 lat ~ Zjonizowana gęsta materia dla zgt1100 była zbadana przez obserwację promieniowanie CMB ktoacutere odprzęgło się na powierzchni ostatniego rozproszenia
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 7
2z lt 1000 bull W miarę rozszerzania się Wszechświata stygnie bull powstają niezjonizowane atomy wodorubull Wszechświat staje się bardziej przezroczysty ale niezjonizowane
atomy wodoru absorbują określone długości fali bull nie ma źroacutedeł światła bull Materia pozostaje neutralna w zakresie ~14 lt zlt 1100 bull DARK AGES
3Dla 6 lt z lt 14 następuje epoka ponownej jonizacji bdquorejonizacjardquo ktoacutera jest wynikiem oddziaływania światła UV pierwszych powstałych gwiazd
bull Zrozumienie rejonizacji jest zasadnicze w badaniu powstawania wielkich struktur Przynosi informacje o postawaniu pierwszych obiektoacutew świecących
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 8
z lt6 istnieją już Galaktyki
wiek Wszechświata ~109 ndash 141010 lat
Źroacutedła światła są na tyle liczne że wodoacuter jest całkowicie zjonizowany
Wszechświat jest zupełnie przezroczysty
Czyli sytuacja na dzisiaj
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 9
EPOKA REIONIZACJI
bullGdy temperatura Wszechświata obniżyła się tak że powstały atomy wodoru rozpoczyna się okres DARK AGES Informacje o początku tego okresu niesie CMB badany np przez WMAP) przed powstaniem pierwszych gwiazd
bullGdy powstaną pierwsze gwiazdy następuje ponowna jonizacja wodoru
bullKiedy to nastąpiło
bullJaki był mechanizm reionizacji
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
Dark Ages Era from 3105 - 109 yr after the Big Bang during which the first stars and galaxies formed
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 10
Otwarte Pytania dotyczące rejonizacji
Kiedy powstały pierwsze galaktyki
Kiedy nastąpiła rejonizacja poacuteźno czy wcześniebullZ~6 poacuteźnobullZ~15 wcześnie
Jakie były jej źroacutedła bullAGNbullInne zjawiska
Jak szybko wodoacuter w IGM (Inter Galactic Medium) zmienił się z neutralnego w zjonizowany
bullPoprzez przejście fazowebullRaz czy dwukrotniebullW sposoacuteb ciągły
Jaki był wpływ rejonizacji na procesy powstawania galaktyk
Opis LOFAR httpwwwlofar-ukorgbdquowhite paper
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 11
wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and_talksd_yonetoku_posterppt
pierwsze gwiazdy powstają z H i He
Czy ich częstość powstawania (Star Formation Rate) jest dostatecznie duża by zjonizować Wszechświat
W jaki sposoacuteb i kiedy powstają ciężkie pierwiastki obecne w IGMIch ilość (metallicity) Z ~10-4 ZO
Z =
bdquoFerdquo z def ma A większe od He
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 12
Pierwsze światło
httpwwwspitzercaltecheduMediareleasesssc2006-22ssc2006-22ashtml
Wydaje się że pierwsze światło zostało zaobserwowane przez Spitzer Space Telescope NASY
Wyemitowane w Ursa Major w długościach fal widzialnych lub ultrafiolecie zostało zaobserwowane przez IRAC w podczerwieni
Do Wyniku prowadzi analiza nie jestem pewna czy akceptowalna przez wszystkich
Infrared Array Camera
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 13
Informacje o rejonizacji pochodzą będą pochodzić z
Obserwacji odległych kwasaroacutew (QSO)
bullNajbardziej zaawansowane jest badanie i zrozumienie widm kwasaroacutew
Obserwacji widm odległych GRB bullWydaje się że ze względu na szereg zalet w poroacutewnaniu z QSO istotne jest badanie GRB
Obserwacji radiowych w obszarach niskich częstości bull np LOFAR ndash LOw FRequency ARray
IPJ jest zaangażowany w prace nad LOFARem
Polaryzacji CMB bullzrozumienie polaryzacji promieniowania CMB jest trudne
Własności atomu wodoru
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 14
Wielki Wybuch t = 0bullTemperatura jest bardzo wysokabullGęstość ogromna
Inflacja t = 10-35 sec T = 1027 K bullGwałtowne rozszerzanie się Wszechświata bullMaleje jego gęstość i temperaturabullNie ma struktur w morzu fotonoacutew istnieją kwarki i leptony
t ~10-6sec T~1012 Kbullz kwarkoacutew powstają protony i neutrony
t~ 3 ndash 4 minuty T= 109 K
bullpowstają jądra He (6 jader He i 94 protonoacutew )
Szukac pod MikePowerpoint bdquoEarly Universerdquo
Dlaczego wodoacuter
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 15
t ~ 300 000 lat T ~3000K bullMateria we Wszechświecie staje się neutralna bullfotony odprzęgają się od materii bullte fotony znane są jako promieniowanie mikrofalowe (CMB) i obserwowane z temperatura 273 K bullpowstają atomy wodoru i He
Niewielkie ilości Li zostały wyprodukowane we wczesnym Wszechświecie Niewielkie ilości He powstają w procesach zachodzących w gwiazdach Pierwiastki cięższe od He powstają w jądrach gwiazdWszechświat ndash materia widzialna - 6 jąder He i 94 protonoacutew
Pod wpływem grawitacji z H i He powstają gwiazdy i galaktyki Cześć H i He pozostaje w materii między gwiezdnej
Wszystkie protony neutrony i elektrony ktoacutere dzisiaj istnieją we Wszechświecie powstały kilka sekund po Wielkim Wybuchu
Teoria Wielkiego Wybuchu wyjaśnia istniejące w przyrodzie ilości pierwiastkoacutew (H He D Li)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 16
Atom Wodoru SERIA LYMANA
Seria Lymana emisja kwantoacutew gama przy przejściu z elektronu z poziomu ngt=2 do poziomu o n=1
Długość fali
gdzie R jest stałą Rydberga
dla tych przejść jest całkowicie w ultrafiolecie
Linia przejscia n=2 n=1 jest to
Lyman = 121 nm
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 17
seria Balmera - bliski QSO
n Balmer (nm)
2 6563
3 4861
4 4341
5 4102
6 3970
Red shift z można wyznaczyć o ile znana jest długość fali emitowanej Tutaj zidentyfikowane linie z serii Balmera wodoru
1+z = (obserwowane) (emitowane)
H(486133 A) przesunięta do 564034 ABardzo bliski QSO z = 0158
httpcasswwwucsdedupublictutorialQuasarshtml
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 18
Pochłanianie światła w neutralnym wodorze
obserwacja emisjaw podczerwieni LY = (LY ) (1+z) w nadfiolecie
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
QSO
GRB
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 19
Obserwacja kwasara GRB pomiar
= neutralny H
z ndash look back time
Rozszerzający się Wszechświat wypełniony neutralnym H byłby nieprzezroczysty dla fotonoacutew w z energia poniżej 102 eV ( 121 nm) Nawet niewielka ilość neutralnego H pochłania fotony
Fotony o wyższej energii jonizują HLy jest wzbudzeniem elektronu ze stanu n=1 do stanu n=2
Obie linie Ly ndash emisji i absorpcji sa bardzo silne
wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
httpwwwphysicstodayorgvol-54iss-10p17html wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
Szukaj amueller talks 1stQSOs
Pierwsza jonizacja
ŹroacutedłoQSO ( Ly a)
GRB
CMB są źroacutedłami światła ktoacutere podświetlają rozszerzającą się przestrzeń między źroacutedłem a obserwatorem
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 20
Kwasary Quasi-stellar radio source quasi stellar object
Większośc quasaroacutew NIE jest źroacutedłem promieniowania radiowego
Najkroacutetsza charakterystyka kwasaroacutew
Bardzo jasne jedne z najjaśniejszych we Wszechświecie i odległe obiekty
Pojedynczy kwasar może być jaśniejszy tysiąc razy od całej galaktyki
Jasność może być zmienna z okresem ~godzin
Energia kwasara pochodzi z objętości ~ objętości naszego Układu Slonecznego
kwasar jest jądrem młodej galaktyki
Wydaje się że energia kwasara pochodzi z gazu zasysanego przez super ciężką czarną dziurę
Taka czarna dziura może mieć M ~109 Mo
O QSO httpwwwastruaedukeelagnquasar40html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 21
wwwcfaustceducnotherssummerschoolDocE6A88AE69993E8BE89E6A88AE69993E8BE893ppt [PPT] widefieldlblgovtalks2004fan_snap2ppt
Rekordzista 2007
z = 643
t = 870 106 ABB
kwasary we Wszechświecie
Gęstość kwasaroacutew szybko maleje ze wzrostem z (z=25) (z=6) =40Znane liczby QSO zgt4 ponad 1000
zgt6 około 15
Canada-France-Hawaii Telescope CFHQS J2329-0301
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 22
httpe-collectionethbibethzchecol-poolinkonfinkonf_185pdf
Widma kwasaroacutew w ich układzie nie wydają się zależeć od z
małe z
z ~ 6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 23
Las Ly (linie absorpcyjne) powstaje gdy ultrafiolet odległego źroacutedła jest absorbowany przez randomnie rozłożone kieszenie neutralnego wodoru Przestrzeń jednorodnie wypełniona neutralnym H powoduje całkowitą absorpcję - bdquorynnęrdquo Jest to efekt (przewidziany przez) Gunn-Petersona
httpwwwphysicstodayorgvol-54iss-10p17html
wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
Obserwowana Długość fali - z ndash look back time
Przechodzący strumień
Rynna ndash pełna absorpcja
Obserwowane Widmo kwasarain
ten
syw
no
ść
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 24
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
Obserwowane widmo
1 kwasar
2 Linia obserwacji
3 zjonizowane bąble gazu na linii obserwacji quasara
4 Pojedyncze zjonizowane bąble
5 Nieprzezroczysty obojętny gaz we wczesnym Wszechświecie
6 Obszar silnego pochłaniania przez obojętny gaz
7 Pojedyncze obszary transmisji przez już zjonizowany gaz
3 54
2 1
7 6
Długość fali ndash red shift
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 25
httpe-collectionethbibethzchecol-poolinkonfinkonf_185pdf
= 700nm 800nm 900nmWidma kwasaroacutew z dużymi z
Emitowana to 121 nm (Ly)
Podobieństwo kształtu widm dla roacuteznych z
Dla maksymalnych znanych z widoczne całkowite pochłoniecie strumienia
Obserwacja bdquorynny Gunn-Petersona spowodowanej obecnościa neutralnego wodoru w gazie międzygwiezdnym
dane SDSS ndash Sloan Digital Sky Survey ndash dedykowany 25m teleskop na Apache Point NM
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 26
Spectra of the 11 quasars from 574 to 642
Note the two prominent spectral features the presence of strong emission lines not only ly a
but also strong metal lines from N C Si etc indicating high metallicity in the quasar environement
and the strong evolution and complete absorption of ly a forest where the complete or almost complete g-p troughs appear at zgt6
PPT] wwwmporzioastroit~fioreVATFanppt
wavelength4000 A 9000 A
reds
hift
46420 Quasars from the SDSS Data Release Three
MgII
Ly
5
2
1
CIII
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 27
1 Do z~57 Lyα absorpcja zachowuje się zgodnie z
oczekiwaniami z mniejszych red shiftoacutew
Widma Lyα kwasaroacutew odkrytych przez SDSS
Dane z 10-m Keck II teleskopu Mauna Kea na Hawajach
2 W widmie dla z = 582 i 599 las Ly- pojawia się zaraz koło maksimum Ly- QSO po stronie kroacutetszych długości fal
3 Dla z=628 średni transmitowany strumień w zakresie 845 nm lt lt871nm jest zgodny z 0
4 Jest to przekonywująca obserwacja rynny Gunn-Petersona spowodowanej przez neutralny wodoacuter w IGM
5 Nawet niewielka ilość neutralnego wodoru w IGM powoduje absorpcję strumienia w obszarze lasu Lyα
6 Istnienie rynny G-P jako takiej nie pokazuje jeszcze ze QSO jest obserwowany przed epoką rejonizacji
7 Średnia zmiana absorpcji dla QSO z dużymi z sugeruje że średnia jonizacja wzdłuż linii obserwacji zmalała znacząco od z ~5 do z~6 i że Wszechświat zbliża się do epoki jonizacji przy z ~6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 28
CFHQS J1509-1749 at z=612
Effective optical depth from the spectrum of CFHQS J1509-1749 (Lyman alpha red symbols Lyman beta blue symbol)
The small black symbols show data from SDSS quasars (Fan et al 2006)
The solid line is the extrapolation of optical depth evolution at lower redshift
For J1509-1749 and the SDSS quasars there is a more rapid evolution at z gt 54 than indicated in this extrapolation
The dotted and dot-dashed lines are the effective optical depth evolution for two theoretical models
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 29
Red squares show the Ly transmission and the blue square is the Ly transmission in bins of width z = 015 Small circles show the Lytransmission from the sample of 19 SDSS quasars (Fan et al 2006b) The solid line is the fit to the Lytransmission of z lt 55 quasars (Fan et al 2006b) The dashed line was obtained by (Becker et al 2007) by fitting flux PDFs of z lt 54 quasars with a lognormal optical depth distributionAt z gt 57 our data (and most of those in the SDSS) fall below the extrapolation of the Fan et al curve
CFHQS J1509-1749 at z=612
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
Lyman transmission in the spectrum of CFHQS J1509-1749
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 30
Obserwacja rynny Gunn Petersona dla fal kroacutetszych od Ly i Ly
Silna i trudna do symulacji linia emisyjna Ly
Silny efekt sąsiedztwa wpływający na jonizacje IMG
To są minusy QSO
QSO obserwowane przez SDSS zgt58
Ale jest jeszcze informacja z CMB GRB oraz linii 21 cmhellip
Rejonizacja obserwowana w widmie kwasaroacutew
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 31
Rosette Nebulahttpastrosun2astrocornelleduacademicscoursesastro201stromgren_spherehtm
Region of ionized hydrogen (HII T~10 000K) surrounding a hot young O-B star The hydrogen is ionized by the ultraviolet photons being emitted by the hot star Stromgrem spheres are also called HII regions
Stromgren sphere
przykład
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 32
Informacje z anisotropii CMB
Wczesny Wszechświat Primary anisotropies niosą informację o roacuteżnych charakterystykach Wszechświata w okresie gdy fotony CMB rozproszyły się po raz ostatni (last scattering) gdy Wszechświat stał się neutralny (z ~ 1100)
bull fluktuacje temperatury bullFluktuacje gęstości i prędkości plazmy
Zrozumienie primary anisotropies jest niezbędne dla użycia wynikoacutew badania CMB do testoacutew modeli kosmologicznych
Powstawanie wielkich struktur Secondary anisotropies - powstają w wyniku oddziaływań CMB fotonoacutew z materią na drodze do obserwatora
bullefekty grawitacyjne (Gravitational lensing non-static gravitational potential wells) bullefekty scatteringu (Sunyaev-Zeldovich (SZ) thermal effect Doppler effects)
Secondary anisotropies pomagają w zrozumieniu powstawania i rozwoju struktur
httpwwwiasu-psudfrwebsitemodulescontent_micindexphpid=35
Dyskusja skal katowych w httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 33
Komentarz Problem polaryzacji jest trudny
Polega na rozdzieleniu wkładu od tego
bullco zdarzyło się na powierzchni ostatniego rozproszenia
bullco zdarzyło się na drodze CMB do obserwatora
Takie rozdzielenie pozwala na wyciąganie wnioskoacutew dot
bull kosmologii (primary anisotropies) oraz
bull obecności zjonizowanego wodoru i oddziaływań grawitacyjnych na drodze do obserwatora (Secondary anisotropies)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 34
visibleHP MM
pe
of90
He
fotony CMB
Fotony CMB oddziaływają
grawitacyjne (efekt integrated Sachs-Wolfe) Z elektronami w klustrach galaktyk efekt Sunyaeva-Zeldovicha
bullthermal - Inverse Compton scattering) bullDoppler shift Kinematic Sunyaev-Zeldovich Effect
wwwphysicssceduneutrinoworkshopSZ_Effectppt
Hot plasmas
33
8
cm10densitynumber
K1010keVetemperatur-
e
e
N
T )(
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 35
Anizotropia temperatury w CMB jest dobrze znana
Polaryzacja (mierzona przez WMAP) jest wynikiem stosunkowo nowym
Polaryzacja daje informacje zaroacutewno o Wszechświecie w czasie t~10-35 sec jak i historii jonizacji Stopień polaryzacji zależy bezpośrednio od kwadrupolowych fluktuacji gęstości rozpraszanych fotonoacutewPatern polaryzacji jest odbiciem lokalnej anizotropii na powierzchni last scattering Fluktuacje temperatury mogą mieć 3 źroacutedła fluktuacje skalarne wektorowe i tensorowe
httpastroberkeleyedu~mwhitepolarnode1htmlSECTION00010000000000000000
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 36
MECHANIZM POWSTAWANIA POLARYZACJI
Anizotropie temperaturowe są rzedu 10-5K polaryzacja rzędu 10-6 czyli poniżej K co przedstawia wyzwanie dla pomiaru
Anizotropie kwadrupolowe ktoacutere powodują powstanie polaryzacji CMB są wynikiem roacuteżnych mechanizmoacutew w roacuteżnych okresach
W okresie z ~1100 (decoupling) gradient prędkości plazmy powoduje powstanie kwqdrupolowych rozkładoacutew ( w układzie środka masy elektronu promieniowanie reliktowe ma rozkład kwadrupolowy proporcjonalny do gradientu prędkości i średniej drogo swobodnej między rozproszeniami)
Dla zgt1100 fotony sprzęgają się silnie z elektronami średnia droga swobodna między rozproszeniami jest mała i więc mała jest polaryzacja
Dla zlt 1100 nie ma swobodnych elektronoacutew i
CMB może się rozpraszać dopiero gdy pojawia się swobodne elektrony tzn gdy światło pierwszego pokolenia gwiazd zacznie jonizować Wszechświat
Ten proces zachodzi dla zltltz = 1100 i może być wydzielony z sygnału rozproszenia na last scattering surface
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 37
Temperature perturbations have 3 geometrically distinct sources
the scalar (compressional) scalar modesrepresent perturbations in the (energy) density of the cosmological
fluid(s) at last scattering and are the only fluctuations which can form structure though gravitational instability
vector (vortical) and
tensor (gravitational wave) perturbations
Formally they form the irreducible basis of the symmetric metric tensor
We shall consider each of these below and show that the scalar vector and tensor quadrupole anisotropy correspond to respectively
This leads to different patterns of polarization for the three sources
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 38
Secondary anisotropies get contributions from the entire line of sight
Sachs-Wolfe effect It is broken into two parts
the effect of the potential at the surface of last scattering which is the ordinary Sachs-Wolfe effect and
the integrated Sachs-Wolfe (ISW) effect which depends on the change of the gravitational potential while photons of the CMB are passing through a potential well This redshifting or blueshifting of a photon as it passes through potential wells is called the Integrated Sachs-Wolfe effect
Thermal Sunyaev-Zeldovich(SZ) effect1048713Scattering of CMB photons off hot electrons1048713Negative for low and positive for high frequencies1048713Point Sources1048713Contaminate the CMB
The thermal Sunyaev-Zeldovich effect arises from the frequency shift when CMB photons are scattered by the hot electrons in the intra-cluster gas
Peculiar velocities of the hot intra-cluster gas lead to a Doppler shift of the scattered photons which is proportional to the product of the radial peculiar velocity and the electron density integrated along the line of sight through the cluster
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 39
Korelacja TE mierzy głębokość obszaru reionizacjiPomiary modoacutew E
Pozwalana precyzyjniejsze wyznaczenie parametroacutew kosmologicznych rejonizacji indeksu spektralnego widma mocy
Mody B z soczewkowatych modoacutew EBadanie wielkoskalowych struktur do z ~1100
Mody B z fal grawitacyjnych niosą informacje o modelach inflacji
In the foreground-corrected maps we detect l(l + 1)C 2 = 0086 plusmn 0029 ( K)2 This is interpreted as the result of rescattering of the CMB by free electrons released during reionization at zr = 109(+27-23) for a model with instantaneous reionization
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 40
Podsumowując WMAP zaobserwował
sygnał polaryzacji pochodzący z dużego obszaru nieba
Zmierzył bullanizotropie temperaturowe (CTT
l TT power spectrum)
bullKorelacje temperatura ndash polaryzacja E ( CTEl TE power
spectrum)bullAnizotropie polaryzacji E (EE power spectrum)
wynik reionizacja przy z = 11 +-3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 41
Wyniki badania CMB (WMAP)
Rozkład roacuteżnic temperatury TTndash wykres wielokrotnie pokazywany tutaj w skali log
Korelacje temperatura ndash polaryzacja E TE
Polaryzacja E
Polaryzacja B i modele
Wyniki WMAP rysunki wzory etc chyba dobre Fig 25 z pliku httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
TT
TE
EE
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 42
The basic observable of the CMB is its intensity as a function of frequency and direction on the sky n Since the CMB spectrum is an extremely good blackbody with a nearly constant temperature across the sky T we generally describe this observable in terms of a temperature fluctuation
If these fluctuations are Gaussian then the multipole moments of the temperature field
(1)
are fully characterized by their power spectrum
(2)
whose values as a function of l are independent in a given realization For this reason predictions and analyses are typically performed in harmonic space On small sections of the sky where its curvature can be neglected the spherical harmonic analysis becomes ordinary Fourier analysis in two dimensions In this limit becomes the Fourier wavenumber Since the angular wavelength large multipole moments corresponds to small angular scales l~102 with representing degree scale separations Likewise since in this limit the variance of the field is the power spectrum is usually displayed as
(3)httpbackgrounduchicagoedu~whuaraanode4htm
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 43
httpwwwphysicsprincetoneducosmologycapmapcalpaperpdf
In a fixed (xy) basis the Stokes parameters are
For purely monochromatic coherent radiation one can show that
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 44
Key words ndashComplementary and Brand newPolarization power spectrum is complementary to the temperature power spectrum -Combined with temperature anisotropy pol helps reconstruction of cosmological model (Ref Prof Holderrsquos talk)Polarization accesses to vector amp tensor perturbations -Measure Stochastic Gravitational wave -Estimate energy scale of Inflation -Test of Inflation -Observe Gravitation Lensing
Thomson cross section depends on polarization and angleScattered radiation polarized parallel to the incident polarizationBut to polarize Thomson scattering is not enoughBipolar anisotropy cancel out polarization Only Quadruple Anisotropy induces linear polarizationThe combination of Thomson Scattering and Quadruple Anisotropy is relevant
We map all the sky with Stokes parameter S=(I Q U V) Total Intensity IQ amp U parameter describe linear polarizationCircular pol gives V=0These are the property of vector on the point (local quantity)Q and U depends on the coordinate selectionSay with 45 deg rotationQU-Q-UQ Coordinate invariant quantity is better
More suitable description is to define globally One example is called E mode and B mode E amp B mode are group of several polarization vectors E is ldquoDivergencerdquo like and B is ldquoCurlrdquo like No coordinate dependence Important for Gravitational Wave detection B mode can be generated from Gravitational Wave etc What characterize E amp B mode quantitatively
There are two directions in a polarization field -The orientation of polarization -The direction in which pol Changes (eg Temps Modulation)Modulation changes pol amplitude sign but not nature (Q remains Q)The hall mark of E mode is both are parallel or perpendicular In B mode not necessarily alignedImportant is relative orientation not absolute orientation (Q or U) What types of sources realize eachpattern
E mode B mode Bardzo dobre wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 45
wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
Quadruple Anisotropy is categorized into 3 perturbationSpherical harmonic Ylm with l=2 m=0 +-1 +-2Scalar Vector and Tensor perturbationsEach perturbation generates characteristic geometries of polarization Their projection determine the pol Pattern The polarization pattern determines whether E amp B mode are generated
Scalar Perturbation Represent perturbation in the temperature fluctuationPhoton from different temperature produce net polarizationProjection of quadruple anisotropy allows polarization pattern
Polarization is maximum at equatorOnly Q parameter is generated
bullVector perturbation The pattern are dominated by U mode
Tensor Perturbation Both Q and U are present nearly equal amount
Scalar Q E mode only
Vector U mainly B mode
Tensor Q amp U both E amp B mode
3 Peculiar pol pattern raise different pol mode (EampB)Scalar mode never generates B mode Vector amp Tensor modes generate B modeUnder inflation paradigm vector modes decay away and scalar and tensor survive (Topological Defect Model) Detection of B mode would suggests possible existence of Gravity Wave Polarization behaves as a field with spin 2Polarization separates property of Perturbation up to spin 2 ( Temps)Thatrsquos why Polarization is BRAND NEW
New frontier in Physics Polarization provides new probe to access scalar vector and tensor mode Especially B mode by tensor perturbation provides clue to Inflation EnergyHowever challenging -Requirement High sensitivity (B mode detection) Further understanding of foreground Improvement of systematicBut exciting Handful future mission (PLANCK etc) Reach testify Inflation theory by CMB (Non Gaussianity etc)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 46
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 47
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 48
KWASARY a CMB
Wyniki z LYkwasaroacutew i CMB są konsystentne
Z badań LY kwasaroacutew bullprzy z~6 IGM jest w 1 neutralne -gt jest to bdquoogonrdquo procesu rejonizacjibullPomiary dla 3 najodleglejszych kwasaroacutew wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6 z niewielką dyspersją dla roacuteżnych linii widzeniabullCMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17 Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji
WnioskibullRejonizacja nie jest przejściem fazowymbullRejonizacja trwała w zakresie 6ltzlt20 (6108 lat)bullPierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 4
Związek z z czasem t
Model Einstein-de Sitter Roacutewnanie Friedmanna
Płaski zdominowany przez materię Wszechświat
1+z = 1a(t)
a - bezwymiarowy czynnik skali
a = R(t)R(t0) t0 ndash dzisiaj
a(t0) = 1
R(t) = R(t0) (3H0t2)23
Time dilatation ndash
obserwowane w krzywych świetlnych SN
pojawi się przy dyskusji obserwacji poświaty towarzyszącej GRB
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 5
[PPT] sancerreasarizonaedu~fantalkfirstppt
Spitzer Space Telescope formerly SIRTF the Space Infrared Telescope Facility
W M Keck Observatory 210 m telescopes
Hubble Space Telescope
Sloan Digital Sky Survey
WMAP PLANCK
NGST =James Webb Space Telescope = Next Generation Space Telescope (65m)
Square Kilometre Array international radio telescope for the 21st century LOFAR hellip
Nasza wiedza Niektoacutere z istniejących i planowanych urządzeń
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 6
Materia barionowa przed powstaniem galaktyk przechodzi 3 fazy
1z gt 1100 gęsta całkowicie zjonizowana plazma
Wysoka temperatura T gt 104K
W pełni zjonizowana materia oddziaływuje z promieniowaniem elektromagnetycznym
Wszechświat jest nieprzezroczysty fotony rozpraszane na swobodnych elektronach (rozproszenie Comptona)
wiek Wszechświata 300 000 lat ~ Zjonizowana gęsta materia dla zgt1100 była zbadana przez obserwację promieniowanie CMB ktoacutere odprzęgło się na powierzchni ostatniego rozproszenia
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 7
2z lt 1000 bull W miarę rozszerzania się Wszechświata stygnie bull powstają niezjonizowane atomy wodorubull Wszechświat staje się bardziej przezroczysty ale niezjonizowane
atomy wodoru absorbują określone długości fali bull nie ma źroacutedeł światła bull Materia pozostaje neutralna w zakresie ~14 lt zlt 1100 bull DARK AGES
3Dla 6 lt z lt 14 następuje epoka ponownej jonizacji bdquorejonizacjardquo ktoacutera jest wynikiem oddziaływania światła UV pierwszych powstałych gwiazd
bull Zrozumienie rejonizacji jest zasadnicze w badaniu powstawania wielkich struktur Przynosi informacje o postawaniu pierwszych obiektoacutew świecących
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 8
z lt6 istnieją już Galaktyki
wiek Wszechświata ~109 ndash 141010 lat
Źroacutedła światła są na tyle liczne że wodoacuter jest całkowicie zjonizowany
Wszechświat jest zupełnie przezroczysty
Czyli sytuacja na dzisiaj
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 9
EPOKA REIONIZACJI
bullGdy temperatura Wszechświata obniżyła się tak że powstały atomy wodoru rozpoczyna się okres DARK AGES Informacje o początku tego okresu niesie CMB badany np przez WMAP) przed powstaniem pierwszych gwiazd
bullGdy powstaną pierwsze gwiazdy następuje ponowna jonizacja wodoru
bullKiedy to nastąpiło
bullJaki był mechanizm reionizacji
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
Dark Ages Era from 3105 - 109 yr after the Big Bang during which the first stars and galaxies formed
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 10
Otwarte Pytania dotyczące rejonizacji
Kiedy powstały pierwsze galaktyki
Kiedy nastąpiła rejonizacja poacuteźno czy wcześniebullZ~6 poacuteźnobullZ~15 wcześnie
Jakie były jej źroacutedła bullAGNbullInne zjawiska
Jak szybko wodoacuter w IGM (Inter Galactic Medium) zmienił się z neutralnego w zjonizowany
bullPoprzez przejście fazowebullRaz czy dwukrotniebullW sposoacuteb ciągły
Jaki był wpływ rejonizacji na procesy powstawania galaktyk
Opis LOFAR httpwwwlofar-ukorgbdquowhite paper
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 11
wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and_talksd_yonetoku_posterppt
pierwsze gwiazdy powstają z H i He
Czy ich częstość powstawania (Star Formation Rate) jest dostatecznie duża by zjonizować Wszechświat
W jaki sposoacuteb i kiedy powstają ciężkie pierwiastki obecne w IGMIch ilość (metallicity) Z ~10-4 ZO
Z =
bdquoFerdquo z def ma A większe od He
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 12
Pierwsze światło
httpwwwspitzercaltecheduMediareleasesssc2006-22ssc2006-22ashtml
Wydaje się że pierwsze światło zostało zaobserwowane przez Spitzer Space Telescope NASY
Wyemitowane w Ursa Major w długościach fal widzialnych lub ultrafiolecie zostało zaobserwowane przez IRAC w podczerwieni
Do Wyniku prowadzi analiza nie jestem pewna czy akceptowalna przez wszystkich
Infrared Array Camera
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 13
Informacje o rejonizacji pochodzą będą pochodzić z
Obserwacji odległych kwasaroacutew (QSO)
bullNajbardziej zaawansowane jest badanie i zrozumienie widm kwasaroacutew
Obserwacji widm odległych GRB bullWydaje się że ze względu na szereg zalet w poroacutewnaniu z QSO istotne jest badanie GRB
Obserwacji radiowych w obszarach niskich częstości bull np LOFAR ndash LOw FRequency ARray
IPJ jest zaangażowany w prace nad LOFARem
Polaryzacji CMB bullzrozumienie polaryzacji promieniowania CMB jest trudne
Własności atomu wodoru
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 14
Wielki Wybuch t = 0bullTemperatura jest bardzo wysokabullGęstość ogromna
Inflacja t = 10-35 sec T = 1027 K bullGwałtowne rozszerzanie się Wszechświata bullMaleje jego gęstość i temperaturabullNie ma struktur w morzu fotonoacutew istnieją kwarki i leptony
t ~10-6sec T~1012 Kbullz kwarkoacutew powstają protony i neutrony
t~ 3 ndash 4 minuty T= 109 K
bullpowstają jądra He (6 jader He i 94 protonoacutew )
Szukac pod MikePowerpoint bdquoEarly Universerdquo
Dlaczego wodoacuter
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 15
t ~ 300 000 lat T ~3000K bullMateria we Wszechświecie staje się neutralna bullfotony odprzęgają się od materii bullte fotony znane są jako promieniowanie mikrofalowe (CMB) i obserwowane z temperatura 273 K bullpowstają atomy wodoru i He
Niewielkie ilości Li zostały wyprodukowane we wczesnym Wszechświecie Niewielkie ilości He powstają w procesach zachodzących w gwiazdach Pierwiastki cięższe od He powstają w jądrach gwiazdWszechświat ndash materia widzialna - 6 jąder He i 94 protonoacutew
Pod wpływem grawitacji z H i He powstają gwiazdy i galaktyki Cześć H i He pozostaje w materii między gwiezdnej
Wszystkie protony neutrony i elektrony ktoacutere dzisiaj istnieją we Wszechświecie powstały kilka sekund po Wielkim Wybuchu
Teoria Wielkiego Wybuchu wyjaśnia istniejące w przyrodzie ilości pierwiastkoacutew (H He D Li)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 16
Atom Wodoru SERIA LYMANA
Seria Lymana emisja kwantoacutew gama przy przejściu z elektronu z poziomu ngt=2 do poziomu o n=1
Długość fali
gdzie R jest stałą Rydberga
dla tych przejść jest całkowicie w ultrafiolecie
Linia przejscia n=2 n=1 jest to
Lyman = 121 nm
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 17
seria Balmera - bliski QSO
n Balmer (nm)
2 6563
3 4861
4 4341
5 4102
6 3970
Red shift z można wyznaczyć o ile znana jest długość fali emitowanej Tutaj zidentyfikowane linie z serii Balmera wodoru
1+z = (obserwowane) (emitowane)
H(486133 A) przesunięta do 564034 ABardzo bliski QSO z = 0158
httpcasswwwucsdedupublictutorialQuasarshtml
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 18
Pochłanianie światła w neutralnym wodorze
obserwacja emisjaw podczerwieni LY = (LY ) (1+z) w nadfiolecie
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
QSO
GRB
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 19
Obserwacja kwasara GRB pomiar
= neutralny H
z ndash look back time
Rozszerzający się Wszechświat wypełniony neutralnym H byłby nieprzezroczysty dla fotonoacutew w z energia poniżej 102 eV ( 121 nm) Nawet niewielka ilość neutralnego H pochłania fotony
Fotony o wyższej energii jonizują HLy jest wzbudzeniem elektronu ze stanu n=1 do stanu n=2
Obie linie Ly ndash emisji i absorpcji sa bardzo silne
wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
httpwwwphysicstodayorgvol-54iss-10p17html wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
Szukaj amueller talks 1stQSOs
Pierwsza jonizacja
ŹroacutedłoQSO ( Ly a)
GRB
CMB są źroacutedłami światła ktoacutere podświetlają rozszerzającą się przestrzeń między źroacutedłem a obserwatorem
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 20
Kwasary Quasi-stellar radio source quasi stellar object
Większośc quasaroacutew NIE jest źroacutedłem promieniowania radiowego
Najkroacutetsza charakterystyka kwasaroacutew
Bardzo jasne jedne z najjaśniejszych we Wszechświecie i odległe obiekty
Pojedynczy kwasar może być jaśniejszy tysiąc razy od całej galaktyki
Jasność może być zmienna z okresem ~godzin
Energia kwasara pochodzi z objętości ~ objętości naszego Układu Slonecznego
kwasar jest jądrem młodej galaktyki
Wydaje się że energia kwasara pochodzi z gazu zasysanego przez super ciężką czarną dziurę
Taka czarna dziura może mieć M ~109 Mo
O QSO httpwwwastruaedukeelagnquasar40html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 21
wwwcfaustceducnotherssummerschoolDocE6A88AE69993E8BE89E6A88AE69993E8BE893ppt [PPT] widefieldlblgovtalks2004fan_snap2ppt
Rekordzista 2007
z = 643
t = 870 106 ABB
kwasary we Wszechświecie
Gęstość kwasaroacutew szybko maleje ze wzrostem z (z=25) (z=6) =40Znane liczby QSO zgt4 ponad 1000
zgt6 około 15
Canada-France-Hawaii Telescope CFHQS J2329-0301
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 22
httpe-collectionethbibethzchecol-poolinkonfinkonf_185pdf
Widma kwasaroacutew w ich układzie nie wydają się zależeć od z
małe z
z ~ 6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 23
Las Ly (linie absorpcyjne) powstaje gdy ultrafiolet odległego źroacutedła jest absorbowany przez randomnie rozłożone kieszenie neutralnego wodoru Przestrzeń jednorodnie wypełniona neutralnym H powoduje całkowitą absorpcję - bdquorynnęrdquo Jest to efekt (przewidziany przez) Gunn-Petersona
httpwwwphysicstodayorgvol-54iss-10p17html
wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
Obserwowana Długość fali - z ndash look back time
Przechodzący strumień
Rynna ndash pełna absorpcja
Obserwowane Widmo kwasarain
ten
syw
no
ść
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 24
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
Obserwowane widmo
1 kwasar
2 Linia obserwacji
3 zjonizowane bąble gazu na linii obserwacji quasara
4 Pojedyncze zjonizowane bąble
5 Nieprzezroczysty obojętny gaz we wczesnym Wszechświecie
6 Obszar silnego pochłaniania przez obojętny gaz
7 Pojedyncze obszary transmisji przez już zjonizowany gaz
3 54
2 1
7 6
Długość fali ndash red shift
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 25
httpe-collectionethbibethzchecol-poolinkonfinkonf_185pdf
= 700nm 800nm 900nmWidma kwasaroacutew z dużymi z
Emitowana to 121 nm (Ly)
Podobieństwo kształtu widm dla roacuteznych z
Dla maksymalnych znanych z widoczne całkowite pochłoniecie strumienia
Obserwacja bdquorynny Gunn-Petersona spowodowanej obecnościa neutralnego wodoru w gazie międzygwiezdnym
dane SDSS ndash Sloan Digital Sky Survey ndash dedykowany 25m teleskop na Apache Point NM
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 26
Spectra of the 11 quasars from 574 to 642
Note the two prominent spectral features the presence of strong emission lines not only ly a
but also strong metal lines from N C Si etc indicating high metallicity in the quasar environement
and the strong evolution and complete absorption of ly a forest where the complete or almost complete g-p troughs appear at zgt6
PPT] wwwmporzioastroit~fioreVATFanppt
wavelength4000 A 9000 A
reds
hift
46420 Quasars from the SDSS Data Release Three
MgII
Ly
5
2
1
CIII
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 27
1 Do z~57 Lyα absorpcja zachowuje się zgodnie z
oczekiwaniami z mniejszych red shiftoacutew
Widma Lyα kwasaroacutew odkrytych przez SDSS
Dane z 10-m Keck II teleskopu Mauna Kea na Hawajach
2 W widmie dla z = 582 i 599 las Ly- pojawia się zaraz koło maksimum Ly- QSO po stronie kroacutetszych długości fal
3 Dla z=628 średni transmitowany strumień w zakresie 845 nm lt lt871nm jest zgodny z 0
4 Jest to przekonywująca obserwacja rynny Gunn-Petersona spowodowanej przez neutralny wodoacuter w IGM
5 Nawet niewielka ilość neutralnego wodoru w IGM powoduje absorpcję strumienia w obszarze lasu Lyα
6 Istnienie rynny G-P jako takiej nie pokazuje jeszcze ze QSO jest obserwowany przed epoką rejonizacji
7 Średnia zmiana absorpcji dla QSO z dużymi z sugeruje że średnia jonizacja wzdłuż linii obserwacji zmalała znacząco od z ~5 do z~6 i że Wszechświat zbliża się do epoki jonizacji przy z ~6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 28
CFHQS J1509-1749 at z=612
Effective optical depth from the spectrum of CFHQS J1509-1749 (Lyman alpha red symbols Lyman beta blue symbol)
The small black symbols show data from SDSS quasars (Fan et al 2006)
The solid line is the extrapolation of optical depth evolution at lower redshift
For J1509-1749 and the SDSS quasars there is a more rapid evolution at z gt 54 than indicated in this extrapolation
The dotted and dot-dashed lines are the effective optical depth evolution for two theoretical models
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 29
Red squares show the Ly transmission and the blue square is the Ly transmission in bins of width z = 015 Small circles show the Lytransmission from the sample of 19 SDSS quasars (Fan et al 2006b) The solid line is the fit to the Lytransmission of z lt 55 quasars (Fan et al 2006b) The dashed line was obtained by (Becker et al 2007) by fitting flux PDFs of z lt 54 quasars with a lognormal optical depth distributionAt z gt 57 our data (and most of those in the SDSS) fall below the extrapolation of the Fan et al curve
CFHQS J1509-1749 at z=612
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
Lyman transmission in the spectrum of CFHQS J1509-1749
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 30
Obserwacja rynny Gunn Petersona dla fal kroacutetszych od Ly i Ly
Silna i trudna do symulacji linia emisyjna Ly
Silny efekt sąsiedztwa wpływający na jonizacje IMG
To są minusy QSO
QSO obserwowane przez SDSS zgt58
Ale jest jeszcze informacja z CMB GRB oraz linii 21 cmhellip
Rejonizacja obserwowana w widmie kwasaroacutew
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 31
Rosette Nebulahttpastrosun2astrocornelleduacademicscoursesastro201stromgren_spherehtm
Region of ionized hydrogen (HII T~10 000K) surrounding a hot young O-B star The hydrogen is ionized by the ultraviolet photons being emitted by the hot star Stromgrem spheres are also called HII regions
Stromgren sphere
przykład
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 32
Informacje z anisotropii CMB
Wczesny Wszechświat Primary anisotropies niosą informację o roacuteżnych charakterystykach Wszechświata w okresie gdy fotony CMB rozproszyły się po raz ostatni (last scattering) gdy Wszechświat stał się neutralny (z ~ 1100)
bull fluktuacje temperatury bullFluktuacje gęstości i prędkości plazmy
Zrozumienie primary anisotropies jest niezbędne dla użycia wynikoacutew badania CMB do testoacutew modeli kosmologicznych
Powstawanie wielkich struktur Secondary anisotropies - powstają w wyniku oddziaływań CMB fotonoacutew z materią na drodze do obserwatora
bullefekty grawitacyjne (Gravitational lensing non-static gravitational potential wells) bullefekty scatteringu (Sunyaev-Zeldovich (SZ) thermal effect Doppler effects)
Secondary anisotropies pomagają w zrozumieniu powstawania i rozwoju struktur
httpwwwiasu-psudfrwebsitemodulescontent_micindexphpid=35
Dyskusja skal katowych w httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 33
Komentarz Problem polaryzacji jest trudny
Polega na rozdzieleniu wkładu od tego
bullco zdarzyło się na powierzchni ostatniego rozproszenia
bullco zdarzyło się na drodze CMB do obserwatora
Takie rozdzielenie pozwala na wyciąganie wnioskoacutew dot
bull kosmologii (primary anisotropies) oraz
bull obecności zjonizowanego wodoru i oddziaływań grawitacyjnych na drodze do obserwatora (Secondary anisotropies)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 34
visibleHP MM
pe
of90
He
fotony CMB
Fotony CMB oddziaływają
grawitacyjne (efekt integrated Sachs-Wolfe) Z elektronami w klustrach galaktyk efekt Sunyaeva-Zeldovicha
bullthermal - Inverse Compton scattering) bullDoppler shift Kinematic Sunyaev-Zeldovich Effect
wwwphysicssceduneutrinoworkshopSZ_Effectppt
Hot plasmas
33
8
cm10densitynumber
K1010keVetemperatur-
e
e
N
T )(
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 35
Anizotropia temperatury w CMB jest dobrze znana
Polaryzacja (mierzona przez WMAP) jest wynikiem stosunkowo nowym
Polaryzacja daje informacje zaroacutewno o Wszechświecie w czasie t~10-35 sec jak i historii jonizacji Stopień polaryzacji zależy bezpośrednio od kwadrupolowych fluktuacji gęstości rozpraszanych fotonoacutewPatern polaryzacji jest odbiciem lokalnej anizotropii na powierzchni last scattering Fluktuacje temperatury mogą mieć 3 źroacutedła fluktuacje skalarne wektorowe i tensorowe
httpastroberkeleyedu~mwhitepolarnode1htmlSECTION00010000000000000000
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 36
MECHANIZM POWSTAWANIA POLARYZACJI
Anizotropie temperaturowe są rzedu 10-5K polaryzacja rzędu 10-6 czyli poniżej K co przedstawia wyzwanie dla pomiaru
Anizotropie kwadrupolowe ktoacutere powodują powstanie polaryzacji CMB są wynikiem roacuteżnych mechanizmoacutew w roacuteżnych okresach
W okresie z ~1100 (decoupling) gradient prędkości plazmy powoduje powstanie kwqdrupolowych rozkładoacutew ( w układzie środka masy elektronu promieniowanie reliktowe ma rozkład kwadrupolowy proporcjonalny do gradientu prędkości i średniej drogo swobodnej między rozproszeniami)
Dla zgt1100 fotony sprzęgają się silnie z elektronami średnia droga swobodna między rozproszeniami jest mała i więc mała jest polaryzacja
Dla zlt 1100 nie ma swobodnych elektronoacutew i
CMB może się rozpraszać dopiero gdy pojawia się swobodne elektrony tzn gdy światło pierwszego pokolenia gwiazd zacznie jonizować Wszechświat
Ten proces zachodzi dla zltltz = 1100 i może być wydzielony z sygnału rozproszenia na last scattering surface
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 37
Temperature perturbations have 3 geometrically distinct sources
the scalar (compressional) scalar modesrepresent perturbations in the (energy) density of the cosmological
fluid(s) at last scattering and are the only fluctuations which can form structure though gravitational instability
vector (vortical) and
tensor (gravitational wave) perturbations
Formally they form the irreducible basis of the symmetric metric tensor
We shall consider each of these below and show that the scalar vector and tensor quadrupole anisotropy correspond to respectively
This leads to different patterns of polarization for the three sources
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 38
Secondary anisotropies get contributions from the entire line of sight
Sachs-Wolfe effect It is broken into two parts
the effect of the potential at the surface of last scattering which is the ordinary Sachs-Wolfe effect and
the integrated Sachs-Wolfe (ISW) effect which depends on the change of the gravitational potential while photons of the CMB are passing through a potential well This redshifting or blueshifting of a photon as it passes through potential wells is called the Integrated Sachs-Wolfe effect
Thermal Sunyaev-Zeldovich(SZ) effect1048713Scattering of CMB photons off hot electrons1048713Negative for low and positive for high frequencies1048713Point Sources1048713Contaminate the CMB
The thermal Sunyaev-Zeldovich effect arises from the frequency shift when CMB photons are scattered by the hot electrons in the intra-cluster gas
Peculiar velocities of the hot intra-cluster gas lead to a Doppler shift of the scattered photons which is proportional to the product of the radial peculiar velocity and the electron density integrated along the line of sight through the cluster
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 39
Korelacja TE mierzy głębokość obszaru reionizacjiPomiary modoacutew E
Pozwalana precyzyjniejsze wyznaczenie parametroacutew kosmologicznych rejonizacji indeksu spektralnego widma mocy
Mody B z soczewkowatych modoacutew EBadanie wielkoskalowych struktur do z ~1100
Mody B z fal grawitacyjnych niosą informacje o modelach inflacji
In the foreground-corrected maps we detect l(l + 1)C 2 = 0086 plusmn 0029 ( K)2 This is interpreted as the result of rescattering of the CMB by free electrons released during reionization at zr = 109(+27-23) for a model with instantaneous reionization
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 40
Podsumowując WMAP zaobserwował
sygnał polaryzacji pochodzący z dużego obszaru nieba
Zmierzył bullanizotropie temperaturowe (CTT
l TT power spectrum)
bullKorelacje temperatura ndash polaryzacja E ( CTEl TE power
spectrum)bullAnizotropie polaryzacji E (EE power spectrum)
wynik reionizacja przy z = 11 +-3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 41
Wyniki badania CMB (WMAP)
Rozkład roacuteżnic temperatury TTndash wykres wielokrotnie pokazywany tutaj w skali log
Korelacje temperatura ndash polaryzacja E TE
Polaryzacja E
Polaryzacja B i modele
Wyniki WMAP rysunki wzory etc chyba dobre Fig 25 z pliku httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
TT
TE
EE
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 42
The basic observable of the CMB is its intensity as a function of frequency and direction on the sky n Since the CMB spectrum is an extremely good blackbody with a nearly constant temperature across the sky T we generally describe this observable in terms of a temperature fluctuation
If these fluctuations are Gaussian then the multipole moments of the temperature field
(1)
are fully characterized by their power spectrum
(2)
whose values as a function of l are independent in a given realization For this reason predictions and analyses are typically performed in harmonic space On small sections of the sky where its curvature can be neglected the spherical harmonic analysis becomes ordinary Fourier analysis in two dimensions In this limit becomes the Fourier wavenumber Since the angular wavelength large multipole moments corresponds to small angular scales l~102 with representing degree scale separations Likewise since in this limit the variance of the field is the power spectrum is usually displayed as
(3)httpbackgrounduchicagoedu~whuaraanode4htm
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 43
httpwwwphysicsprincetoneducosmologycapmapcalpaperpdf
In a fixed (xy) basis the Stokes parameters are
For purely monochromatic coherent radiation one can show that
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 44
Key words ndashComplementary and Brand newPolarization power spectrum is complementary to the temperature power spectrum -Combined with temperature anisotropy pol helps reconstruction of cosmological model (Ref Prof Holderrsquos talk)Polarization accesses to vector amp tensor perturbations -Measure Stochastic Gravitational wave -Estimate energy scale of Inflation -Test of Inflation -Observe Gravitation Lensing
Thomson cross section depends on polarization and angleScattered radiation polarized parallel to the incident polarizationBut to polarize Thomson scattering is not enoughBipolar anisotropy cancel out polarization Only Quadruple Anisotropy induces linear polarizationThe combination of Thomson Scattering and Quadruple Anisotropy is relevant
We map all the sky with Stokes parameter S=(I Q U V) Total Intensity IQ amp U parameter describe linear polarizationCircular pol gives V=0These are the property of vector on the point (local quantity)Q and U depends on the coordinate selectionSay with 45 deg rotationQU-Q-UQ Coordinate invariant quantity is better
More suitable description is to define globally One example is called E mode and B mode E amp B mode are group of several polarization vectors E is ldquoDivergencerdquo like and B is ldquoCurlrdquo like No coordinate dependence Important for Gravitational Wave detection B mode can be generated from Gravitational Wave etc What characterize E amp B mode quantitatively
There are two directions in a polarization field -The orientation of polarization -The direction in which pol Changes (eg Temps Modulation)Modulation changes pol amplitude sign but not nature (Q remains Q)The hall mark of E mode is both are parallel or perpendicular In B mode not necessarily alignedImportant is relative orientation not absolute orientation (Q or U) What types of sources realize eachpattern
E mode B mode Bardzo dobre wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 45
wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
Quadruple Anisotropy is categorized into 3 perturbationSpherical harmonic Ylm with l=2 m=0 +-1 +-2Scalar Vector and Tensor perturbationsEach perturbation generates characteristic geometries of polarization Their projection determine the pol Pattern The polarization pattern determines whether E amp B mode are generated
Scalar Perturbation Represent perturbation in the temperature fluctuationPhoton from different temperature produce net polarizationProjection of quadruple anisotropy allows polarization pattern
Polarization is maximum at equatorOnly Q parameter is generated
bullVector perturbation The pattern are dominated by U mode
Tensor Perturbation Both Q and U are present nearly equal amount
Scalar Q E mode only
Vector U mainly B mode
Tensor Q amp U both E amp B mode
3 Peculiar pol pattern raise different pol mode (EampB)Scalar mode never generates B mode Vector amp Tensor modes generate B modeUnder inflation paradigm vector modes decay away and scalar and tensor survive (Topological Defect Model) Detection of B mode would suggests possible existence of Gravity Wave Polarization behaves as a field with spin 2Polarization separates property of Perturbation up to spin 2 ( Temps)Thatrsquos why Polarization is BRAND NEW
New frontier in Physics Polarization provides new probe to access scalar vector and tensor mode Especially B mode by tensor perturbation provides clue to Inflation EnergyHowever challenging -Requirement High sensitivity (B mode detection) Further understanding of foreground Improvement of systematicBut exciting Handful future mission (PLANCK etc) Reach testify Inflation theory by CMB (Non Gaussianity etc)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 46
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 47
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 48
KWASARY a CMB
Wyniki z LYkwasaroacutew i CMB są konsystentne
Z badań LY kwasaroacutew bullprzy z~6 IGM jest w 1 neutralne -gt jest to bdquoogonrdquo procesu rejonizacjibullPomiary dla 3 najodleglejszych kwasaroacutew wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6 z niewielką dyspersją dla roacuteżnych linii widzeniabullCMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17 Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji
WnioskibullRejonizacja nie jest przejściem fazowymbullRejonizacja trwała w zakresie 6ltzlt20 (6108 lat)bullPierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 4
Związek z z czasem t
Model Einstein-de Sitter Roacutewnanie Friedmanna
Płaski zdominowany przez materię Wszechświat
1+z = 1a(t)
a - bezwymiarowy czynnik skali
a = R(t)R(t0) t0 ndash dzisiaj
a(t0) = 1
R(t) = R(t0) (3H0t2)23
Time dilatation ndash
obserwowane w krzywych świetlnych SN
pojawi się przy dyskusji obserwacji poświaty towarzyszącej GRB
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 5
[PPT] sancerreasarizonaedu~fantalkfirstppt
Spitzer Space Telescope formerly SIRTF the Space Infrared Telescope Facility
W M Keck Observatory 210 m telescopes
Hubble Space Telescope
Sloan Digital Sky Survey
WMAP PLANCK
NGST =James Webb Space Telescope = Next Generation Space Telescope (65m)
Square Kilometre Array international radio telescope for the 21st century LOFAR hellip
Nasza wiedza Niektoacutere z istniejących i planowanych urządzeń
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 6
Materia barionowa przed powstaniem galaktyk przechodzi 3 fazy
1z gt 1100 gęsta całkowicie zjonizowana plazma
Wysoka temperatura T gt 104K
W pełni zjonizowana materia oddziaływuje z promieniowaniem elektromagnetycznym
Wszechświat jest nieprzezroczysty fotony rozpraszane na swobodnych elektronach (rozproszenie Comptona)
wiek Wszechświata 300 000 lat ~ Zjonizowana gęsta materia dla zgt1100 była zbadana przez obserwację promieniowanie CMB ktoacutere odprzęgło się na powierzchni ostatniego rozproszenia
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 7
2z lt 1000 bull W miarę rozszerzania się Wszechświata stygnie bull powstają niezjonizowane atomy wodorubull Wszechświat staje się bardziej przezroczysty ale niezjonizowane
atomy wodoru absorbują określone długości fali bull nie ma źroacutedeł światła bull Materia pozostaje neutralna w zakresie ~14 lt zlt 1100 bull DARK AGES
3Dla 6 lt z lt 14 następuje epoka ponownej jonizacji bdquorejonizacjardquo ktoacutera jest wynikiem oddziaływania światła UV pierwszych powstałych gwiazd
bull Zrozumienie rejonizacji jest zasadnicze w badaniu powstawania wielkich struktur Przynosi informacje o postawaniu pierwszych obiektoacutew świecących
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 8
z lt6 istnieją już Galaktyki
wiek Wszechświata ~109 ndash 141010 lat
Źroacutedła światła są na tyle liczne że wodoacuter jest całkowicie zjonizowany
Wszechświat jest zupełnie przezroczysty
Czyli sytuacja na dzisiaj
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 9
EPOKA REIONIZACJI
bullGdy temperatura Wszechświata obniżyła się tak że powstały atomy wodoru rozpoczyna się okres DARK AGES Informacje o początku tego okresu niesie CMB badany np przez WMAP) przed powstaniem pierwszych gwiazd
bullGdy powstaną pierwsze gwiazdy następuje ponowna jonizacja wodoru
bullKiedy to nastąpiło
bullJaki był mechanizm reionizacji
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
Dark Ages Era from 3105 - 109 yr after the Big Bang during which the first stars and galaxies formed
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 10
Otwarte Pytania dotyczące rejonizacji
Kiedy powstały pierwsze galaktyki
Kiedy nastąpiła rejonizacja poacuteźno czy wcześniebullZ~6 poacuteźnobullZ~15 wcześnie
Jakie były jej źroacutedła bullAGNbullInne zjawiska
Jak szybko wodoacuter w IGM (Inter Galactic Medium) zmienił się z neutralnego w zjonizowany
bullPoprzez przejście fazowebullRaz czy dwukrotniebullW sposoacuteb ciągły
Jaki był wpływ rejonizacji na procesy powstawania galaktyk
Opis LOFAR httpwwwlofar-ukorgbdquowhite paper
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 11
wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and_talksd_yonetoku_posterppt
pierwsze gwiazdy powstają z H i He
Czy ich częstość powstawania (Star Formation Rate) jest dostatecznie duża by zjonizować Wszechświat
W jaki sposoacuteb i kiedy powstają ciężkie pierwiastki obecne w IGMIch ilość (metallicity) Z ~10-4 ZO
Z =
bdquoFerdquo z def ma A większe od He
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 12
Pierwsze światło
httpwwwspitzercaltecheduMediareleasesssc2006-22ssc2006-22ashtml
Wydaje się że pierwsze światło zostało zaobserwowane przez Spitzer Space Telescope NASY
Wyemitowane w Ursa Major w długościach fal widzialnych lub ultrafiolecie zostało zaobserwowane przez IRAC w podczerwieni
Do Wyniku prowadzi analiza nie jestem pewna czy akceptowalna przez wszystkich
Infrared Array Camera
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 13
Informacje o rejonizacji pochodzą będą pochodzić z
Obserwacji odległych kwasaroacutew (QSO)
bullNajbardziej zaawansowane jest badanie i zrozumienie widm kwasaroacutew
Obserwacji widm odległych GRB bullWydaje się że ze względu na szereg zalet w poroacutewnaniu z QSO istotne jest badanie GRB
Obserwacji radiowych w obszarach niskich częstości bull np LOFAR ndash LOw FRequency ARray
IPJ jest zaangażowany w prace nad LOFARem
Polaryzacji CMB bullzrozumienie polaryzacji promieniowania CMB jest trudne
Własności atomu wodoru
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 14
Wielki Wybuch t = 0bullTemperatura jest bardzo wysokabullGęstość ogromna
Inflacja t = 10-35 sec T = 1027 K bullGwałtowne rozszerzanie się Wszechświata bullMaleje jego gęstość i temperaturabullNie ma struktur w morzu fotonoacutew istnieją kwarki i leptony
t ~10-6sec T~1012 Kbullz kwarkoacutew powstają protony i neutrony
t~ 3 ndash 4 minuty T= 109 K
bullpowstają jądra He (6 jader He i 94 protonoacutew )
Szukac pod MikePowerpoint bdquoEarly Universerdquo
Dlaczego wodoacuter
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 15
t ~ 300 000 lat T ~3000K bullMateria we Wszechświecie staje się neutralna bullfotony odprzęgają się od materii bullte fotony znane są jako promieniowanie mikrofalowe (CMB) i obserwowane z temperatura 273 K bullpowstają atomy wodoru i He
Niewielkie ilości Li zostały wyprodukowane we wczesnym Wszechświecie Niewielkie ilości He powstają w procesach zachodzących w gwiazdach Pierwiastki cięższe od He powstają w jądrach gwiazdWszechświat ndash materia widzialna - 6 jąder He i 94 protonoacutew
Pod wpływem grawitacji z H i He powstają gwiazdy i galaktyki Cześć H i He pozostaje w materii między gwiezdnej
Wszystkie protony neutrony i elektrony ktoacutere dzisiaj istnieją we Wszechświecie powstały kilka sekund po Wielkim Wybuchu
Teoria Wielkiego Wybuchu wyjaśnia istniejące w przyrodzie ilości pierwiastkoacutew (H He D Li)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 16
Atom Wodoru SERIA LYMANA
Seria Lymana emisja kwantoacutew gama przy przejściu z elektronu z poziomu ngt=2 do poziomu o n=1
Długość fali
gdzie R jest stałą Rydberga
dla tych przejść jest całkowicie w ultrafiolecie
Linia przejscia n=2 n=1 jest to
Lyman = 121 nm
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 17
seria Balmera - bliski QSO
n Balmer (nm)
2 6563
3 4861
4 4341
5 4102
6 3970
Red shift z można wyznaczyć o ile znana jest długość fali emitowanej Tutaj zidentyfikowane linie z serii Balmera wodoru
1+z = (obserwowane) (emitowane)
H(486133 A) przesunięta do 564034 ABardzo bliski QSO z = 0158
httpcasswwwucsdedupublictutorialQuasarshtml
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 18
Pochłanianie światła w neutralnym wodorze
obserwacja emisjaw podczerwieni LY = (LY ) (1+z) w nadfiolecie
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
QSO
GRB
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 19
Obserwacja kwasara GRB pomiar
= neutralny H
z ndash look back time
Rozszerzający się Wszechświat wypełniony neutralnym H byłby nieprzezroczysty dla fotonoacutew w z energia poniżej 102 eV ( 121 nm) Nawet niewielka ilość neutralnego H pochłania fotony
Fotony o wyższej energii jonizują HLy jest wzbudzeniem elektronu ze stanu n=1 do stanu n=2
Obie linie Ly ndash emisji i absorpcji sa bardzo silne
wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
httpwwwphysicstodayorgvol-54iss-10p17html wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
Szukaj amueller talks 1stQSOs
Pierwsza jonizacja
ŹroacutedłoQSO ( Ly a)
GRB
CMB są źroacutedłami światła ktoacutere podświetlają rozszerzającą się przestrzeń między źroacutedłem a obserwatorem
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 20
Kwasary Quasi-stellar radio source quasi stellar object
Większośc quasaroacutew NIE jest źroacutedłem promieniowania radiowego
Najkroacutetsza charakterystyka kwasaroacutew
Bardzo jasne jedne z najjaśniejszych we Wszechświecie i odległe obiekty
Pojedynczy kwasar może być jaśniejszy tysiąc razy od całej galaktyki
Jasność może być zmienna z okresem ~godzin
Energia kwasara pochodzi z objętości ~ objętości naszego Układu Slonecznego
kwasar jest jądrem młodej galaktyki
Wydaje się że energia kwasara pochodzi z gazu zasysanego przez super ciężką czarną dziurę
Taka czarna dziura może mieć M ~109 Mo
O QSO httpwwwastruaedukeelagnquasar40html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 21
wwwcfaustceducnotherssummerschoolDocE6A88AE69993E8BE89E6A88AE69993E8BE893ppt [PPT] widefieldlblgovtalks2004fan_snap2ppt
Rekordzista 2007
z = 643
t = 870 106 ABB
kwasary we Wszechświecie
Gęstość kwasaroacutew szybko maleje ze wzrostem z (z=25) (z=6) =40Znane liczby QSO zgt4 ponad 1000
zgt6 około 15
Canada-France-Hawaii Telescope CFHQS J2329-0301
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 22
httpe-collectionethbibethzchecol-poolinkonfinkonf_185pdf
Widma kwasaroacutew w ich układzie nie wydają się zależeć od z
małe z
z ~ 6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 23
Las Ly (linie absorpcyjne) powstaje gdy ultrafiolet odległego źroacutedła jest absorbowany przez randomnie rozłożone kieszenie neutralnego wodoru Przestrzeń jednorodnie wypełniona neutralnym H powoduje całkowitą absorpcję - bdquorynnęrdquo Jest to efekt (przewidziany przez) Gunn-Petersona
httpwwwphysicstodayorgvol-54iss-10p17html
wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
Obserwowana Długość fali - z ndash look back time
Przechodzący strumień
Rynna ndash pełna absorpcja
Obserwowane Widmo kwasarain
ten
syw
no
ść
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 24
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
Obserwowane widmo
1 kwasar
2 Linia obserwacji
3 zjonizowane bąble gazu na linii obserwacji quasara
4 Pojedyncze zjonizowane bąble
5 Nieprzezroczysty obojętny gaz we wczesnym Wszechświecie
6 Obszar silnego pochłaniania przez obojętny gaz
7 Pojedyncze obszary transmisji przez już zjonizowany gaz
3 54
2 1
7 6
Długość fali ndash red shift
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 25
httpe-collectionethbibethzchecol-poolinkonfinkonf_185pdf
= 700nm 800nm 900nmWidma kwasaroacutew z dużymi z
Emitowana to 121 nm (Ly)
Podobieństwo kształtu widm dla roacuteznych z
Dla maksymalnych znanych z widoczne całkowite pochłoniecie strumienia
Obserwacja bdquorynny Gunn-Petersona spowodowanej obecnościa neutralnego wodoru w gazie międzygwiezdnym
dane SDSS ndash Sloan Digital Sky Survey ndash dedykowany 25m teleskop na Apache Point NM
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 26
Spectra of the 11 quasars from 574 to 642
Note the two prominent spectral features the presence of strong emission lines not only ly a
but also strong metal lines from N C Si etc indicating high metallicity in the quasar environement
and the strong evolution and complete absorption of ly a forest where the complete or almost complete g-p troughs appear at zgt6
PPT] wwwmporzioastroit~fioreVATFanppt
wavelength4000 A 9000 A
reds
hift
46420 Quasars from the SDSS Data Release Three
MgII
Ly
5
2
1
CIII
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 27
1 Do z~57 Lyα absorpcja zachowuje się zgodnie z
oczekiwaniami z mniejszych red shiftoacutew
Widma Lyα kwasaroacutew odkrytych przez SDSS
Dane z 10-m Keck II teleskopu Mauna Kea na Hawajach
2 W widmie dla z = 582 i 599 las Ly- pojawia się zaraz koło maksimum Ly- QSO po stronie kroacutetszych długości fal
3 Dla z=628 średni transmitowany strumień w zakresie 845 nm lt lt871nm jest zgodny z 0
4 Jest to przekonywująca obserwacja rynny Gunn-Petersona spowodowanej przez neutralny wodoacuter w IGM
5 Nawet niewielka ilość neutralnego wodoru w IGM powoduje absorpcję strumienia w obszarze lasu Lyα
6 Istnienie rynny G-P jako takiej nie pokazuje jeszcze ze QSO jest obserwowany przed epoką rejonizacji
7 Średnia zmiana absorpcji dla QSO z dużymi z sugeruje że średnia jonizacja wzdłuż linii obserwacji zmalała znacząco od z ~5 do z~6 i że Wszechświat zbliża się do epoki jonizacji przy z ~6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 28
CFHQS J1509-1749 at z=612
Effective optical depth from the spectrum of CFHQS J1509-1749 (Lyman alpha red symbols Lyman beta blue symbol)
The small black symbols show data from SDSS quasars (Fan et al 2006)
The solid line is the extrapolation of optical depth evolution at lower redshift
For J1509-1749 and the SDSS quasars there is a more rapid evolution at z gt 54 than indicated in this extrapolation
The dotted and dot-dashed lines are the effective optical depth evolution for two theoretical models
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 29
Red squares show the Ly transmission and the blue square is the Ly transmission in bins of width z = 015 Small circles show the Lytransmission from the sample of 19 SDSS quasars (Fan et al 2006b) The solid line is the fit to the Lytransmission of z lt 55 quasars (Fan et al 2006b) The dashed line was obtained by (Becker et al 2007) by fitting flux PDFs of z lt 54 quasars with a lognormal optical depth distributionAt z gt 57 our data (and most of those in the SDSS) fall below the extrapolation of the Fan et al curve
CFHQS J1509-1749 at z=612
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
Lyman transmission in the spectrum of CFHQS J1509-1749
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 30
Obserwacja rynny Gunn Petersona dla fal kroacutetszych od Ly i Ly
Silna i trudna do symulacji linia emisyjna Ly
Silny efekt sąsiedztwa wpływający na jonizacje IMG
To są minusy QSO
QSO obserwowane przez SDSS zgt58
Ale jest jeszcze informacja z CMB GRB oraz linii 21 cmhellip
Rejonizacja obserwowana w widmie kwasaroacutew
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 31
Rosette Nebulahttpastrosun2astrocornelleduacademicscoursesastro201stromgren_spherehtm
Region of ionized hydrogen (HII T~10 000K) surrounding a hot young O-B star The hydrogen is ionized by the ultraviolet photons being emitted by the hot star Stromgrem spheres are also called HII regions
Stromgren sphere
przykład
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 32
Informacje z anisotropii CMB
Wczesny Wszechświat Primary anisotropies niosą informację o roacuteżnych charakterystykach Wszechświata w okresie gdy fotony CMB rozproszyły się po raz ostatni (last scattering) gdy Wszechświat stał się neutralny (z ~ 1100)
bull fluktuacje temperatury bullFluktuacje gęstości i prędkości plazmy
Zrozumienie primary anisotropies jest niezbędne dla użycia wynikoacutew badania CMB do testoacutew modeli kosmologicznych
Powstawanie wielkich struktur Secondary anisotropies - powstają w wyniku oddziaływań CMB fotonoacutew z materią na drodze do obserwatora
bullefekty grawitacyjne (Gravitational lensing non-static gravitational potential wells) bullefekty scatteringu (Sunyaev-Zeldovich (SZ) thermal effect Doppler effects)
Secondary anisotropies pomagają w zrozumieniu powstawania i rozwoju struktur
httpwwwiasu-psudfrwebsitemodulescontent_micindexphpid=35
Dyskusja skal katowych w httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 33
Komentarz Problem polaryzacji jest trudny
Polega na rozdzieleniu wkładu od tego
bullco zdarzyło się na powierzchni ostatniego rozproszenia
bullco zdarzyło się na drodze CMB do obserwatora
Takie rozdzielenie pozwala na wyciąganie wnioskoacutew dot
bull kosmologii (primary anisotropies) oraz
bull obecności zjonizowanego wodoru i oddziaływań grawitacyjnych na drodze do obserwatora (Secondary anisotropies)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 34
visibleHP MM
pe
of90
He
fotony CMB
Fotony CMB oddziaływają
grawitacyjne (efekt integrated Sachs-Wolfe) Z elektronami w klustrach galaktyk efekt Sunyaeva-Zeldovicha
bullthermal - Inverse Compton scattering) bullDoppler shift Kinematic Sunyaev-Zeldovich Effect
wwwphysicssceduneutrinoworkshopSZ_Effectppt
Hot plasmas
33
8
cm10densitynumber
K1010keVetemperatur-
e
e
N
T )(
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 35
Anizotropia temperatury w CMB jest dobrze znana
Polaryzacja (mierzona przez WMAP) jest wynikiem stosunkowo nowym
Polaryzacja daje informacje zaroacutewno o Wszechświecie w czasie t~10-35 sec jak i historii jonizacji Stopień polaryzacji zależy bezpośrednio od kwadrupolowych fluktuacji gęstości rozpraszanych fotonoacutewPatern polaryzacji jest odbiciem lokalnej anizotropii na powierzchni last scattering Fluktuacje temperatury mogą mieć 3 źroacutedła fluktuacje skalarne wektorowe i tensorowe
httpastroberkeleyedu~mwhitepolarnode1htmlSECTION00010000000000000000
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 36
MECHANIZM POWSTAWANIA POLARYZACJI
Anizotropie temperaturowe są rzedu 10-5K polaryzacja rzędu 10-6 czyli poniżej K co przedstawia wyzwanie dla pomiaru
Anizotropie kwadrupolowe ktoacutere powodują powstanie polaryzacji CMB są wynikiem roacuteżnych mechanizmoacutew w roacuteżnych okresach
W okresie z ~1100 (decoupling) gradient prędkości plazmy powoduje powstanie kwqdrupolowych rozkładoacutew ( w układzie środka masy elektronu promieniowanie reliktowe ma rozkład kwadrupolowy proporcjonalny do gradientu prędkości i średniej drogo swobodnej między rozproszeniami)
Dla zgt1100 fotony sprzęgają się silnie z elektronami średnia droga swobodna między rozproszeniami jest mała i więc mała jest polaryzacja
Dla zlt 1100 nie ma swobodnych elektronoacutew i
CMB może się rozpraszać dopiero gdy pojawia się swobodne elektrony tzn gdy światło pierwszego pokolenia gwiazd zacznie jonizować Wszechświat
Ten proces zachodzi dla zltltz = 1100 i może być wydzielony z sygnału rozproszenia na last scattering surface
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 37
Temperature perturbations have 3 geometrically distinct sources
the scalar (compressional) scalar modesrepresent perturbations in the (energy) density of the cosmological
fluid(s) at last scattering and are the only fluctuations which can form structure though gravitational instability
vector (vortical) and
tensor (gravitational wave) perturbations
Formally they form the irreducible basis of the symmetric metric tensor
We shall consider each of these below and show that the scalar vector and tensor quadrupole anisotropy correspond to respectively
This leads to different patterns of polarization for the three sources
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 38
Secondary anisotropies get contributions from the entire line of sight
Sachs-Wolfe effect It is broken into two parts
the effect of the potential at the surface of last scattering which is the ordinary Sachs-Wolfe effect and
the integrated Sachs-Wolfe (ISW) effect which depends on the change of the gravitational potential while photons of the CMB are passing through a potential well This redshifting or blueshifting of a photon as it passes through potential wells is called the Integrated Sachs-Wolfe effect
Thermal Sunyaev-Zeldovich(SZ) effect1048713Scattering of CMB photons off hot electrons1048713Negative for low and positive for high frequencies1048713Point Sources1048713Contaminate the CMB
The thermal Sunyaev-Zeldovich effect arises from the frequency shift when CMB photons are scattered by the hot electrons in the intra-cluster gas
Peculiar velocities of the hot intra-cluster gas lead to a Doppler shift of the scattered photons which is proportional to the product of the radial peculiar velocity and the electron density integrated along the line of sight through the cluster
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 39
Korelacja TE mierzy głębokość obszaru reionizacjiPomiary modoacutew E
Pozwalana precyzyjniejsze wyznaczenie parametroacutew kosmologicznych rejonizacji indeksu spektralnego widma mocy
Mody B z soczewkowatych modoacutew EBadanie wielkoskalowych struktur do z ~1100
Mody B z fal grawitacyjnych niosą informacje o modelach inflacji
In the foreground-corrected maps we detect l(l + 1)C 2 = 0086 plusmn 0029 ( K)2 This is interpreted as the result of rescattering of the CMB by free electrons released during reionization at zr = 109(+27-23) for a model with instantaneous reionization
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 40
Podsumowując WMAP zaobserwował
sygnał polaryzacji pochodzący z dużego obszaru nieba
Zmierzył bullanizotropie temperaturowe (CTT
l TT power spectrum)
bullKorelacje temperatura ndash polaryzacja E ( CTEl TE power
spectrum)bullAnizotropie polaryzacji E (EE power spectrum)
wynik reionizacja przy z = 11 +-3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 41
Wyniki badania CMB (WMAP)
Rozkład roacuteżnic temperatury TTndash wykres wielokrotnie pokazywany tutaj w skali log
Korelacje temperatura ndash polaryzacja E TE
Polaryzacja E
Polaryzacja B i modele
Wyniki WMAP rysunki wzory etc chyba dobre Fig 25 z pliku httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
TT
TE
EE
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 42
The basic observable of the CMB is its intensity as a function of frequency and direction on the sky n Since the CMB spectrum is an extremely good blackbody with a nearly constant temperature across the sky T we generally describe this observable in terms of a temperature fluctuation
If these fluctuations are Gaussian then the multipole moments of the temperature field
(1)
are fully characterized by their power spectrum
(2)
whose values as a function of l are independent in a given realization For this reason predictions and analyses are typically performed in harmonic space On small sections of the sky where its curvature can be neglected the spherical harmonic analysis becomes ordinary Fourier analysis in two dimensions In this limit becomes the Fourier wavenumber Since the angular wavelength large multipole moments corresponds to small angular scales l~102 with representing degree scale separations Likewise since in this limit the variance of the field is the power spectrum is usually displayed as
(3)httpbackgrounduchicagoedu~whuaraanode4htm
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 43
httpwwwphysicsprincetoneducosmologycapmapcalpaperpdf
In a fixed (xy) basis the Stokes parameters are
For purely monochromatic coherent radiation one can show that
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 44
Key words ndashComplementary and Brand newPolarization power spectrum is complementary to the temperature power spectrum -Combined with temperature anisotropy pol helps reconstruction of cosmological model (Ref Prof Holderrsquos talk)Polarization accesses to vector amp tensor perturbations -Measure Stochastic Gravitational wave -Estimate energy scale of Inflation -Test of Inflation -Observe Gravitation Lensing
Thomson cross section depends on polarization and angleScattered radiation polarized parallel to the incident polarizationBut to polarize Thomson scattering is not enoughBipolar anisotropy cancel out polarization Only Quadruple Anisotropy induces linear polarizationThe combination of Thomson Scattering and Quadruple Anisotropy is relevant
We map all the sky with Stokes parameter S=(I Q U V) Total Intensity IQ amp U parameter describe linear polarizationCircular pol gives V=0These are the property of vector on the point (local quantity)Q and U depends on the coordinate selectionSay with 45 deg rotationQU-Q-UQ Coordinate invariant quantity is better
More suitable description is to define globally One example is called E mode and B mode E amp B mode are group of several polarization vectors E is ldquoDivergencerdquo like and B is ldquoCurlrdquo like No coordinate dependence Important for Gravitational Wave detection B mode can be generated from Gravitational Wave etc What characterize E amp B mode quantitatively
There are two directions in a polarization field -The orientation of polarization -The direction in which pol Changes (eg Temps Modulation)Modulation changes pol amplitude sign but not nature (Q remains Q)The hall mark of E mode is both are parallel or perpendicular In B mode not necessarily alignedImportant is relative orientation not absolute orientation (Q or U) What types of sources realize eachpattern
E mode B mode Bardzo dobre wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 45
wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
Quadruple Anisotropy is categorized into 3 perturbationSpherical harmonic Ylm with l=2 m=0 +-1 +-2Scalar Vector and Tensor perturbationsEach perturbation generates characteristic geometries of polarization Their projection determine the pol Pattern The polarization pattern determines whether E amp B mode are generated
Scalar Perturbation Represent perturbation in the temperature fluctuationPhoton from different temperature produce net polarizationProjection of quadruple anisotropy allows polarization pattern
Polarization is maximum at equatorOnly Q parameter is generated
bullVector perturbation The pattern are dominated by U mode
Tensor Perturbation Both Q and U are present nearly equal amount
Scalar Q E mode only
Vector U mainly B mode
Tensor Q amp U both E amp B mode
3 Peculiar pol pattern raise different pol mode (EampB)Scalar mode never generates B mode Vector amp Tensor modes generate B modeUnder inflation paradigm vector modes decay away and scalar and tensor survive (Topological Defect Model) Detection of B mode would suggests possible existence of Gravity Wave Polarization behaves as a field with spin 2Polarization separates property of Perturbation up to spin 2 ( Temps)Thatrsquos why Polarization is BRAND NEW
New frontier in Physics Polarization provides new probe to access scalar vector and tensor mode Especially B mode by tensor perturbation provides clue to Inflation EnergyHowever challenging -Requirement High sensitivity (B mode detection) Further understanding of foreground Improvement of systematicBut exciting Handful future mission (PLANCK etc) Reach testify Inflation theory by CMB (Non Gaussianity etc)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 46
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 47
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 48
KWASARY a CMB
Wyniki z LYkwasaroacutew i CMB są konsystentne
Z badań LY kwasaroacutew bullprzy z~6 IGM jest w 1 neutralne -gt jest to bdquoogonrdquo procesu rejonizacjibullPomiary dla 3 najodleglejszych kwasaroacutew wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6 z niewielką dyspersją dla roacuteżnych linii widzeniabullCMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17 Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji
WnioskibullRejonizacja nie jest przejściem fazowymbullRejonizacja trwała w zakresie 6ltzlt20 (6108 lat)bullPierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 5
[PPT] sancerreasarizonaedu~fantalkfirstppt
Spitzer Space Telescope formerly SIRTF the Space Infrared Telescope Facility
W M Keck Observatory 210 m telescopes
Hubble Space Telescope
Sloan Digital Sky Survey
WMAP PLANCK
NGST =James Webb Space Telescope = Next Generation Space Telescope (65m)
Square Kilometre Array international radio telescope for the 21st century LOFAR hellip
Nasza wiedza Niektoacutere z istniejących i planowanych urządzeń
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 6
Materia barionowa przed powstaniem galaktyk przechodzi 3 fazy
1z gt 1100 gęsta całkowicie zjonizowana plazma
Wysoka temperatura T gt 104K
W pełni zjonizowana materia oddziaływuje z promieniowaniem elektromagnetycznym
Wszechświat jest nieprzezroczysty fotony rozpraszane na swobodnych elektronach (rozproszenie Comptona)
wiek Wszechświata 300 000 lat ~ Zjonizowana gęsta materia dla zgt1100 była zbadana przez obserwację promieniowanie CMB ktoacutere odprzęgło się na powierzchni ostatniego rozproszenia
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 7
2z lt 1000 bull W miarę rozszerzania się Wszechświata stygnie bull powstają niezjonizowane atomy wodorubull Wszechświat staje się bardziej przezroczysty ale niezjonizowane
atomy wodoru absorbują określone długości fali bull nie ma źroacutedeł światła bull Materia pozostaje neutralna w zakresie ~14 lt zlt 1100 bull DARK AGES
3Dla 6 lt z lt 14 następuje epoka ponownej jonizacji bdquorejonizacjardquo ktoacutera jest wynikiem oddziaływania światła UV pierwszych powstałych gwiazd
bull Zrozumienie rejonizacji jest zasadnicze w badaniu powstawania wielkich struktur Przynosi informacje o postawaniu pierwszych obiektoacutew świecących
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 8
z lt6 istnieją już Galaktyki
wiek Wszechświata ~109 ndash 141010 lat
Źroacutedła światła są na tyle liczne że wodoacuter jest całkowicie zjonizowany
Wszechświat jest zupełnie przezroczysty
Czyli sytuacja na dzisiaj
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 9
EPOKA REIONIZACJI
bullGdy temperatura Wszechświata obniżyła się tak że powstały atomy wodoru rozpoczyna się okres DARK AGES Informacje o początku tego okresu niesie CMB badany np przez WMAP) przed powstaniem pierwszych gwiazd
bullGdy powstaną pierwsze gwiazdy następuje ponowna jonizacja wodoru
bullKiedy to nastąpiło
bullJaki był mechanizm reionizacji
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
Dark Ages Era from 3105 - 109 yr after the Big Bang during which the first stars and galaxies formed
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 10
Otwarte Pytania dotyczące rejonizacji
Kiedy powstały pierwsze galaktyki
Kiedy nastąpiła rejonizacja poacuteźno czy wcześniebullZ~6 poacuteźnobullZ~15 wcześnie
Jakie były jej źroacutedła bullAGNbullInne zjawiska
Jak szybko wodoacuter w IGM (Inter Galactic Medium) zmienił się z neutralnego w zjonizowany
bullPoprzez przejście fazowebullRaz czy dwukrotniebullW sposoacuteb ciągły
Jaki był wpływ rejonizacji na procesy powstawania galaktyk
Opis LOFAR httpwwwlofar-ukorgbdquowhite paper
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 11
wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and_talksd_yonetoku_posterppt
pierwsze gwiazdy powstają z H i He
Czy ich częstość powstawania (Star Formation Rate) jest dostatecznie duża by zjonizować Wszechświat
W jaki sposoacuteb i kiedy powstają ciężkie pierwiastki obecne w IGMIch ilość (metallicity) Z ~10-4 ZO
Z =
bdquoFerdquo z def ma A większe od He
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 12
Pierwsze światło
httpwwwspitzercaltecheduMediareleasesssc2006-22ssc2006-22ashtml
Wydaje się że pierwsze światło zostało zaobserwowane przez Spitzer Space Telescope NASY
Wyemitowane w Ursa Major w długościach fal widzialnych lub ultrafiolecie zostało zaobserwowane przez IRAC w podczerwieni
Do Wyniku prowadzi analiza nie jestem pewna czy akceptowalna przez wszystkich
Infrared Array Camera
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 13
Informacje o rejonizacji pochodzą będą pochodzić z
Obserwacji odległych kwasaroacutew (QSO)
bullNajbardziej zaawansowane jest badanie i zrozumienie widm kwasaroacutew
Obserwacji widm odległych GRB bullWydaje się że ze względu na szereg zalet w poroacutewnaniu z QSO istotne jest badanie GRB
Obserwacji radiowych w obszarach niskich częstości bull np LOFAR ndash LOw FRequency ARray
IPJ jest zaangażowany w prace nad LOFARem
Polaryzacji CMB bullzrozumienie polaryzacji promieniowania CMB jest trudne
Własności atomu wodoru
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 14
Wielki Wybuch t = 0bullTemperatura jest bardzo wysokabullGęstość ogromna
Inflacja t = 10-35 sec T = 1027 K bullGwałtowne rozszerzanie się Wszechświata bullMaleje jego gęstość i temperaturabullNie ma struktur w morzu fotonoacutew istnieją kwarki i leptony
t ~10-6sec T~1012 Kbullz kwarkoacutew powstają protony i neutrony
t~ 3 ndash 4 minuty T= 109 K
bullpowstają jądra He (6 jader He i 94 protonoacutew )
Szukac pod MikePowerpoint bdquoEarly Universerdquo
Dlaczego wodoacuter
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 15
t ~ 300 000 lat T ~3000K bullMateria we Wszechświecie staje się neutralna bullfotony odprzęgają się od materii bullte fotony znane są jako promieniowanie mikrofalowe (CMB) i obserwowane z temperatura 273 K bullpowstają atomy wodoru i He
Niewielkie ilości Li zostały wyprodukowane we wczesnym Wszechświecie Niewielkie ilości He powstają w procesach zachodzących w gwiazdach Pierwiastki cięższe od He powstają w jądrach gwiazdWszechświat ndash materia widzialna - 6 jąder He i 94 protonoacutew
Pod wpływem grawitacji z H i He powstają gwiazdy i galaktyki Cześć H i He pozostaje w materii między gwiezdnej
Wszystkie protony neutrony i elektrony ktoacutere dzisiaj istnieją we Wszechświecie powstały kilka sekund po Wielkim Wybuchu
Teoria Wielkiego Wybuchu wyjaśnia istniejące w przyrodzie ilości pierwiastkoacutew (H He D Li)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 16
Atom Wodoru SERIA LYMANA
Seria Lymana emisja kwantoacutew gama przy przejściu z elektronu z poziomu ngt=2 do poziomu o n=1
Długość fali
gdzie R jest stałą Rydberga
dla tych przejść jest całkowicie w ultrafiolecie
Linia przejscia n=2 n=1 jest to
Lyman = 121 nm
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 17
seria Balmera - bliski QSO
n Balmer (nm)
2 6563
3 4861
4 4341
5 4102
6 3970
Red shift z można wyznaczyć o ile znana jest długość fali emitowanej Tutaj zidentyfikowane linie z serii Balmera wodoru
1+z = (obserwowane) (emitowane)
H(486133 A) przesunięta do 564034 ABardzo bliski QSO z = 0158
httpcasswwwucsdedupublictutorialQuasarshtml
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 18
Pochłanianie światła w neutralnym wodorze
obserwacja emisjaw podczerwieni LY = (LY ) (1+z) w nadfiolecie
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
QSO
GRB
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 19
Obserwacja kwasara GRB pomiar
= neutralny H
z ndash look back time
Rozszerzający się Wszechświat wypełniony neutralnym H byłby nieprzezroczysty dla fotonoacutew w z energia poniżej 102 eV ( 121 nm) Nawet niewielka ilość neutralnego H pochłania fotony
Fotony o wyższej energii jonizują HLy jest wzbudzeniem elektronu ze stanu n=1 do stanu n=2
Obie linie Ly ndash emisji i absorpcji sa bardzo silne
wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
httpwwwphysicstodayorgvol-54iss-10p17html wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
Szukaj amueller talks 1stQSOs
Pierwsza jonizacja
ŹroacutedłoQSO ( Ly a)
GRB
CMB są źroacutedłami światła ktoacutere podświetlają rozszerzającą się przestrzeń między źroacutedłem a obserwatorem
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 20
Kwasary Quasi-stellar radio source quasi stellar object
Większośc quasaroacutew NIE jest źroacutedłem promieniowania radiowego
Najkroacutetsza charakterystyka kwasaroacutew
Bardzo jasne jedne z najjaśniejszych we Wszechświecie i odległe obiekty
Pojedynczy kwasar może być jaśniejszy tysiąc razy od całej galaktyki
Jasność może być zmienna z okresem ~godzin
Energia kwasara pochodzi z objętości ~ objętości naszego Układu Slonecznego
kwasar jest jądrem młodej galaktyki
Wydaje się że energia kwasara pochodzi z gazu zasysanego przez super ciężką czarną dziurę
Taka czarna dziura może mieć M ~109 Mo
O QSO httpwwwastruaedukeelagnquasar40html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 21
wwwcfaustceducnotherssummerschoolDocE6A88AE69993E8BE89E6A88AE69993E8BE893ppt [PPT] widefieldlblgovtalks2004fan_snap2ppt
Rekordzista 2007
z = 643
t = 870 106 ABB
kwasary we Wszechświecie
Gęstość kwasaroacutew szybko maleje ze wzrostem z (z=25) (z=6) =40Znane liczby QSO zgt4 ponad 1000
zgt6 około 15
Canada-France-Hawaii Telescope CFHQS J2329-0301
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 22
httpe-collectionethbibethzchecol-poolinkonfinkonf_185pdf
Widma kwasaroacutew w ich układzie nie wydają się zależeć od z
małe z
z ~ 6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 23
Las Ly (linie absorpcyjne) powstaje gdy ultrafiolet odległego źroacutedła jest absorbowany przez randomnie rozłożone kieszenie neutralnego wodoru Przestrzeń jednorodnie wypełniona neutralnym H powoduje całkowitą absorpcję - bdquorynnęrdquo Jest to efekt (przewidziany przez) Gunn-Petersona
httpwwwphysicstodayorgvol-54iss-10p17html
wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
Obserwowana Długość fali - z ndash look back time
Przechodzący strumień
Rynna ndash pełna absorpcja
Obserwowane Widmo kwasarain
ten
syw
no
ść
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 24
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
Obserwowane widmo
1 kwasar
2 Linia obserwacji
3 zjonizowane bąble gazu na linii obserwacji quasara
4 Pojedyncze zjonizowane bąble
5 Nieprzezroczysty obojętny gaz we wczesnym Wszechświecie
6 Obszar silnego pochłaniania przez obojętny gaz
7 Pojedyncze obszary transmisji przez już zjonizowany gaz
3 54
2 1
7 6
Długość fali ndash red shift
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 25
httpe-collectionethbibethzchecol-poolinkonfinkonf_185pdf
= 700nm 800nm 900nmWidma kwasaroacutew z dużymi z
Emitowana to 121 nm (Ly)
Podobieństwo kształtu widm dla roacuteznych z
Dla maksymalnych znanych z widoczne całkowite pochłoniecie strumienia
Obserwacja bdquorynny Gunn-Petersona spowodowanej obecnościa neutralnego wodoru w gazie międzygwiezdnym
dane SDSS ndash Sloan Digital Sky Survey ndash dedykowany 25m teleskop na Apache Point NM
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 26
Spectra of the 11 quasars from 574 to 642
Note the two prominent spectral features the presence of strong emission lines not only ly a
but also strong metal lines from N C Si etc indicating high metallicity in the quasar environement
and the strong evolution and complete absorption of ly a forest where the complete or almost complete g-p troughs appear at zgt6
PPT] wwwmporzioastroit~fioreVATFanppt
wavelength4000 A 9000 A
reds
hift
46420 Quasars from the SDSS Data Release Three
MgII
Ly
5
2
1
CIII
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 27
1 Do z~57 Lyα absorpcja zachowuje się zgodnie z
oczekiwaniami z mniejszych red shiftoacutew
Widma Lyα kwasaroacutew odkrytych przez SDSS
Dane z 10-m Keck II teleskopu Mauna Kea na Hawajach
2 W widmie dla z = 582 i 599 las Ly- pojawia się zaraz koło maksimum Ly- QSO po stronie kroacutetszych długości fal
3 Dla z=628 średni transmitowany strumień w zakresie 845 nm lt lt871nm jest zgodny z 0
4 Jest to przekonywująca obserwacja rynny Gunn-Petersona spowodowanej przez neutralny wodoacuter w IGM
5 Nawet niewielka ilość neutralnego wodoru w IGM powoduje absorpcję strumienia w obszarze lasu Lyα
6 Istnienie rynny G-P jako takiej nie pokazuje jeszcze ze QSO jest obserwowany przed epoką rejonizacji
7 Średnia zmiana absorpcji dla QSO z dużymi z sugeruje że średnia jonizacja wzdłuż linii obserwacji zmalała znacząco od z ~5 do z~6 i że Wszechświat zbliża się do epoki jonizacji przy z ~6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 28
CFHQS J1509-1749 at z=612
Effective optical depth from the spectrum of CFHQS J1509-1749 (Lyman alpha red symbols Lyman beta blue symbol)
The small black symbols show data from SDSS quasars (Fan et al 2006)
The solid line is the extrapolation of optical depth evolution at lower redshift
For J1509-1749 and the SDSS quasars there is a more rapid evolution at z gt 54 than indicated in this extrapolation
The dotted and dot-dashed lines are the effective optical depth evolution for two theoretical models
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 29
Red squares show the Ly transmission and the blue square is the Ly transmission in bins of width z = 015 Small circles show the Lytransmission from the sample of 19 SDSS quasars (Fan et al 2006b) The solid line is the fit to the Lytransmission of z lt 55 quasars (Fan et al 2006b) The dashed line was obtained by (Becker et al 2007) by fitting flux PDFs of z lt 54 quasars with a lognormal optical depth distributionAt z gt 57 our data (and most of those in the SDSS) fall below the extrapolation of the Fan et al curve
CFHQS J1509-1749 at z=612
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
Lyman transmission in the spectrum of CFHQS J1509-1749
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 30
Obserwacja rynny Gunn Petersona dla fal kroacutetszych od Ly i Ly
Silna i trudna do symulacji linia emisyjna Ly
Silny efekt sąsiedztwa wpływający na jonizacje IMG
To są minusy QSO
QSO obserwowane przez SDSS zgt58
Ale jest jeszcze informacja z CMB GRB oraz linii 21 cmhellip
Rejonizacja obserwowana w widmie kwasaroacutew
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 31
Rosette Nebulahttpastrosun2astrocornelleduacademicscoursesastro201stromgren_spherehtm
Region of ionized hydrogen (HII T~10 000K) surrounding a hot young O-B star The hydrogen is ionized by the ultraviolet photons being emitted by the hot star Stromgrem spheres are also called HII regions
Stromgren sphere
przykład
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 32
Informacje z anisotropii CMB
Wczesny Wszechświat Primary anisotropies niosą informację o roacuteżnych charakterystykach Wszechświata w okresie gdy fotony CMB rozproszyły się po raz ostatni (last scattering) gdy Wszechświat stał się neutralny (z ~ 1100)
bull fluktuacje temperatury bullFluktuacje gęstości i prędkości plazmy
Zrozumienie primary anisotropies jest niezbędne dla użycia wynikoacutew badania CMB do testoacutew modeli kosmologicznych
Powstawanie wielkich struktur Secondary anisotropies - powstają w wyniku oddziaływań CMB fotonoacutew z materią na drodze do obserwatora
bullefekty grawitacyjne (Gravitational lensing non-static gravitational potential wells) bullefekty scatteringu (Sunyaev-Zeldovich (SZ) thermal effect Doppler effects)
Secondary anisotropies pomagają w zrozumieniu powstawania i rozwoju struktur
httpwwwiasu-psudfrwebsitemodulescontent_micindexphpid=35
Dyskusja skal katowych w httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 33
Komentarz Problem polaryzacji jest trudny
Polega na rozdzieleniu wkładu od tego
bullco zdarzyło się na powierzchni ostatniego rozproszenia
bullco zdarzyło się na drodze CMB do obserwatora
Takie rozdzielenie pozwala na wyciąganie wnioskoacutew dot
bull kosmologii (primary anisotropies) oraz
bull obecności zjonizowanego wodoru i oddziaływań grawitacyjnych na drodze do obserwatora (Secondary anisotropies)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 34
visibleHP MM
pe
of90
He
fotony CMB
Fotony CMB oddziaływają
grawitacyjne (efekt integrated Sachs-Wolfe) Z elektronami w klustrach galaktyk efekt Sunyaeva-Zeldovicha
bullthermal - Inverse Compton scattering) bullDoppler shift Kinematic Sunyaev-Zeldovich Effect
wwwphysicssceduneutrinoworkshopSZ_Effectppt
Hot plasmas
33
8
cm10densitynumber
K1010keVetemperatur-
e
e
N
T )(
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 35
Anizotropia temperatury w CMB jest dobrze znana
Polaryzacja (mierzona przez WMAP) jest wynikiem stosunkowo nowym
Polaryzacja daje informacje zaroacutewno o Wszechświecie w czasie t~10-35 sec jak i historii jonizacji Stopień polaryzacji zależy bezpośrednio od kwadrupolowych fluktuacji gęstości rozpraszanych fotonoacutewPatern polaryzacji jest odbiciem lokalnej anizotropii na powierzchni last scattering Fluktuacje temperatury mogą mieć 3 źroacutedła fluktuacje skalarne wektorowe i tensorowe
httpastroberkeleyedu~mwhitepolarnode1htmlSECTION00010000000000000000
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 36
MECHANIZM POWSTAWANIA POLARYZACJI
Anizotropie temperaturowe są rzedu 10-5K polaryzacja rzędu 10-6 czyli poniżej K co przedstawia wyzwanie dla pomiaru
Anizotropie kwadrupolowe ktoacutere powodują powstanie polaryzacji CMB są wynikiem roacuteżnych mechanizmoacutew w roacuteżnych okresach
W okresie z ~1100 (decoupling) gradient prędkości plazmy powoduje powstanie kwqdrupolowych rozkładoacutew ( w układzie środka masy elektronu promieniowanie reliktowe ma rozkład kwadrupolowy proporcjonalny do gradientu prędkości i średniej drogo swobodnej między rozproszeniami)
Dla zgt1100 fotony sprzęgają się silnie z elektronami średnia droga swobodna między rozproszeniami jest mała i więc mała jest polaryzacja
Dla zlt 1100 nie ma swobodnych elektronoacutew i
CMB może się rozpraszać dopiero gdy pojawia się swobodne elektrony tzn gdy światło pierwszego pokolenia gwiazd zacznie jonizować Wszechświat
Ten proces zachodzi dla zltltz = 1100 i może być wydzielony z sygnału rozproszenia na last scattering surface
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 37
Temperature perturbations have 3 geometrically distinct sources
the scalar (compressional) scalar modesrepresent perturbations in the (energy) density of the cosmological
fluid(s) at last scattering and are the only fluctuations which can form structure though gravitational instability
vector (vortical) and
tensor (gravitational wave) perturbations
Formally they form the irreducible basis of the symmetric metric tensor
We shall consider each of these below and show that the scalar vector and tensor quadrupole anisotropy correspond to respectively
This leads to different patterns of polarization for the three sources
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 38
Secondary anisotropies get contributions from the entire line of sight
Sachs-Wolfe effect It is broken into two parts
the effect of the potential at the surface of last scattering which is the ordinary Sachs-Wolfe effect and
the integrated Sachs-Wolfe (ISW) effect which depends on the change of the gravitational potential while photons of the CMB are passing through a potential well This redshifting or blueshifting of a photon as it passes through potential wells is called the Integrated Sachs-Wolfe effect
Thermal Sunyaev-Zeldovich(SZ) effect1048713Scattering of CMB photons off hot electrons1048713Negative for low and positive for high frequencies1048713Point Sources1048713Contaminate the CMB
The thermal Sunyaev-Zeldovich effect arises from the frequency shift when CMB photons are scattered by the hot electrons in the intra-cluster gas
Peculiar velocities of the hot intra-cluster gas lead to a Doppler shift of the scattered photons which is proportional to the product of the radial peculiar velocity and the electron density integrated along the line of sight through the cluster
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 39
Korelacja TE mierzy głębokość obszaru reionizacjiPomiary modoacutew E
Pozwalana precyzyjniejsze wyznaczenie parametroacutew kosmologicznych rejonizacji indeksu spektralnego widma mocy
Mody B z soczewkowatych modoacutew EBadanie wielkoskalowych struktur do z ~1100
Mody B z fal grawitacyjnych niosą informacje o modelach inflacji
In the foreground-corrected maps we detect l(l + 1)C 2 = 0086 plusmn 0029 ( K)2 This is interpreted as the result of rescattering of the CMB by free electrons released during reionization at zr = 109(+27-23) for a model with instantaneous reionization
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 40
Podsumowując WMAP zaobserwował
sygnał polaryzacji pochodzący z dużego obszaru nieba
Zmierzył bullanizotropie temperaturowe (CTT
l TT power spectrum)
bullKorelacje temperatura ndash polaryzacja E ( CTEl TE power
spectrum)bullAnizotropie polaryzacji E (EE power spectrum)
wynik reionizacja przy z = 11 +-3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 41
Wyniki badania CMB (WMAP)
Rozkład roacuteżnic temperatury TTndash wykres wielokrotnie pokazywany tutaj w skali log
Korelacje temperatura ndash polaryzacja E TE
Polaryzacja E
Polaryzacja B i modele
Wyniki WMAP rysunki wzory etc chyba dobre Fig 25 z pliku httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
TT
TE
EE
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 42
The basic observable of the CMB is its intensity as a function of frequency and direction on the sky n Since the CMB spectrum is an extremely good blackbody with a nearly constant temperature across the sky T we generally describe this observable in terms of a temperature fluctuation
If these fluctuations are Gaussian then the multipole moments of the temperature field
(1)
are fully characterized by their power spectrum
(2)
whose values as a function of l are independent in a given realization For this reason predictions and analyses are typically performed in harmonic space On small sections of the sky where its curvature can be neglected the spherical harmonic analysis becomes ordinary Fourier analysis in two dimensions In this limit becomes the Fourier wavenumber Since the angular wavelength large multipole moments corresponds to small angular scales l~102 with representing degree scale separations Likewise since in this limit the variance of the field is the power spectrum is usually displayed as
(3)httpbackgrounduchicagoedu~whuaraanode4htm
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 43
httpwwwphysicsprincetoneducosmologycapmapcalpaperpdf
In a fixed (xy) basis the Stokes parameters are
For purely monochromatic coherent radiation one can show that
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 44
Key words ndashComplementary and Brand newPolarization power spectrum is complementary to the temperature power spectrum -Combined with temperature anisotropy pol helps reconstruction of cosmological model (Ref Prof Holderrsquos talk)Polarization accesses to vector amp tensor perturbations -Measure Stochastic Gravitational wave -Estimate energy scale of Inflation -Test of Inflation -Observe Gravitation Lensing
Thomson cross section depends on polarization and angleScattered radiation polarized parallel to the incident polarizationBut to polarize Thomson scattering is not enoughBipolar anisotropy cancel out polarization Only Quadruple Anisotropy induces linear polarizationThe combination of Thomson Scattering and Quadruple Anisotropy is relevant
We map all the sky with Stokes parameter S=(I Q U V) Total Intensity IQ amp U parameter describe linear polarizationCircular pol gives V=0These are the property of vector on the point (local quantity)Q and U depends on the coordinate selectionSay with 45 deg rotationQU-Q-UQ Coordinate invariant quantity is better
More suitable description is to define globally One example is called E mode and B mode E amp B mode are group of several polarization vectors E is ldquoDivergencerdquo like and B is ldquoCurlrdquo like No coordinate dependence Important for Gravitational Wave detection B mode can be generated from Gravitational Wave etc What characterize E amp B mode quantitatively
There are two directions in a polarization field -The orientation of polarization -The direction in which pol Changes (eg Temps Modulation)Modulation changes pol amplitude sign but not nature (Q remains Q)The hall mark of E mode is both are parallel or perpendicular In B mode not necessarily alignedImportant is relative orientation not absolute orientation (Q or U) What types of sources realize eachpattern
E mode B mode Bardzo dobre wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 45
wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
Quadruple Anisotropy is categorized into 3 perturbationSpherical harmonic Ylm with l=2 m=0 +-1 +-2Scalar Vector and Tensor perturbationsEach perturbation generates characteristic geometries of polarization Their projection determine the pol Pattern The polarization pattern determines whether E amp B mode are generated
Scalar Perturbation Represent perturbation in the temperature fluctuationPhoton from different temperature produce net polarizationProjection of quadruple anisotropy allows polarization pattern
Polarization is maximum at equatorOnly Q parameter is generated
bullVector perturbation The pattern are dominated by U mode
Tensor Perturbation Both Q and U are present nearly equal amount
Scalar Q E mode only
Vector U mainly B mode
Tensor Q amp U both E amp B mode
3 Peculiar pol pattern raise different pol mode (EampB)Scalar mode never generates B mode Vector amp Tensor modes generate B modeUnder inflation paradigm vector modes decay away and scalar and tensor survive (Topological Defect Model) Detection of B mode would suggests possible existence of Gravity Wave Polarization behaves as a field with spin 2Polarization separates property of Perturbation up to spin 2 ( Temps)Thatrsquos why Polarization is BRAND NEW
New frontier in Physics Polarization provides new probe to access scalar vector and tensor mode Especially B mode by tensor perturbation provides clue to Inflation EnergyHowever challenging -Requirement High sensitivity (B mode detection) Further understanding of foreground Improvement of systematicBut exciting Handful future mission (PLANCK etc) Reach testify Inflation theory by CMB (Non Gaussianity etc)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 46
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 47
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 48
KWASARY a CMB
Wyniki z LYkwasaroacutew i CMB są konsystentne
Z badań LY kwasaroacutew bullprzy z~6 IGM jest w 1 neutralne -gt jest to bdquoogonrdquo procesu rejonizacjibullPomiary dla 3 najodleglejszych kwasaroacutew wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6 z niewielką dyspersją dla roacuteżnych linii widzeniabullCMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17 Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji
WnioskibullRejonizacja nie jest przejściem fazowymbullRejonizacja trwała w zakresie 6ltzlt20 (6108 lat)bullPierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 6
Materia barionowa przed powstaniem galaktyk przechodzi 3 fazy
1z gt 1100 gęsta całkowicie zjonizowana plazma
Wysoka temperatura T gt 104K
W pełni zjonizowana materia oddziaływuje z promieniowaniem elektromagnetycznym
Wszechświat jest nieprzezroczysty fotony rozpraszane na swobodnych elektronach (rozproszenie Comptona)
wiek Wszechświata 300 000 lat ~ Zjonizowana gęsta materia dla zgt1100 była zbadana przez obserwację promieniowanie CMB ktoacutere odprzęgło się na powierzchni ostatniego rozproszenia
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 7
2z lt 1000 bull W miarę rozszerzania się Wszechświata stygnie bull powstają niezjonizowane atomy wodorubull Wszechświat staje się bardziej przezroczysty ale niezjonizowane
atomy wodoru absorbują określone długości fali bull nie ma źroacutedeł światła bull Materia pozostaje neutralna w zakresie ~14 lt zlt 1100 bull DARK AGES
3Dla 6 lt z lt 14 następuje epoka ponownej jonizacji bdquorejonizacjardquo ktoacutera jest wynikiem oddziaływania światła UV pierwszych powstałych gwiazd
bull Zrozumienie rejonizacji jest zasadnicze w badaniu powstawania wielkich struktur Przynosi informacje o postawaniu pierwszych obiektoacutew świecących
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 8
z lt6 istnieją już Galaktyki
wiek Wszechświata ~109 ndash 141010 lat
Źroacutedła światła są na tyle liczne że wodoacuter jest całkowicie zjonizowany
Wszechświat jest zupełnie przezroczysty
Czyli sytuacja na dzisiaj
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 9
EPOKA REIONIZACJI
bullGdy temperatura Wszechświata obniżyła się tak że powstały atomy wodoru rozpoczyna się okres DARK AGES Informacje o początku tego okresu niesie CMB badany np przez WMAP) przed powstaniem pierwszych gwiazd
bullGdy powstaną pierwsze gwiazdy następuje ponowna jonizacja wodoru
bullKiedy to nastąpiło
bullJaki był mechanizm reionizacji
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
Dark Ages Era from 3105 - 109 yr after the Big Bang during which the first stars and galaxies formed
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 10
Otwarte Pytania dotyczące rejonizacji
Kiedy powstały pierwsze galaktyki
Kiedy nastąpiła rejonizacja poacuteźno czy wcześniebullZ~6 poacuteźnobullZ~15 wcześnie
Jakie były jej źroacutedła bullAGNbullInne zjawiska
Jak szybko wodoacuter w IGM (Inter Galactic Medium) zmienił się z neutralnego w zjonizowany
bullPoprzez przejście fazowebullRaz czy dwukrotniebullW sposoacuteb ciągły
Jaki był wpływ rejonizacji na procesy powstawania galaktyk
Opis LOFAR httpwwwlofar-ukorgbdquowhite paper
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 11
wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and_talksd_yonetoku_posterppt
pierwsze gwiazdy powstają z H i He
Czy ich częstość powstawania (Star Formation Rate) jest dostatecznie duża by zjonizować Wszechświat
W jaki sposoacuteb i kiedy powstają ciężkie pierwiastki obecne w IGMIch ilość (metallicity) Z ~10-4 ZO
Z =
bdquoFerdquo z def ma A większe od He
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 12
Pierwsze światło
httpwwwspitzercaltecheduMediareleasesssc2006-22ssc2006-22ashtml
Wydaje się że pierwsze światło zostało zaobserwowane przez Spitzer Space Telescope NASY
Wyemitowane w Ursa Major w długościach fal widzialnych lub ultrafiolecie zostało zaobserwowane przez IRAC w podczerwieni
Do Wyniku prowadzi analiza nie jestem pewna czy akceptowalna przez wszystkich
Infrared Array Camera
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 13
Informacje o rejonizacji pochodzą będą pochodzić z
Obserwacji odległych kwasaroacutew (QSO)
bullNajbardziej zaawansowane jest badanie i zrozumienie widm kwasaroacutew
Obserwacji widm odległych GRB bullWydaje się że ze względu na szereg zalet w poroacutewnaniu z QSO istotne jest badanie GRB
Obserwacji radiowych w obszarach niskich częstości bull np LOFAR ndash LOw FRequency ARray
IPJ jest zaangażowany w prace nad LOFARem
Polaryzacji CMB bullzrozumienie polaryzacji promieniowania CMB jest trudne
Własności atomu wodoru
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 14
Wielki Wybuch t = 0bullTemperatura jest bardzo wysokabullGęstość ogromna
Inflacja t = 10-35 sec T = 1027 K bullGwałtowne rozszerzanie się Wszechświata bullMaleje jego gęstość i temperaturabullNie ma struktur w morzu fotonoacutew istnieją kwarki i leptony
t ~10-6sec T~1012 Kbullz kwarkoacutew powstają protony i neutrony
t~ 3 ndash 4 minuty T= 109 K
bullpowstają jądra He (6 jader He i 94 protonoacutew )
Szukac pod MikePowerpoint bdquoEarly Universerdquo
Dlaczego wodoacuter
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 15
t ~ 300 000 lat T ~3000K bullMateria we Wszechświecie staje się neutralna bullfotony odprzęgają się od materii bullte fotony znane są jako promieniowanie mikrofalowe (CMB) i obserwowane z temperatura 273 K bullpowstają atomy wodoru i He
Niewielkie ilości Li zostały wyprodukowane we wczesnym Wszechświecie Niewielkie ilości He powstają w procesach zachodzących w gwiazdach Pierwiastki cięższe od He powstają w jądrach gwiazdWszechświat ndash materia widzialna - 6 jąder He i 94 protonoacutew
Pod wpływem grawitacji z H i He powstają gwiazdy i galaktyki Cześć H i He pozostaje w materii między gwiezdnej
Wszystkie protony neutrony i elektrony ktoacutere dzisiaj istnieją we Wszechświecie powstały kilka sekund po Wielkim Wybuchu
Teoria Wielkiego Wybuchu wyjaśnia istniejące w przyrodzie ilości pierwiastkoacutew (H He D Li)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 16
Atom Wodoru SERIA LYMANA
Seria Lymana emisja kwantoacutew gama przy przejściu z elektronu z poziomu ngt=2 do poziomu o n=1
Długość fali
gdzie R jest stałą Rydberga
dla tych przejść jest całkowicie w ultrafiolecie
Linia przejscia n=2 n=1 jest to
Lyman = 121 nm
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 17
seria Balmera - bliski QSO
n Balmer (nm)
2 6563
3 4861
4 4341
5 4102
6 3970
Red shift z można wyznaczyć o ile znana jest długość fali emitowanej Tutaj zidentyfikowane linie z serii Balmera wodoru
1+z = (obserwowane) (emitowane)
H(486133 A) przesunięta do 564034 ABardzo bliski QSO z = 0158
httpcasswwwucsdedupublictutorialQuasarshtml
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 18
Pochłanianie światła w neutralnym wodorze
obserwacja emisjaw podczerwieni LY = (LY ) (1+z) w nadfiolecie
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
QSO
GRB
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 19
Obserwacja kwasara GRB pomiar
= neutralny H
z ndash look back time
Rozszerzający się Wszechświat wypełniony neutralnym H byłby nieprzezroczysty dla fotonoacutew w z energia poniżej 102 eV ( 121 nm) Nawet niewielka ilość neutralnego H pochłania fotony
Fotony o wyższej energii jonizują HLy jest wzbudzeniem elektronu ze stanu n=1 do stanu n=2
Obie linie Ly ndash emisji i absorpcji sa bardzo silne
wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
httpwwwphysicstodayorgvol-54iss-10p17html wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
Szukaj amueller talks 1stQSOs
Pierwsza jonizacja
ŹroacutedłoQSO ( Ly a)
GRB
CMB są źroacutedłami światła ktoacutere podświetlają rozszerzającą się przestrzeń między źroacutedłem a obserwatorem
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 20
Kwasary Quasi-stellar radio source quasi stellar object
Większośc quasaroacutew NIE jest źroacutedłem promieniowania radiowego
Najkroacutetsza charakterystyka kwasaroacutew
Bardzo jasne jedne z najjaśniejszych we Wszechświecie i odległe obiekty
Pojedynczy kwasar może być jaśniejszy tysiąc razy od całej galaktyki
Jasność może być zmienna z okresem ~godzin
Energia kwasara pochodzi z objętości ~ objętości naszego Układu Slonecznego
kwasar jest jądrem młodej galaktyki
Wydaje się że energia kwasara pochodzi z gazu zasysanego przez super ciężką czarną dziurę
Taka czarna dziura może mieć M ~109 Mo
O QSO httpwwwastruaedukeelagnquasar40html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 21
wwwcfaustceducnotherssummerschoolDocE6A88AE69993E8BE89E6A88AE69993E8BE893ppt [PPT] widefieldlblgovtalks2004fan_snap2ppt
Rekordzista 2007
z = 643
t = 870 106 ABB
kwasary we Wszechświecie
Gęstość kwasaroacutew szybko maleje ze wzrostem z (z=25) (z=6) =40Znane liczby QSO zgt4 ponad 1000
zgt6 około 15
Canada-France-Hawaii Telescope CFHQS J2329-0301
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 22
httpe-collectionethbibethzchecol-poolinkonfinkonf_185pdf
Widma kwasaroacutew w ich układzie nie wydają się zależeć od z
małe z
z ~ 6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 23
Las Ly (linie absorpcyjne) powstaje gdy ultrafiolet odległego źroacutedła jest absorbowany przez randomnie rozłożone kieszenie neutralnego wodoru Przestrzeń jednorodnie wypełniona neutralnym H powoduje całkowitą absorpcję - bdquorynnęrdquo Jest to efekt (przewidziany przez) Gunn-Petersona
httpwwwphysicstodayorgvol-54iss-10p17html
wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
Obserwowana Długość fali - z ndash look back time
Przechodzący strumień
Rynna ndash pełna absorpcja
Obserwowane Widmo kwasarain
ten
syw
no
ść
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 24
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
Obserwowane widmo
1 kwasar
2 Linia obserwacji
3 zjonizowane bąble gazu na linii obserwacji quasara
4 Pojedyncze zjonizowane bąble
5 Nieprzezroczysty obojętny gaz we wczesnym Wszechświecie
6 Obszar silnego pochłaniania przez obojętny gaz
7 Pojedyncze obszary transmisji przez już zjonizowany gaz
3 54
2 1
7 6
Długość fali ndash red shift
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 25
httpe-collectionethbibethzchecol-poolinkonfinkonf_185pdf
= 700nm 800nm 900nmWidma kwasaroacutew z dużymi z
Emitowana to 121 nm (Ly)
Podobieństwo kształtu widm dla roacuteznych z
Dla maksymalnych znanych z widoczne całkowite pochłoniecie strumienia
Obserwacja bdquorynny Gunn-Petersona spowodowanej obecnościa neutralnego wodoru w gazie międzygwiezdnym
dane SDSS ndash Sloan Digital Sky Survey ndash dedykowany 25m teleskop na Apache Point NM
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 26
Spectra of the 11 quasars from 574 to 642
Note the two prominent spectral features the presence of strong emission lines not only ly a
but also strong metal lines from N C Si etc indicating high metallicity in the quasar environement
and the strong evolution and complete absorption of ly a forest where the complete or almost complete g-p troughs appear at zgt6
PPT] wwwmporzioastroit~fioreVATFanppt
wavelength4000 A 9000 A
reds
hift
46420 Quasars from the SDSS Data Release Three
MgII
Ly
5
2
1
CIII
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 27
1 Do z~57 Lyα absorpcja zachowuje się zgodnie z
oczekiwaniami z mniejszych red shiftoacutew
Widma Lyα kwasaroacutew odkrytych przez SDSS
Dane z 10-m Keck II teleskopu Mauna Kea na Hawajach
2 W widmie dla z = 582 i 599 las Ly- pojawia się zaraz koło maksimum Ly- QSO po stronie kroacutetszych długości fal
3 Dla z=628 średni transmitowany strumień w zakresie 845 nm lt lt871nm jest zgodny z 0
4 Jest to przekonywująca obserwacja rynny Gunn-Petersona spowodowanej przez neutralny wodoacuter w IGM
5 Nawet niewielka ilość neutralnego wodoru w IGM powoduje absorpcję strumienia w obszarze lasu Lyα
6 Istnienie rynny G-P jako takiej nie pokazuje jeszcze ze QSO jest obserwowany przed epoką rejonizacji
7 Średnia zmiana absorpcji dla QSO z dużymi z sugeruje że średnia jonizacja wzdłuż linii obserwacji zmalała znacząco od z ~5 do z~6 i że Wszechświat zbliża się do epoki jonizacji przy z ~6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 28
CFHQS J1509-1749 at z=612
Effective optical depth from the spectrum of CFHQS J1509-1749 (Lyman alpha red symbols Lyman beta blue symbol)
The small black symbols show data from SDSS quasars (Fan et al 2006)
The solid line is the extrapolation of optical depth evolution at lower redshift
For J1509-1749 and the SDSS quasars there is a more rapid evolution at z gt 54 than indicated in this extrapolation
The dotted and dot-dashed lines are the effective optical depth evolution for two theoretical models
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 29
Red squares show the Ly transmission and the blue square is the Ly transmission in bins of width z = 015 Small circles show the Lytransmission from the sample of 19 SDSS quasars (Fan et al 2006b) The solid line is the fit to the Lytransmission of z lt 55 quasars (Fan et al 2006b) The dashed line was obtained by (Becker et al 2007) by fitting flux PDFs of z lt 54 quasars with a lognormal optical depth distributionAt z gt 57 our data (and most of those in the SDSS) fall below the extrapolation of the Fan et al curve
CFHQS J1509-1749 at z=612
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
Lyman transmission in the spectrum of CFHQS J1509-1749
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 30
Obserwacja rynny Gunn Petersona dla fal kroacutetszych od Ly i Ly
Silna i trudna do symulacji linia emisyjna Ly
Silny efekt sąsiedztwa wpływający na jonizacje IMG
To są minusy QSO
QSO obserwowane przez SDSS zgt58
Ale jest jeszcze informacja z CMB GRB oraz linii 21 cmhellip
Rejonizacja obserwowana w widmie kwasaroacutew
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 31
Rosette Nebulahttpastrosun2astrocornelleduacademicscoursesastro201stromgren_spherehtm
Region of ionized hydrogen (HII T~10 000K) surrounding a hot young O-B star The hydrogen is ionized by the ultraviolet photons being emitted by the hot star Stromgrem spheres are also called HII regions
Stromgren sphere
przykład
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 32
Informacje z anisotropii CMB
Wczesny Wszechświat Primary anisotropies niosą informację o roacuteżnych charakterystykach Wszechświata w okresie gdy fotony CMB rozproszyły się po raz ostatni (last scattering) gdy Wszechświat stał się neutralny (z ~ 1100)
bull fluktuacje temperatury bullFluktuacje gęstości i prędkości plazmy
Zrozumienie primary anisotropies jest niezbędne dla użycia wynikoacutew badania CMB do testoacutew modeli kosmologicznych
Powstawanie wielkich struktur Secondary anisotropies - powstają w wyniku oddziaływań CMB fotonoacutew z materią na drodze do obserwatora
bullefekty grawitacyjne (Gravitational lensing non-static gravitational potential wells) bullefekty scatteringu (Sunyaev-Zeldovich (SZ) thermal effect Doppler effects)
Secondary anisotropies pomagają w zrozumieniu powstawania i rozwoju struktur
httpwwwiasu-psudfrwebsitemodulescontent_micindexphpid=35
Dyskusja skal katowych w httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 33
Komentarz Problem polaryzacji jest trudny
Polega na rozdzieleniu wkładu od tego
bullco zdarzyło się na powierzchni ostatniego rozproszenia
bullco zdarzyło się na drodze CMB do obserwatora
Takie rozdzielenie pozwala na wyciąganie wnioskoacutew dot
bull kosmologii (primary anisotropies) oraz
bull obecności zjonizowanego wodoru i oddziaływań grawitacyjnych na drodze do obserwatora (Secondary anisotropies)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 34
visibleHP MM
pe
of90
He
fotony CMB
Fotony CMB oddziaływają
grawitacyjne (efekt integrated Sachs-Wolfe) Z elektronami w klustrach galaktyk efekt Sunyaeva-Zeldovicha
bullthermal - Inverse Compton scattering) bullDoppler shift Kinematic Sunyaev-Zeldovich Effect
wwwphysicssceduneutrinoworkshopSZ_Effectppt
Hot plasmas
33
8
cm10densitynumber
K1010keVetemperatur-
e
e
N
T )(
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 35
Anizotropia temperatury w CMB jest dobrze znana
Polaryzacja (mierzona przez WMAP) jest wynikiem stosunkowo nowym
Polaryzacja daje informacje zaroacutewno o Wszechświecie w czasie t~10-35 sec jak i historii jonizacji Stopień polaryzacji zależy bezpośrednio od kwadrupolowych fluktuacji gęstości rozpraszanych fotonoacutewPatern polaryzacji jest odbiciem lokalnej anizotropii na powierzchni last scattering Fluktuacje temperatury mogą mieć 3 źroacutedła fluktuacje skalarne wektorowe i tensorowe
httpastroberkeleyedu~mwhitepolarnode1htmlSECTION00010000000000000000
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 36
MECHANIZM POWSTAWANIA POLARYZACJI
Anizotropie temperaturowe są rzedu 10-5K polaryzacja rzędu 10-6 czyli poniżej K co przedstawia wyzwanie dla pomiaru
Anizotropie kwadrupolowe ktoacutere powodują powstanie polaryzacji CMB są wynikiem roacuteżnych mechanizmoacutew w roacuteżnych okresach
W okresie z ~1100 (decoupling) gradient prędkości plazmy powoduje powstanie kwqdrupolowych rozkładoacutew ( w układzie środka masy elektronu promieniowanie reliktowe ma rozkład kwadrupolowy proporcjonalny do gradientu prędkości i średniej drogo swobodnej między rozproszeniami)
Dla zgt1100 fotony sprzęgają się silnie z elektronami średnia droga swobodna między rozproszeniami jest mała i więc mała jest polaryzacja
Dla zlt 1100 nie ma swobodnych elektronoacutew i
CMB może się rozpraszać dopiero gdy pojawia się swobodne elektrony tzn gdy światło pierwszego pokolenia gwiazd zacznie jonizować Wszechświat
Ten proces zachodzi dla zltltz = 1100 i może być wydzielony z sygnału rozproszenia na last scattering surface
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 37
Temperature perturbations have 3 geometrically distinct sources
the scalar (compressional) scalar modesrepresent perturbations in the (energy) density of the cosmological
fluid(s) at last scattering and are the only fluctuations which can form structure though gravitational instability
vector (vortical) and
tensor (gravitational wave) perturbations
Formally they form the irreducible basis of the symmetric metric tensor
We shall consider each of these below and show that the scalar vector and tensor quadrupole anisotropy correspond to respectively
This leads to different patterns of polarization for the three sources
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 38
Secondary anisotropies get contributions from the entire line of sight
Sachs-Wolfe effect It is broken into two parts
the effect of the potential at the surface of last scattering which is the ordinary Sachs-Wolfe effect and
the integrated Sachs-Wolfe (ISW) effect which depends on the change of the gravitational potential while photons of the CMB are passing through a potential well This redshifting or blueshifting of a photon as it passes through potential wells is called the Integrated Sachs-Wolfe effect
Thermal Sunyaev-Zeldovich(SZ) effect1048713Scattering of CMB photons off hot electrons1048713Negative for low and positive for high frequencies1048713Point Sources1048713Contaminate the CMB
The thermal Sunyaev-Zeldovich effect arises from the frequency shift when CMB photons are scattered by the hot electrons in the intra-cluster gas
Peculiar velocities of the hot intra-cluster gas lead to a Doppler shift of the scattered photons which is proportional to the product of the radial peculiar velocity and the electron density integrated along the line of sight through the cluster
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 39
Korelacja TE mierzy głębokość obszaru reionizacjiPomiary modoacutew E
Pozwalana precyzyjniejsze wyznaczenie parametroacutew kosmologicznych rejonizacji indeksu spektralnego widma mocy
Mody B z soczewkowatych modoacutew EBadanie wielkoskalowych struktur do z ~1100
Mody B z fal grawitacyjnych niosą informacje o modelach inflacji
In the foreground-corrected maps we detect l(l + 1)C 2 = 0086 plusmn 0029 ( K)2 This is interpreted as the result of rescattering of the CMB by free electrons released during reionization at zr = 109(+27-23) for a model with instantaneous reionization
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 40
Podsumowując WMAP zaobserwował
sygnał polaryzacji pochodzący z dużego obszaru nieba
Zmierzył bullanizotropie temperaturowe (CTT
l TT power spectrum)
bullKorelacje temperatura ndash polaryzacja E ( CTEl TE power
spectrum)bullAnizotropie polaryzacji E (EE power spectrum)
wynik reionizacja przy z = 11 +-3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 41
Wyniki badania CMB (WMAP)
Rozkład roacuteżnic temperatury TTndash wykres wielokrotnie pokazywany tutaj w skali log
Korelacje temperatura ndash polaryzacja E TE
Polaryzacja E
Polaryzacja B i modele
Wyniki WMAP rysunki wzory etc chyba dobre Fig 25 z pliku httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
TT
TE
EE
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 42
The basic observable of the CMB is its intensity as a function of frequency and direction on the sky n Since the CMB spectrum is an extremely good blackbody with a nearly constant temperature across the sky T we generally describe this observable in terms of a temperature fluctuation
If these fluctuations are Gaussian then the multipole moments of the temperature field
(1)
are fully characterized by their power spectrum
(2)
whose values as a function of l are independent in a given realization For this reason predictions and analyses are typically performed in harmonic space On small sections of the sky where its curvature can be neglected the spherical harmonic analysis becomes ordinary Fourier analysis in two dimensions In this limit becomes the Fourier wavenumber Since the angular wavelength large multipole moments corresponds to small angular scales l~102 with representing degree scale separations Likewise since in this limit the variance of the field is the power spectrum is usually displayed as
(3)httpbackgrounduchicagoedu~whuaraanode4htm
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 43
httpwwwphysicsprincetoneducosmologycapmapcalpaperpdf
In a fixed (xy) basis the Stokes parameters are
For purely monochromatic coherent radiation one can show that
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 44
Key words ndashComplementary and Brand newPolarization power spectrum is complementary to the temperature power spectrum -Combined with temperature anisotropy pol helps reconstruction of cosmological model (Ref Prof Holderrsquos talk)Polarization accesses to vector amp tensor perturbations -Measure Stochastic Gravitational wave -Estimate energy scale of Inflation -Test of Inflation -Observe Gravitation Lensing
Thomson cross section depends on polarization and angleScattered radiation polarized parallel to the incident polarizationBut to polarize Thomson scattering is not enoughBipolar anisotropy cancel out polarization Only Quadruple Anisotropy induces linear polarizationThe combination of Thomson Scattering and Quadruple Anisotropy is relevant
We map all the sky with Stokes parameter S=(I Q U V) Total Intensity IQ amp U parameter describe linear polarizationCircular pol gives V=0These are the property of vector on the point (local quantity)Q and U depends on the coordinate selectionSay with 45 deg rotationQU-Q-UQ Coordinate invariant quantity is better
More suitable description is to define globally One example is called E mode and B mode E amp B mode are group of several polarization vectors E is ldquoDivergencerdquo like and B is ldquoCurlrdquo like No coordinate dependence Important for Gravitational Wave detection B mode can be generated from Gravitational Wave etc What characterize E amp B mode quantitatively
There are two directions in a polarization field -The orientation of polarization -The direction in which pol Changes (eg Temps Modulation)Modulation changes pol amplitude sign but not nature (Q remains Q)The hall mark of E mode is both are parallel or perpendicular In B mode not necessarily alignedImportant is relative orientation not absolute orientation (Q or U) What types of sources realize eachpattern
E mode B mode Bardzo dobre wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 45
wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
Quadruple Anisotropy is categorized into 3 perturbationSpherical harmonic Ylm with l=2 m=0 +-1 +-2Scalar Vector and Tensor perturbationsEach perturbation generates characteristic geometries of polarization Their projection determine the pol Pattern The polarization pattern determines whether E amp B mode are generated
Scalar Perturbation Represent perturbation in the temperature fluctuationPhoton from different temperature produce net polarizationProjection of quadruple anisotropy allows polarization pattern
Polarization is maximum at equatorOnly Q parameter is generated
bullVector perturbation The pattern are dominated by U mode
Tensor Perturbation Both Q and U are present nearly equal amount
Scalar Q E mode only
Vector U mainly B mode
Tensor Q amp U both E amp B mode
3 Peculiar pol pattern raise different pol mode (EampB)Scalar mode never generates B mode Vector amp Tensor modes generate B modeUnder inflation paradigm vector modes decay away and scalar and tensor survive (Topological Defect Model) Detection of B mode would suggests possible existence of Gravity Wave Polarization behaves as a field with spin 2Polarization separates property of Perturbation up to spin 2 ( Temps)Thatrsquos why Polarization is BRAND NEW
New frontier in Physics Polarization provides new probe to access scalar vector and tensor mode Especially B mode by tensor perturbation provides clue to Inflation EnergyHowever challenging -Requirement High sensitivity (B mode detection) Further understanding of foreground Improvement of systematicBut exciting Handful future mission (PLANCK etc) Reach testify Inflation theory by CMB (Non Gaussianity etc)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 46
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 47
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 48
KWASARY a CMB
Wyniki z LYkwasaroacutew i CMB są konsystentne
Z badań LY kwasaroacutew bullprzy z~6 IGM jest w 1 neutralne -gt jest to bdquoogonrdquo procesu rejonizacjibullPomiary dla 3 najodleglejszych kwasaroacutew wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6 z niewielką dyspersją dla roacuteżnych linii widzeniabullCMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17 Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji
WnioskibullRejonizacja nie jest przejściem fazowymbullRejonizacja trwała w zakresie 6ltzlt20 (6108 lat)bullPierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 7
2z lt 1000 bull W miarę rozszerzania się Wszechświata stygnie bull powstają niezjonizowane atomy wodorubull Wszechświat staje się bardziej przezroczysty ale niezjonizowane
atomy wodoru absorbują określone długości fali bull nie ma źroacutedeł światła bull Materia pozostaje neutralna w zakresie ~14 lt zlt 1100 bull DARK AGES
3Dla 6 lt z lt 14 następuje epoka ponownej jonizacji bdquorejonizacjardquo ktoacutera jest wynikiem oddziaływania światła UV pierwszych powstałych gwiazd
bull Zrozumienie rejonizacji jest zasadnicze w badaniu powstawania wielkich struktur Przynosi informacje o postawaniu pierwszych obiektoacutew świecących
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 8
z lt6 istnieją już Galaktyki
wiek Wszechświata ~109 ndash 141010 lat
Źroacutedła światła są na tyle liczne że wodoacuter jest całkowicie zjonizowany
Wszechświat jest zupełnie przezroczysty
Czyli sytuacja na dzisiaj
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 9
EPOKA REIONIZACJI
bullGdy temperatura Wszechświata obniżyła się tak że powstały atomy wodoru rozpoczyna się okres DARK AGES Informacje o początku tego okresu niesie CMB badany np przez WMAP) przed powstaniem pierwszych gwiazd
bullGdy powstaną pierwsze gwiazdy następuje ponowna jonizacja wodoru
bullKiedy to nastąpiło
bullJaki był mechanizm reionizacji
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
Dark Ages Era from 3105 - 109 yr after the Big Bang during which the first stars and galaxies formed
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 10
Otwarte Pytania dotyczące rejonizacji
Kiedy powstały pierwsze galaktyki
Kiedy nastąpiła rejonizacja poacuteźno czy wcześniebullZ~6 poacuteźnobullZ~15 wcześnie
Jakie były jej źroacutedła bullAGNbullInne zjawiska
Jak szybko wodoacuter w IGM (Inter Galactic Medium) zmienił się z neutralnego w zjonizowany
bullPoprzez przejście fazowebullRaz czy dwukrotniebullW sposoacuteb ciągły
Jaki był wpływ rejonizacji na procesy powstawania galaktyk
Opis LOFAR httpwwwlofar-ukorgbdquowhite paper
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 11
wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and_talksd_yonetoku_posterppt
pierwsze gwiazdy powstają z H i He
Czy ich częstość powstawania (Star Formation Rate) jest dostatecznie duża by zjonizować Wszechświat
W jaki sposoacuteb i kiedy powstają ciężkie pierwiastki obecne w IGMIch ilość (metallicity) Z ~10-4 ZO
Z =
bdquoFerdquo z def ma A większe od He
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 12
Pierwsze światło
httpwwwspitzercaltecheduMediareleasesssc2006-22ssc2006-22ashtml
Wydaje się że pierwsze światło zostało zaobserwowane przez Spitzer Space Telescope NASY
Wyemitowane w Ursa Major w długościach fal widzialnych lub ultrafiolecie zostało zaobserwowane przez IRAC w podczerwieni
Do Wyniku prowadzi analiza nie jestem pewna czy akceptowalna przez wszystkich
Infrared Array Camera
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 13
Informacje o rejonizacji pochodzą będą pochodzić z
Obserwacji odległych kwasaroacutew (QSO)
bullNajbardziej zaawansowane jest badanie i zrozumienie widm kwasaroacutew
Obserwacji widm odległych GRB bullWydaje się że ze względu na szereg zalet w poroacutewnaniu z QSO istotne jest badanie GRB
Obserwacji radiowych w obszarach niskich częstości bull np LOFAR ndash LOw FRequency ARray
IPJ jest zaangażowany w prace nad LOFARem
Polaryzacji CMB bullzrozumienie polaryzacji promieniowania CMB jest trudne
Własności atomu wodoru
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 14
Wielki Wybuch t = 0bullTemperatura jest bardzo wysokabullGęstość ogromna
Inflacja t = 10-35 sec T = 1027 K bullGwałtowne rozszerzanie się Wszechświata bullMaleje jego gęstość i temperaturabullNie ma struktur w morzu fotonoacutew istnieją kwarki i leptony
t ~10-6sec T~1012 Kbullz kwarkoacutew powstają protony i neutrony
t~ 3 ndash 4 minuty T= 109 K
bullpowstają jądra He (6 jader He i 94 protonoacutew )
Szukac pod MikePowerpoint bdquoEarly Universerdquo
Dlaczego wodoacuter
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 15
t ~ 300 000 lat T ~3000K bullMateria we Wszechświecie staje się neutralna bullfotony odprzęgają się od materii bullte fotony znane są jako promieniowanie mikrofalowe (CMB) i obserwowane z temperatura 273 K bullpowstają atomy wodoru i He
Niewielkie ilości Li zostały wyprodukowane we wczesnym Wszechświecie Niewielkie ilości He powstają w procesach zachodzących w gwiazdach Pierwiastki cięższe od He powstają w jądrach gwiazdWszechświat ndash materia widzialna - 6 jąder He i 94 protonoacutew
Pod wpływem grawitacji z H i He powstają gwiazdy i galaktyki Cześć H i He pozostaje w materii między gwiezdnej
Wszystkie protony neutrony i elektrony ktoacutere dzisiaj istnieją we Wszechświecie powstały kilka sekund po Wielkim Wybuchu
Teoria Wielkiego Wybuchu wyjaśnia istniejące w przyrodzie ilości pierwiastkoacutew (H He D Li)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 16
Atom Wodoru SERIA LYMANA
Seria Lymana emisja kwantoacutew gama przy przejściu z elektronu z poziomu ngt=2 do poziomu o n=1
Długość fali
gdzie R jest stałą Rydberga
dla tych przejść jest całkowicie w ultrafiolecie
Linia przejscia n=2 n=1 jest to
Lyman = 121 nm
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 17
seria Balmera - bliski QSO
n Balmer (nm)
2 6563
3 4861
4 4341
5 4102
6 3970
Red shift z można wyznaczyć o ile znana jest długość fali emitowanej Tutaj zidentyfikowane linie z serii Balmera wodoru
1+z = (obserwowane) (emitowane)
H(486133 A) przesunięta do 564034 ABardzo bliski QSO z = 0158
httpcasswwwucsdedupublictutorialQuasarshtml
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 18
Pochłanianie światła w neutralnym wodorze
obserwacja emisjaw podczerwieni LY = (LY ) (1+z) w nadfiolecie
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
QSO
GRB
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 19
Obserwacja kwasara GRB pomiar
= neutralny H
z ndash look back time
Rozszerzający się Wszechświat wypełniony neutralnym H byłby nieprzezroczysty dla fotonoacutew w z energia poniżej 102 eV ( 121 nm) Nawet niewielka ilość neutralnego H pochłania fotony
Fotony o wyższej energii jonizują HLy jest wzbudzeniem elektronu ze stanu n=1 do stanu n=2
Obie linie Ly ndash emisji i absorpcji sa bardzo silne
wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
httpwwwphysicstodayorgvol-54iss-10p17html wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
Szukaj amueller talks 1stQSOs
Pierwsza jonizacja
ŹroacutedłoQSO ( Ly a)
GRB
CMB są źroacutedłami światła ktoacutere podświetlają rozszerzającą się przestrzeń między źroacutedłem a obserwatorem
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 20
Kwasary Quasi-stellar radio source quasi stellar object
Większośc quasaroacutew NIE jest źroacutedłem promieniowania radiowego
Najkroacutetsza charakterystyka kwasaroacutew
Bardzo jasne jedne z najjaśniejszych we Wszechświecie i odległe obiekty
Pojedynczy kwasar może być jaśniejszy tysiąc razy od całej galaktyki
Jasność może być zmienna z okresem ~godzin
Energia kwasara pochodzi z objętości ~ objętości naszego Układu Slonecznego
kwasar jest jądrem młodej galaktyki
Wydaje się że energia kwasara pochodzi z gazu zasysanego przez super ciężką czarną dziurę
Taka czarna dziura może mieć M ~109 Mo
O QSO httpwwwastruaedukeelagnquasar40html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 21
wwwcfaustceducnotherssummerschoolDocE6A88AE69993E8BE89E6A88AE69993E8BE893ppt [PPT] widefieldlblgovtalks2004fan_snap2ppt
Rekordzista 2007
z = 643
t = 870 106 ABB
kwasary we Wszechświecie
Gęstość kwasaroacutew szybko maleje ze wzrostem z (z=25) (z=6) =40Znane liczby QSO zgt4 ponad 1000
zgt6 około 15
Canada-France-Hawaii Telescope CFHQS J2329-0301
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 22
httpe-collectionethbibethzchecol-poolinkonfinkonf_185pdf
Widma kwasaroacutew w ich układzie nie wydają się zależeć od z
małe z
z ~ 6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 23
Las Ly (linie absorpcyjne) powstaje gdy ultrafiolet odległego źroacutedła jest absorbowany przez randomnie rozłożone kieszenie neutralnego wodoru Przestrzeń jednorodnie wypełniona neutralnym H powoduje całkowitą absorpcję - bdquorynnęrdquo Jest to efekt (przewidziany przez) Gunn-Petersona
httpwwwphysicstodayorgvol-54iss-10p17html
wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
Obserwowana Długość fali - z ndash look back time
Przechodzący strumień
Rynna ndash pełna absorpcja
Obserwowane Widmo kwasarain
ten
syw
no
ść
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 24
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
Obserwowane widmo
1 kwasar
2 Linia obserwacji
3 zjonizowane bąble gazu na linii obserwacji quasara
4 Pojedyncze zjonizowane bąble
5 Nieprzezroczysty obojętny gaz we wczesnym Wszechświecie
6 Obszar silnego pochłaniania przez obojętny gaz
7 Pojedyncze obszary transmisji przez już zjonizowany gaz
3 54
2 1
7 6
Długość fali ndash red shift
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 25
httpe-collectionethbibethzchecol-poolinkonfinkonf_185pdf
= 700nm 800nm 900nmWidma kwasaroacutew z dużymi z
Emitowana to 121 nm (Ly)
Podobieństwo kształtu widm dla roacuteznych z
Dla maksymalnych znanych z widoczne całkowite pochłoniecie strumienia
Obserwacja bdquorynny Gunn-Petersona spowodowanej obecnościa neutralnego wodoru w gazie międzygwiezdnym
dane SDSS ndash Sloan Digital Sky Survey ndash dedykowany 25m teleskop na Apache Point NM
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 26
Spectra of the 11 quasars from 574 to 642
Note the two prominent spectral features the presence of strong emission lines not only ly a
but also strong metal lines from N C Si etc indicating high metallicity in the quasar environement
and the strong evolution and complete absorption of ly a forest where the complete or almost complete g-p troughs appear at zgt6
PPT] wwwmporzioastroit~fioreVATFanppt
wavelength4000 A 9000 A
reds
hift
46420 Quasars from the SDSS Data Release Three
MgII
Ly
5
2
1
CIII
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 27
1 Do z~57 Lyα absorpcja zachowuje się zgodnie z
oczekiwaniami z mniejszych red shiftoacutew
Widma Lyα kwasaroacutew odkrytych przez SDSS
Dane z 10-m Keck II teleskopu Mauna Kea na Hawajach
2 W widmie dla z = 582 i 599 las Ly- pojawia się zaraz koło maksimum Ly- QSO po stronie kroacutetszych długości fal
3 Dla z=628 średni transmitowany strumień w zakresie 845 nm lt lt871nm jest zgodny z 0
4 Jest to przekonywująca obserwacja rynny Gunn-Petersona spowodowanej przez neutralny wodoacuter w IGM
5 Nawet niewielka ilość neutralnego wodoru w IGM powoduje absorpcję strumienia w obszarze lasu Lyα
6 Istnienie rynny G-P jako takiej nie pokazuje jeszcze ze QSO jest obserwowany przed epoką rejonizacji
7 Średnia zmiana absorpcji dla QSO z dużymi z sugeruje że średnia jonizacja wzdłuż linii obserwacji zmalała znacząco od z ~5 do z~6 i że Wszechświat zbliża się do epoki jonizacji przy z ~6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 28
CFHQS J1509-1749 at z=612
Effective optical depth from the spectrum of CFHQS J1509-1749 (Lyman alpha red symbols Lyman beta blue symbol)
The small black symbols show data from SDSS quasars (Fan et al 2006)
The solid line is the extrapolation of optical depth evolution at lower redshift
For J1509-1749 and the SDSS quasars there is a more rapid evolution at z gt 54 than indicated in this extrapolation
The dotted and dot-dashed lines are the effective optical depth evolution for two theoretical models
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 29
Red squares show the Ly transmission and the blue square is the Ly transmission in bins of width z = 015 Small circles show the Lytransmission from the sample of 19 SDSS quasars (Fan et al 2006b) The solid line is the fit to the Lytransmission of z lt 55 quasars (Fan et al 2006b) The dashed line was obtained by (Becker et al 2007) by fitting flux PDFs of z lt 54 quasars with a lognormal optical depth distributionAt z gt 57 our data (and most of those in the SDSS) fall below the extrapolation of the Fan et al curve
CFHQS J1509-1749 at z=612
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
Lyman transmission in the spectrum of CFHQS J1509-1749
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 30
Obserwacja rynny Gunn Petersona dla fal kroacutetszych od Ly i Ly
Silna i trudna do symulacji linia emisyjna Ly
Silny efekt sąsiedztwa wpływający na jonizacje IMG
To są minusy QSO
QSO obserwowane przez SDSS zgt58
Ale jest jeszcze informacja z CMB GRB oraz linii 21 cmhellip
Rejonizacja obserwowana w widmie kwasaroacutew
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 31
Rosette Nebulahttpastrosun2astrocornelleduacademicscoursesastro201stromgren_spherehtm
Region of ionized hydrogen (HII T~10 000K) surrounding a hot young O-B star The hydrogen is ionized by the ultraviolet photons being emitted by the hot star Stromgrem spheres are also called HII regions
Stromgren sphere
przykład
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 32
Informacje z anisotropii CMB
Wczesny Wszechświat Primary anisotropies niosą informację o roacuteżnych charakterystykach Wszechświata w okresie gdy fotony CMB rozproszyły się po raz ostatni (last scattering) gdy Wszechświat stał się neutralny (z ~ 1100)
bull fluktuacje temperatury bullFluktuacje gęstości i prędkości plazmy
Zrozumienie primary anisotropies jest niezbędne dla użycia wynikoacutew badania CMB do testoacutew modeli kosmologicznych
Powstawanie wielkich struktur Secondary anisotropies - powstają w wyniku oddziaływań CMB fotonoacutew z materią na drodze do obserwatora
bullefekty grawitacyjne (Gravitational lensing non-static gravitational potential wells) bullefekty scatteringu (Sunyaev-Zeldovich (SZ) thermal effect Doppler effects)
Secondary anisotropies pomagają w zrozumieniu powstawania i rozwoju struktur
httpwwwiasu-psudfrwebsitemodulescontent_micindexphpid=35
Dyskusja skal katowych w httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 33
Komentarz Problem polaryzacji jest trudny
Polega na rozdzieleniu wkładu od tego
bullco zdarzyło się na powierzchni ostatniego rozproszenia
bullco zdarzyło się na drodze CMB do obserwatora
Takie rozdzielenie pozwala na wyciąganie wnioskoacutew dot
bull kosmologii (primary anisotropies) oraz
bull obecności zjonizowanego wodoru i oddziaływań grawitacyjnych na drodze do obserwatora (Secondary anisotropies)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 34
visibleHP MM
pe
of90
He
fotony CMB
Fotony CMB oddziaływają
grawitacyjne (efekt integrated Sachs-Wolfe) Z elektronami w klustrach galaktyk efekt Sunyaeva-Zeldovicha
bullthermal - Inverse Compton scattering) bullDoppler shift Kinematic Sunyaev-Zeldovich Effect
wwwphysicssceduneutrinoworkshopSZ_Effectppt
Hot plasmas
33
8
cm10densitynumber
K1010keVetemperatur-
e
e
N
T )(
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 35
Anizotropia temperatury w CMB jest dobrze znana
Polaryzacja (mierzona przez WMAP) jest wynikiem stosunkowo nowym
Polaryzacja daje informacje zaroacutewno o Wszechświecie w czasie t~10-35 sec jak i historii jonizacji Stopień polaryzacji zależy bezpośrednio od kwadrupolowych fluktuacji gęstości rozpraszanych fotonoacutewPatern polaryzacji jest odbiciem lokalnej anizotropii na powierzchni last scattering Fluktuacje temperatury mogą mieć 3 źroacutedła fluktuacje skalarne wektorowe i tensorowe
httpastroberkeleyedu~mwhitepolarnode1htmlSECTION00010000000000000000
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 36
MECHANIZM POWSTAWANIA POLARYZACJI
Anizotropie temperaturowe są rzedu 10-5K polaryzacja rzędu 10-6 czyli poniżej K co przedstawia wyzwanie dla pomiaru
Anizotropie kwadrupolowe ktoacutere powodują powstanie polaryzacji CMB są wynikiem roacuteżnych mechanizmoacutew w roacuteżnych okresach
W okresie z ~1100 (decoupling) gradient prędkości plazmy powoduje powstanie kwqdrupolowych rozkładoacutew ( w układzie środka masy elektronu promieniowanie reliktowe ma rozkład kwadrupolowy proporcjonalny do gradientu prędkości i średniej drogo swobodnej między rozproszeniami)
Dla zgt1100 fotony sprzęgają się silnie z elektronami średnia droga swobodna między rozproszeniami jest mała i więc mała jest polaryzacja
Dla zlt 1100 nie ma swobodnych elektronoacutew i
CMB może się rozpraszać dopiero gdy pojawia się swobodne elektrony tzn gdy światło pierwszego pokolenia gwiazd zacznie jonizować Wszechświat
Ten proces zachodzi dla zltltz = 1100 i może być wydzielony z sygnału rozproszenia na last scattering surface
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 37
Temperature perturbations have 3 geometrically distinct sources
the scalar (compressional) scalar modesrepresent perturbations in the (energy) density of the cosmological
fluid(s) at last scattering and are the only fluctuations which can form structure though gravitational instability
vector (vortical) and
tensor (gravitational wave) perturbations
Formally they form the irreducible basis of the symmetric metric tensor
We shall consider each of these below and show that the scalar vector and tensor quadrupole anisotropy correspond to respectively
This leads to different patterns of polarization for the three sources
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 38
Secondary anisotropies get contributions from the entire line of sight
Sachs-Wolfe effect It is broken into two parts
the effect of the potential at the surface of last scattering which is the ordinary Sachs-Wolfe effect and
the integrated Sachs-Wolfe (ISW) effect which depends on the change of the gravitational potential while photons of the CMB are passing through a potential well This redshifting or blueshifting of a photon as it passes through potential wells is called the Integrated Sachs-Wolfe effect
Thermal Sunyaev-Zeldovich(SZ) effect1048713Scattering of CMB photons off hot electrons1048713Negative for low and positive for high frequencies1048713Point Sources1048713Contaminate the CMB
The thermal Sunyaev-Zeldovich effect arises from the frequency shift when CMB photons are scattered by the hot electrons in the intra-cluster gas
Peculiar velocities of the hot intra-cluster gas lead to a Doppler shift of the scattered photons which is proportional to the product of the radial peculiar velocity and the electron density integrated along the line of sight through the cluster
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 39
Korelacja TE mierzy głębokość obszaru reionizacjiPomiary modoacutew E
Pozwalana precyzyjniejsze wyznaczenie parametroacutew kosmologicznych rejonizacji indeksu spektralnego widma mocy
Mody B z soczewkowatych modoacutew EBadanie wielkoskalowych struktur do z ~1100
Mody B z fal grawitacyjnych niosą informacje o modelach inflacji
In the foreground-corrected maps we detect l(l + 1)C 2 = 0086 plusmn 0029 ( K)2 This is interpreted as the result of rescattering of the CMB by free electrons released during reionization at zr = 109(+27-23) for a model with instantaneous reionization
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 40
Podsumowując WMAP zaobserwował
sygnał polaryzacji pochodzący z dużego obszaru nieba
Zmierzył bullanizotropie temperaturowe (CTT
l TT power spectrum)
bullKorelacje temperatura ndash polaryzacja E ( CTEl TE power
spectrum)bullAnizotropie polaryzacji E (EE power spectrum)
wynik reionizacja przy z = 11 +-3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 41
Wyniki badania CMB (WMAP)
Rozkład roacuteżnic temperatury TTndash wykres wielokrotnie pokazywany tutaj w skali log
Korelacje temperatura ndash polaryzacja E TE
Polaryzacja E
Polaryzacja B i modele
Wyniki WMAP rysunki wzory etc chyba dobre Fig 25 z pliku httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
TT
TE
EE
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 42
The basic observable of the CMB is its intensity as a function of frequency and direction on the sky n Since the CMB spectrum is an extremely good blackbody with a nearly constant temperature across the sky T we generally describe this observable in terms of a temperature fluctuation
If these fluctuations are Gaussian then the multipole moments of the temperature field
(1)
are fully characterized by their power spectrum
(2)
whose values as a function of l are independent in a given realization For this reason predictions and analyses are typically performed in harmonic space On small sections of the sky where its curvature can be neglected the spherical harmonic analysis becomes ordinary Fourier analysis in two dimensions In this limit becomes the Fourier wavenumber Since the angular wavelength large multipole moments corresponds to small angular scales l~102 with representing degree scale separations Likewise since in this limit the variance of the field is the power spectrum is usually displayed as
(3)httpbackgrounduchicagoedu~whuaraanode4htm
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 43
httpwwwphysicsprincetoneducosmologycapmapcalpaperpdf
In a fixed (xy) basis the Stokes parameters are
For purely monochromatic coherent radiation one can show that
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 44
Key words ndashComplementary and Brand newPolarization power spectrum is complementary to the temperature power spectrum -Combined with temperature anisotropy pol helps reconstruction of cosmological model (Ref Prof Holderrsquos talk)Polarization accesses to vector amp tensor perturbations -Measure Stochastic Gravitational wave -Estimate energy scale of Inflation -Test of Inflation -Observe Gravitation Lensing
Thomson cross section depends on polarization and angleScattered radiation polarized parallel to the incident polarizationBut to polarize Thomson scattering is not enoughBipolar anisotropy cancel out polarization Only Quadruple Anisotropy induces linear polarizationThe combination of Thomson Scattering and Quadruple Anisotropy is relevant
We map all the sky with Stokes parameter S=(I Q U V) Total Intensity IQ amp U parameter describe linear polarizationCircular pol gives V=0These are the property of vector on the point (local quantity)Q and U depends on the coordinate selectionSay with 45 deg rotationQU-Q-UQ Coordinate invariant quantity is better
More suitable description is to define globally One example is called E mode and B mode E amp B mode are group of several polarization vectors E is ldquoDivergencerdquo like and B is ldquoCurlrdquo like No coordinate dependence Important for Gravitational Wave detection B mode can be generated from Gravitational Wave etc What characterize E amp B mode quantitatively
There are two directions in a polarization field -The orientation of polarization -The direction in which pol Changes (eg Temps Modulation)Modulation changes pol amplitude sign but not nature (Q remains Q)The hall mark of E mode is both are parallel or perpendicular In B mode not necessarily alignedImportant is relative orientation not absolute orientation (Q or U) What types of sources realize eachpattern
E mode B mode Bardzo dobre wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 45
wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
Quadruple Anisotropy is categorized into 3 perturbationSpherical harmonic Ylm with l=2 m=0 +-1 +-2Scalar Vector and Tensor perturbationsEach perturbation generates characteristic geometries of polarization Their projection determine the pol Pattern The polarization pattern determines whether E amp B mode are generated
Scalar Perturbation Represent perturbation in the temperature fluctuationPhoton from different temperature produce net polarizationProjection of quadruple anisotropy allows polarization pattern
Polarization is maximum at equatorOnly Q parameter is generated
bullVector perturbation The pattern are dominated by U mode
Tensor Perturbation Both Q and U are present nearly equal amount
Scalar Q E mode only
Vector U mainly B mode
Tensor Q amp U both E amp B mode
3 Peculiar pol pattern raise different pol mode (EampB)Scalar mode never generates B mode Vector amp Tensor modes generate B modeUnder inflation paradigm vector modes decay away and scalar and tensor survive (Topological Defect Model) Detection of B mode would suggests possible existence of Gravity Wave Polarization behaves as a field with spin 2Polarization separates property of Perturbation up to spin 2 ( Temps)Thatrsquos why Polarization is BRAND NEW
New frontier in Physics Polarization provides new probe to access scalar vector and tensor mode Especially B mode by tensor perturbation provides clue to Inflation EnergyHowever challenging -Requirement High sensitivity (B mode detection) Further understanding of foreground Improvement of systematicBut exciting Handful future mission (PLANCK etc) Reach testify Inflation theory by CMB (Non Gaussianity etc)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 46
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 47
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 48
KWASARY a CMB
Wyniki z LYkwasaroacutew i CMB są konsystentne
Z badań LY kwasaroacutew bullprzy z~6 IGM jest w 1 neutralne -gt jest to bdquoogonrdquo procesu rejonizacjibullPomiary dla 3 najodleglejszych kwasaroacutew wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6 z niewielką dyspersją dla roacuteżnych linii widzeniabullCMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17 Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji
WnioskibullRejonizacja nie jest przejściem fazowymbullRejonizacja trwała w zakresie 6ltzlt20 (6108 lat)bullPierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 8
z lt6 istnieją już Galaktyki
wiek Wszechświata ~109 ndash 141010 lat
Źroacutedła światła są na tyle liczne że wodoacuter jest całkowicie zjonizowany
Wszechświat jest zupełnie przezroczysty
Czyli sytuacja na dzisiaj
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 9
EPOKA REIONIZACJI
bullGdy temperatura Wszechświata obniżyła się tak że powstały atomy wodoru rozpoczyna się okres DARK AGES Informacje o początku tego okresu niesie CMB badany np przez WMAP) przed powstaniem pierwszych gwiazd
bullGdy powstaną pierwsze gwiazdy następuje ponowna jonizacja wodoru
bullKiedy to nastąpiło
bullJaki był mechanizm reionizacji
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
Dark Ages Era from 3105 - 109 yr after the Big Bang during which the first stars and galaxies formed
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 10
Otwarte Pytania dotyczące rejonizacji
Kiedy powstały pierwsze galaktyki
Kiedy nastąpiła rejonizacja poacuteźno czy wcześniebullZ~6 poacuteźnobullZ~15 wcześnie
Jakie były jej źroacutedła bullAGNbullInne zjawiska
Jak szybko wodoacuter w IGM (Inter Galactic Medium) zmienił się z neutralnego w zjonizowany
bullPoprzez przejście fazowebullRaz czy dwukrotniebullW sposoacuteb ciągły
Jaki był wpływ rejonizacji na procesy powstawania galaktyk
Opis LOFAR httpwwwlofar-ukorgbdquowhite paper
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 11
wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and_talksd_yonetoku_posterppt
pierwsze gwiazdy powstają z H i He
Czy ich częstość powstawania (Star Formation Rate) jest dostatecznie duża by zjonizować Wszechświat
W jaki sposoacuteb i kiedy powstają ciężkie pierwiastki obecne w IGMIch ilość (metallicity) Z ~10-4 ZO
Z =
bdquoFerdquo z def ma A większe od He
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 12
Pierwsze światło
httpwwwspitzercaltecheduMediareleasesssc2006-22ssc2006-22ashtml
Wydaje się że pierwsze światło zostało zaobserwowane przez Spitzer Space Telescope NASY
Wyemitowane w Ursa Major w długościach fal widzialnych lub ultrafiolecie zostało zaobserwowane przez IRAC w podczerwieni
Do Wyniku prowadzi analiza nie jestem pewna czy akceptowalna przez wszystkich
Infrared Array Camera
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 13
Informacje o rejonizacji pochodzą będą pochodzić z
Obserwacji odległych kwasaroacutew (QSO)
bullNajbardziej zaawansowane jest badanie i zrozumienie widm kwasaroacutew
Obserwacji widm odległych GRB bullWydaje się że ze względu na szereg zalet w poroacutewnaniu z QSO istotne jest badanie GRB
Obserwacji radiowych w obszarach niskich częstości bull np LOFAR ndash LOw FRequency ARray
IPJ jest zaangażowany w prace nad LOFARem
Polaryzacji CMB bullzrozumienie polaryzacji promieniowania CMB jest trudne
Własności atomu wodoru
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 14
Wielki Wybuch t = 0bullTemperatura jest bardzo wysokabullGęstość ogromna
Inflacja t = 10-35 sec T = 1027 K bullGwałtowne rozszerzanie się Wszechświata bullMaleje jego gęstość i temperaturabullNie ma struktur w morzu fotonoacutew istnieją kwarki i leptony
t ~10-6sec T~1012 Kbullz kwarkoacutew powstają protony i neutrony
t~ 3 ndash 4 minuty T= 109 K
bullpowstają jądra He (6 jader He i 94 protonoacutew )
Szukac pod MikePowerpoint bdquoEarly Universerdquo
Dlaczego wodoacuter
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 15
t ~ 300 000 lat T ~3000K bullMateria we Wszechświecie staje się neutralna bullfotony odprzęgają się od materii bullte fotony znane są jako promieniowanie mikrofalowe (CMB) i obserwowane z temperatura 273 K bullpowstają atomy wodoru i He
Niewielkie ilości Li zostały wyprodukowane we wczesnym Wszechświecie Niewielkie ilości He powstają w procesach zachodzących w gwiazdach Pierwiastki cięższe od He powstają w jądrach gwiazdWszechświat ndash materia widzialna - 6 jąder He i 94 protonoacutew
Pod wpływem grawitacji z H i He powstają gwiazdy i galaktyki Cześć H i He pozostaje w materii między gwiezdnej
Wszystkie protony neutrony i elektrony ktoacutere dzisiaj istnieją we Wszechświecie powstały kilka sekund po Wielkim Wybuchu
Teoria Wielkiego Wybuchu wyjaśnia istniejące w przyrodzie ilości pierwiastkoacutew (H He D Li)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 16
Atom Wodoru SERIA LYMANA
Seria Lymana emisja kwantoacutew gama przy przejściu z elektronu z poziomu ngt=2 do poziomu o n=1
Długość fali
gdzie R jest stałą Rydberga
dla tych przejść jest całkowicie w ultrafiolecie
Linia przejscia n=2 n=1 jest to
Lyman = 121 nm
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 17
seria Balmera - bliski QSO
n Balmer (nm)
2 6563
3 4861
4 4341
5 4102
6 3970
Red shift z można wyznaczyć o ile znana jest długość fali emitowanej Tutaj zidentyfikowane linie z serii Balmera wodoru
1+z = (obserwowane) (emitowane)
H(486133 A) przesunięta do 564034 ABardzo bliski QSO z = 0158
httpcasswwwucsdedupublictutorialQuasarshtml
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 18
Pochłanianie światła w neutralnym wodorze
obserwacja emisjaw podczerwieni LY = (LY ) (1+z) w nadfiolecie
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
QSO
GRB
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 19
Obserwacja kwasara GRB pomiar
= neutralny H
z ndash look back time
Rozszerzający się Wszechświat wypełniony neutralnym H byłby nieprzezroczysty dla fotonoacutew w z energia poniżej 102 eV ( 121 nm) Nawet niewielka ilość neutralnego H pochłania fotony
Fotony o wyższej energii jonizują HLy jest wzbudzeniem elektronu ze stanu n=1 do stanu n=2
Obie linie Ly ndash emisji i absorpcji sa bardzo silne
wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
httpwwwphysicstodayorgvol-54iss-10p17html wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
Szukaj amueller talks 1stQSOs
Pierwsza jonizacja
ŹroacutedłoQSO ( Ly a)
GRB
CMB są źroacutedłami światła ktoacutere podświetlają rozszerzającą się przestrzeń między źroacutedłem a obserwatorem
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 20
Kwasary Quasi-stellar radio source quasi stellar object
Większośc quasaroacutew NIE jest źroacutedłem promieniowania radiowego
Najkroacutetsza charakterystyka kwasaroacutew
Bardzo jasne jedne z najjaśniejszych we Wszechświecie i odległe obiekty
Pojedynczy kwasar może być jaśniejszy tysiąc razy od całej galaktyki
Jasność może być zmienna z okresem ~godzin
Energia kwasara pochodzi z objętości ~ objętości naszego Układu Slonecznego
kwasar jest jądrem młodej galaktyki
Wydaje się że energia kwasara pochodzi z gazu zasysanego przez super ciężką czarną dziurę
Taka czarna dziura może mieć M ~109 Mo
O QSO httpwwwastruaedukeelagnquasar40html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 21
wwwcfaustceducnotherssummerschoolDocE6A88AE69993E8BE89E6A88AE69993E8BE893ppt [PPT] widefieldlblgovtalks2004fan_snap2ppt
Rekordzista 2007
z = 643
t = 870 106 ABB
kwasary we Wszechświecie
Gęstość kwasaroacutew szybko maleje ze wzrostem z (z=25) (z=6) =40Znane liczby QSO zgt4 ponad 1000
zgt6 około 15
Canada-France-Hawaii Telescope CFHQS J2329-0301
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 22
httpe-collectionethbibethzchecol-poolinkonfinkonf_185pdf
Widma kwasaroacutew w ich układzie nie wydają się zależeć od z
małe z
z ~ 6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 23
Las Ly (linie absorpcyjne) powstaje gdy ultrafiolet odległego źroacutedła jest absorbowany przez randomnie rozłożone kieszenie neutralnego wodoru Przestrzeń jednorodnie wypełniona neutralnym H powoduje całkowitą absorpcję - bdquorynnęrdquo Jest to efekt (przewidziany przez) Gunn-Petersona
httpwwwphysicstodayorgvol-54iss-10p17html
wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
Obserwowana Długość fali - z ndash look back time
Przechodzący strumień
Rynna ndash pełna absorpcja
Obserwowane Widmo kwasarain
ten
syw
no
ść
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 24
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
Obserwowane widmo
1 kwasar
2 Linia obserwacji
3 zjonizowane bąble gazu na linii obserwacji quasara
4 Pojedyncze zjonizowane bąble
5 Nieprzezroczysty obojętny gaz we wczesnym Wszechświecie
6 Obszar silnego pochłaniania przez obojętny gaz
7 Pojedyncze obszary transmisji przez już zjonizowany gaz
3 54
2 1
7 6
Długość fali ndash red shift
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 25
httpe-collectionethbibethzchecol-poolinkonfinkonf_185pdf
= 700nm 800nm 900nmWidma kwasaroacutew z dużymi z
Emitowana to 121 nm (Ly)
Podobieństwo kształtu widm dla roacuteznych z
Dla maksymalnych znanych z widoczne całkowite pochłoniecie strumienia
Obserwacja bdquorynny Gunn-Petersona spowodowanej obecnościa neutralnego wodoru w gazie międzygwiezdnym
dane SDSS ndash Sloan Digital Sky Survey ndash dedykowany 25m teleskop na Apache Point NM
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 26
Spectra of the 11 quasars from 574 to 642
Note the two prominent spectral features the presence of strong emission lines not only ly a
but also strong metal lines from N C Si etc indicating high metallicity in the quasar environement
and the strong evolution and complete absorption of ly a forest where the complete or almost complete g-p troughs appear at zgt6
PPT] wwwmporzioastroit~fioreVATFanppt
wavelength4000 A 9000 A
reds
hift
46420 Quasars from the SDSS Data Release Three
MgII
Ly
5
2
1
CIII
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 27
1 Do z~57 Lyα absorpcja zachowuje się zgodnie z
oczekiwaniami z mniejszych red shiftoacutew
Widma Lyα kwasaroacutew odkrytych przez SDSS
Dane z 10-m Keck II teleskopu Mauna Kea na Hawajach
2 W widmie dla z = 582 i 599 las Ly- pojawia się zaraz koło maksimum Ly- QSO po stronie kroacutetszych długości fal
3 Dla z=628 średni transmitowany strumień w zakresie 845 nm lt lt871nm jest zgodny z 0
4 Jest to przekonywująca obserwacja rynny Gunn-Petersona spowodowanej przez neutralny wodoacuter w IGM
5 Nawet niewielka ilość neutralnego wodoru w IGM powoduje absorpcję strumienia w obszarze lasu Lyα
6 Istnienie rynny G-P jako takiej nie pokazuje jeszcze ze QSO jest obserwowany przed epoką rejonizacji
7 Średnia zmiana absorpcji dla QSO z dużymi z sugeruje że średnia jonizacja wzdłuż linii obserwacji zmalała znacząco od z ~5 do z~6 i że Wszechświat zbliża się do epoki jonizacji przy z ~6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 28
CFHQS J1509-1749 at z=612
Effective optical depth from the spectrum of CFHQS J1509-1749 (Lyman alpha red symbols Lyman beta blue symbol)
The small black symbols show data from SDSS quasars (Fan et al 2006)
The solid line is the extrapolation of optical depth evolution at lower redshift
For J1509-1749 and the SDSS quasars there is a more rapid evolution at z gt 54 than indicated in this extrapolation
The dotted and dot-dashed lines are the effective optical depth evolution for two theoretical models
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 29
Red squares show the Ly transmission and the blue square is the Ly transmission in bins of width z = 015 Small circles show the Lytransmission from the sample of 19 SDSS quasars (Fan et al 2006b) The solid line is the fit to the Lytransmission of z lt 55 quasars (Fan et al 2006b) The dashed line was obtained by (Becker et al 2007) by fitting flux PDFs of z lt 54 quasars with a lognormal optical depth distributionAt z gt 57 our data (and most of those in the SDSS) fall below the extrapolation of the Fan et al curve
CFHQS J1509-1749 at z=612
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
Lyman transmission in the spectrum of CFHQS J1509-1749
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 30
Obserwacja rynny Gunn Petersona dla fal kroacutetszych od Ly i Ly
Silna i trudna do symulacji linia emisyjna Ly
Silny efekt sąsiedztwa wpływający na jonizacje IMG
To są minusy QSO
QSO obserwowane przez SDSS zgt58
Ale jest jeszcze informacja z CMB GRB oraz linii 21 cmhellip
Rejonizacja obserwowana w widmie kwasaroacutew
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 31
Rosette Nebulahttpastrosun2astrocornelleduacademicscoursesastro201stromgren_spherehtm
Region of ionized hydrogen (HII T~10 000K) surrounding a hot young O-B star The hydrogen is ionized by the ultraviolet photons being emitted by the hot star Stromgrem spheres are also called HII regions
Stromgren sphere
przykład
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 32
Informacje z anisotropii CMB
Wczesny Wszechświat Primary anisotropies niosą informację o roacuteżnych charakterystykach Wszechświata w okresie gdy fotony CMB rozproszyły się po raz ostatni (last scattering) gdy Wszechświat stał się neutralny (z ~ 1100)
bull fluktuacje temperatury bullFluktuacje gęstości i prędkości plazmy
Zrozumienie primary anisotropies jest niezbędne dla użycia wynikoacutew badania CMB do testoacutew modeli kosmologicznych
Powstawanie wielkich struktur Secondary anisotropies - powstają w wyniku oddziaływań CMB fotonoacutew z materią na drodze do obserwatora
bullefekty grawitacyjne (Gravitational lensing non-static gravitational potential wells) bullefekty scatteringu (Sunyaev-Zeldovich (SZ) thermal effect Doppler effects)
Secondary anisotropies pomagają w zrozumieniu powstawania i rozwoju struktur
httpwwwiasu-psudfrwebsitemodulescontent_micindexphpid=35
Dyskusja skal katowych w httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 33
Komentarz Problem polaryzacji jest trudny
Polega na rozdzieleniu wkładu od tego
bullco zdarzyło się na powierzchni ostatniego rozproszenia
bullco zdarzyło się na drodze CMB do obserwatora
Takie rozdzielenie pozwala na wyciąganie wnioskoacutew dot
bull kosmologii (primary anisotropies) oraz
bull obecności zjonizowanego wodoru i oddziaływań grawitacyjnych na drodze do obserwatora (Secondary anisotropies)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 34
visibleHP MM
pe
of90
He
fotony CMB
Fotony CMB oddziaływają
grawitacyjne (efekt integrated Sachs-Wolfe) Z elektronami w klustrach galaktyk efekt Sunyaeva-Zeldovicha
bullthermal - Inverse Compton scattering) bullDoppler shift Kinematic Sunyaev-Zeldovich Effect
wwwphysicssceduneutrinoworkshopSZ_Effectppt
Hot plasmas
33
8
cm10densitynumber
K1010keVetemperatur-
e
e
N
T )(
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 35
Anizotropia temperatury w CMB jest dobrze znana
Polaryzacja (mierzona przez WMAP) jest wynikiem stosunkowo nowym
Polaryzacja daje informacje zaroacutewno o Wszechświecie w czasie t~10-35 sec jak i historii jonizacji Stopień polaryzacji zależy bezpośrednio od kwadrupolowych fluktuacji gęstości rozpraszanych fotonoacutewPatern polaryzacji jest odbiciem lokalnej anizotropii na powierzchni last scattering Fluktuacje temperatury mogą mieć 3 źroacutedła fluktuacje skalarne wektorowe i tensorowe
httpastroberkeleyedu~mwhitepolarnode1htmlSECTION00010000000000000000
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 36
MECHANIZM POWSTAWANIA POLARYZACJI
Anizotropie temperaturowe są rzedu 10-5K polaryzacja rzędu 10-6 czyli poniżej K co przedstawia wyzwanie dla pomiaru
Anizotropie kwadrupolowe ktoacutere powodują powstanie polaryzacji CMB są wynikiem roacuteżnych mechanizmoacutew w roacuteżnych okresach
W okresie z ~1100 (decoupling) gradient prędkości plazmy powoduje powstanie kwqdrupolowych rozkładoacutew ( w układzie środka masy elektronu promieniowanie reliktowe ma rozkład kwadrupolowy proporcjonalny do gradientu prędkości i średniej drogo swobodnej między rozproszeniami)
Dla zgt1100 fotony sprzęgają się silnie z elektronami średnia droga swobodna między rozproszeniami jest mała i więc mała jest polaryzacja
Dla zlt 1100 nie ma swobodnych elektronoacutew i
CMB może się rozpraszać dopiero gdy pojawia się swobodne elektrony tzn gdy światło pierwszego pokolenia gwiazd zacznie jonizować Wszechświat
Ten proces zachodzi dla zltltz = 1100 i może być wydzielony z sygnału rozproszenia na last scattering surface
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 37
Temperature perturbations have 3 geometrically distinct sources
the scalar (compressional) scalar modesrepresent perturbations in the (energy) density of the cosmological
fluid(s) at last scattering and are the only fluctuations which can form structure though gravitational instability
vector (vortical) and
tensor (gravitational wave) perturbations
Formally they form the irreducible basis of the symmetric metric tensor
We shall consider each of these below and show that the scalar vector and tensor quadrupole anisotropy correspond to respectively
This leads to different patterns of polarization for the three sources
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 38
Secondary anisotropies get contributions from the entire line of sight
Sachs-Wolfe effect It is broken into two parts
the effect of the potential at the surface of last scattering which is the ordinary Sachs-Wolfe effect and
the integrated Sachs-Wolfe (ISW) effect which depends on the change of the gravitational potential while photons of the CMB are passing through a potential well This redshifting or blueshifting of a photon as it passes through potential wells is called the Integrated Sachs-Wolfe effect
Thermal Sunyaev-Zeldovich(SZ) effect1048713Scattering of CMB photons off hot electrons1048713Negative for low and positive for high frequencies1048713Point Sources1048713Contaminate the CMB
The thermal Sunyaev-Zeldovich effect arises from the frequency shift when CMB photons are scattered by the hot electrons in the intra-cluster gas
Peculiar velocities of the hot intra-cluster gas lead to a Doppler shift of the scattered photons which is proportional to the product of the radial peculiar velocity and the electron density integrated along the line of sight through the cluster
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 39
Korelacja TE mierzy głębokość obszaru reionizacjiPomiary modoacutew E
Pozwalana precyzyjniejsze wyznaczenie parametroacutew kosmologicznych rejonizacji indeksu spektralnego widma mocy
Mody B z soczewkowatych modoacutew EBadanie wielkoskalowych struktur do z ~1100
Mody B z fal grawitacyjnych niosą informacje o modelach inflacji
In the foreground-corrected maps we detect l(l + 1)C 2 = 0086 plusmn 0029 ( K)2 This is interpreted as the result of rescattering of the CMB by free electrons released during reionization at zr = 109(+27-23) for a model with instantaneous reionization
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 40
Podsumowując WMAP zaobserwował
sygnał polaryzacji pochodzący z dużego obszaru nieba
Zmierzył bullanizotropie temperaturowe (CTT
l TT power spectrum)
bullKorelacje temperatura ndash polaryzacja E ( CTEl TE power
spectrum)bullAnizotropie polaryzacji E (EE power spectrum)
wynik reionizacja przy z = 11 +-3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 41
Wyniki badania CMB (WMAP)
Rozkład roacuteżnic temperatury TTndash wykres wielokrotnie pokazywany tutaj w skali log
Korelacje temperatura ndash polaryzacja E TE
Polaryzacja E
Polaryzacja B i modele
Wyniki WMAP rysunki wzory etc chyba dobre Fig 25 z pliku httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
TT
TE
EE
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 42
The basic observable of the CMB is its intensity as a function of frequency and direction on the sky n Since the CMB spectrum is an extremely good blackbody with a nearly constant temperature across the sky T we generally describe this observable in terms of a temperature fluctuation
If these fluctuations are Gaussian then the multipole moments of the temperature field
(1)
are fully characterized by their power spectrum
(2)
whose values as a function of l are independent in a given realization For this reason predictions and analyses are typically performed in harmonic space On small sections of the sky where its curvature can be neglected the spherical harmonic analysis becomes ordinary Fourier analysis in two dimensions In this limit becomes the Fourier wavenumber Since the angular wavelength large multipole moments corresponds to small angular scales l~102 with representing degree scale separations Likewise since in this limit the variance of the field is the power spectrum is usually displayed as
(3)httpbackgrounduchicagoedu~whuaraanode4htm
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 43
httpwwwphysicsprincetoneducosmologycapmapcalpaperpdf
In a fixed (xy) basis the Stokes parameters are
For purely monochromatic coherent radiation one can show that
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 44
Key words ndashComplementary and Brand newPolarization power spectrum is complementary to the temperature power spectrum -Combined with temperature anisotropy pol helps reconstruction of cosmological model (Ref Prof Holderrsquos talk)Polarization accesses to vector amp tensor perturbations -Measure Stochastic Gravitational wave -Estimate energy scale of Inflation -Test of Inflation -Observe Gravitation Lensing
Thomson cross section depends on polarization and angleScattered radiation polarized parallel to the incident polarizationBut to polarize Thomson scattering is not enoughBipolar anisotropy cancel out polarization Only Quadruple Anisotropy induces linear polarizationThe combination of Thomson Scattering and Quadruple Anisotropy is relevant
We map all the sky with Stokes parameter S=(I Q U V) Total Intensity IQ amp U parameter describe linear polarizationCircular pol gives V=0These are the property of vector on the point (local quantity)Q and U depends on the coordinate selectionSay with 45 deg rotationQU-Q-UQ Coordinate invariant quantity is better
More suitable description is to define globally One example is called E mode and B mode E amp B mode are group of several polarization vectors E is ldquoDivergencerdquo like and B is ldquoCurlrdquo like No coordinate dependence Important for Gravitational Wave detection B mode can be generated from Gravitational Wave etc What characterize E amp B mode quantitatively
There are two directions in a polarization field -The orientation of polarization -The direction in which pol Changes (eg Temps Modulation)Modulation changes pol amplitude sign but not nature (Q remains Q)The hall mark of E mode is both are parallel or perpendicular In B mode not necessarily alignedImportant is relative orientation not absolute orientation (Q or U) What types of sources realize eachpattern
E mode B mode Bardzo dobre wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 45
wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
Quadruple Anisotropy is categorized into 3 perturbationSpherical harmonic Ylm with l=2 m=0 +-1 +-2Scalar Vector and Tensor perturbationsEach perturbation generates characteristic geometries of polarization Their projection determine the pol Pattern The polarization pattern determines whether E amp B mode are generated
Scalar Perturbation Represent perturbation in the temperature fluctuationPhoton from different temperature produce net polarizationProjection of quadruple anisotropy allows polarization pattern
Polarization is maximum at equatorOnly Q parameter is generated
bullVector perturbation The pattern are dominated by U mode
Tensor Perturbation Both Q and U are present nearly equal amount
Scalar Q E mode only
Vector U mainly B mode
Tensor Q amp U both E amp B mode
3 Peculiar pol pattern raise different pol mode (EampB)Scalar mode never generates B mode Vector amp Tensor modes generate B modeUnder inflation paradigm vector modes decay away and scalar and tensor survive (Topological Defect Model) Detection of B mode would suggests possible existence of Gravity Wave Polarization behaves as a field with spin 2Polarization separates property of Perturbation up to spin 2 ( Temps)Thatrsquos why Polarization is BRAND NEW
New frontier in Physics Polarization provides new probe to access scalar vector and tensor mode Especially B mode by tensor perturbation provides clue to Inflation EnergyHowever challenging -Requirement High sensitivity (B mode detection) Further understanding of foreground Improvement of systematicBut exciting Handful future mission (PLANCK etc) Reach testify Inflation theory by CMB (Non Gaussianity etc)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 46
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 47
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 48
KWASARY a CMB
Wyniki z LYkwasaroacutew i CMB są konsystentne
Z badań LY kwasaroacutew bullprzy z~6 IGM jest w 1 neutralne -gt jest to bdquoogonrdquo procesu rejonizacjibullPomiary dla 3 najodleglejszych kwasaroacutew wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6 z niewielką dyspersją dla roacuteżnych linii widzeniabullCMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17 Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji
WnioskibullRejonizacja nie jest przejściem fazowymbullRejonizacja trwała w zakresie 6ltzlt20 (6108 lat)bullPierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 9
EPOKA REIONIZACJI
bullGdy temperatura Wszechświata obniżyła się tak że powstały atomy wodoru rozpoczyna się okres DARK AGES Informacje o początku tego okresu niesie CMB badany np przez WMAP) przed powstaniem pierwszych gwiazd
bullGdy powstaną pierwsze gwiazdy następuje ponowna jonizacja wodoru
bullKiedy to nastąpiło
bullJaki był mechanizm reionizacji
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
Dark Ages Era from 3105 - 109 yr after the Big Bang during which the first stars and galaxies formed
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 10
Otwarte Pytania dotyczące rejonizacji
Kiedy powstały pierwsze galaktyki
Kiedy nastąpiła rejonizacja poacuteźno czy wcześniebullZ~6 poacuteźnobullZ~15 wcześnie
Jakie były jej źroacutedła bullAGNbullInne zjawiska
Jak szybko wodoacuter w IGM (Inter Galactic Medium) zmienił się z neutralnego w zjonizowany
bullPoprzez przejście fazowebullRaz czy dwukrotniebullW sposoacuteb ciągły
Jaki był wpływ rejonizacji na procesy powstawania galaktyk
Opis LOFAR httpwwwlofar-ukorgbdquowhite paper
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 11
wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and_talksd_yonetoku_posterppt
pierwsze gwiazdy powstają z H i He
Czy ich częstość powstawania (Star Formation Rate) jest dostatecznie duża by zjonizować Wszechświat
W jaki sposoacuteb i kiedy powstają ciężkie pierwiastki obecne w IGMIch ilość (metallicity) Z ~10-4 ZO
Z =
bdquoFerdquo z def ma A większe od He
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 12
Pierwsze światło
httpwwwspitzercaltecheduMediareleasesssc2006-22ssc2006-22ashtml
Wydaje się że pierwsze światło zostało zaobserwowane przez Spitzer Space Telescope NASY
Wyemitowane w Ursa Major w długościach fal widzialnych lub ultrafiolecie zostało zaobserwowane przez IRAC w podczerwieni
Do Wyniku prowadzi analiza nie jestem pewna czy akceptowalna przez wszystkich
Infrared Array Camera
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 13
Informacje o rejonizacji pochodzą będą pochodzić z
Obserwacji odległych kwasaroacutew (QSO)
bullNajbardziej zaawansowane jest badanie i zrozumienie widm kwasaroacutew
Obserwacji widm odległych GRB bullWydaje się że ze względu na szereg zalet w poroacutewnaniu z QSO istotne jest badanie GRB
Obserwacji radiowych w obszarach niskich częstości bull np LOFAR ndash LOw FRequency ARray
IPJ jest zaangażowany w prace nad LOFARem
Polaryzacji CMB bullzrozumienie polaryzacji promieniowania CMB jest trudne
Własności atomu wodoru
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 14
Wielki Wybuch t = 0bullTemperatura jest bardzo wysokabullGęstość ogromna
Inflacja t = 10-35 sec T = 1027 K bullGwałtowne rozszerzanie się Wszechświata bullMaleje jego gęstość i temperaturabullNie ma struktur w morzu fotonoacutew istnieją kwarki i leptony
t ~10-6sec T~1012 Kbullz kwarkoacutew powstają protony i neutrony
t~ 3 ndash 4 minuty T= 109 K
bullpowstają jądra He (6 jader He i 94 protonoacutew )
Szukac pod MikePowerpoint bdquoEarly Universerdquo
Dlaczego wodoacuter
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 15
t ~ 300 000 lat T ~3000K bullMateria we Wszechświecie staje się neutralna bullfotony odprzęgają się od materii bullte fotony znane są jako promieniowanie mikrofalowe (CMB) i obserwowane z temperatura 273 K bullpowstają atomy wodoru i He
Niewielkie ilości Li zostały wyprodukowane we wczesnym Wszechświecie Niewielkie ilości He powstają w procesach zachodzących w gwiazdach Pierwiastki cięższe od He powstają w jądrach gwiazdWszechświat ndash materia widzialna - 6 jąder He i 94 protonoacutew
Pod wpływem grawitacji z H i He powstają gwiazdy i galaktyki Cześć H i He pozostaje w materii między gwiezdnej
Wszystkie protony neutrony i elektrony ktoacutere dzisiaj istnieją we Wszechświecie powstały kilka sekund po Wielkim Wybuchu
Teoria Wielkiego Wybuchu wyjaśnia istniejące w przyrodzie ilości pierwiastkoacutew (H He D Li)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 16
Atom Wodoru SERIA LYMANA
Seria Lymana emisja kwantoacutew gama przy przejściu z elektronu z poziomu ngt=2 do poziomu o n=1
Długość fali
gdzie R jest stałą Rydberga
dla tych przejść jest całkowicie w ultrafiolecie
Linia przejscia n=2 n=1 jest to
Lyman = 121 nm
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 17
seria Balmera - bliski QSO
n Balmer (nm)
2 6563
3 4861
4 4341
5 4102
6 3970
Red shift z można wyznaczyć o ile znana jest długość fali emitowanej Tutaj zidentyfikowane linie z serii Balmera wodoru
1+z = (obserwowane) (emitowane)
H(486133 A) przesunięta do 564034 ABardzo bliski QSO z = 0158
httpcasswwwucsdedupublictutorialQuasarshtml
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 18
Pochłanianie światła w neutralnym wodorze
obserwacja emisjaw podczerwieni LY = (LY ) (1+z) w nadfiolecie
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
QSO
GRB
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 19
Obserwacja kwasara GRB pomiar
= neutralny H
z ndash look back time
Rozszerzający się Wszechświat wypełniony neutralnym H byłby nieprzezroczysty dla fotonoacutew w z energia poniżej 102 eV ( 121 nm) Nawet niewielka ilość neutralnego H pochłania fotony
Fotony o wyższej energii jonizują HLy jest wzbudzeniem elektronu ze stanu n=1 do stanu n=2
Obie linie Ly ndash emisji i absorpcji sa bardzo silne
wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
httpwwwphysicstodayorgvol-54iss-10p17html wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
Szukaj amueller talks 1stQSOs
Pierwsza jonizacja
ŹroacutedłoQSO ( Ly a)
GRB
CMB są źroacutedłami światła ktoacutere podświetlają rozszerzającą się przestrzeń między źroacutedłem a obserwatorem
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 20
Kwasary Quasi-stellar radio source quasi stellar object
Większośc quasaroacutew NIE jest źroacutedłem promieniowania radiowego
Najkroacutetsza charakterystyka kwasaroacutew
Bardzo jasne jedne z najjaśniejszych we Wszechświecie i odległe obiekty
Pojedynczy kwasar może być jaśniejszy tysiąc razy od całej galaktyki
Jasność może być zmienna z okresem ~godzin
Energia kwasara pochodzi z objętości ~ objętości naszego Układu Slonecznego
kwasar jest jądrem młodej galaktyki
Wydaje się że energia kwasara pochodzi z gazu zasysanego przez super ciężką czarną dziurę
Taka czarna dziura może mieć M ~109 Mo
O QSO httpwwwastruaedukeelagnquasar40html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 21
wwwcfaustceducnotherssummerschoolDocE6A88AE69993E8BE89E6A88AE69993E8BE893ppt [PPT] widefieldlblgovtalks2004fan_snap2ppt
Rekordzista 2007
z = 643
t = 870 106 ABB
kwasary we Wszechświecie
Gęstość kwasaroacutew szybko maleje ze wzrostem z (z=25) (z=6) =40Znane liczby QSO zgt4 ponad 1000
zgt6 około 15
Canada-France-Hawaii Telescope CFHQS J2329-0301
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 22
httpe-collectionethbibethzchecol-poolinkonfinkonf_185pdf
Widma kwasaroacutew w ich układzie nie wydają się zależeć od z
małe z
z ~ 6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 23
Las Ly (linie absorpcyjne) powstaje gdy ultrafiolet odległego źroacutedła jest absorbowany przez randomnie rozłożone kieszenie neutralnego wodoru Przestrzeń jednorodnie wypełniona neutralnym H powoduje całkowitą absorpcję - bdquorynnęrdquo Jest to efekt (przewidziany przez) Gunn-Petersona
httpwwwphysicstodayorgvol-54iss-10p17html
wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
Obserwowana Długość fali - z ndash look back time
Przechodzący strumień
Rynna ndash pełna absorpcja
Obserwowane Widmo kwasarain
ten
syw
no
ść
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 24
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
Obserwowane widmo
1 kwasar
2 Linia obserwacji
3 zjonizowane bąble gazu na linii obserwacji quasara
4 Pojedyncze zjonizowane bąble
5 Nieprzezroczysty obojętny gaz we wczesnym Wszechświecie
6 Obszar silnego pochłaniania przez obojętny gaz
7 Pojedyncze obszary transmisji przez już zjonizowany gaz
3 54
2 1
7 6
Długość fali ndash red shift
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 25
httpe-collectionethbibethzchecol-poolinkonfinkonf_185pdf
= 700nm 800nm 900nmWidma kwasaroacutew z dużymi z
Emitowana to 121 nm (Ly)
Podobieństwo kształtu widm dla roacuteznych z
Dla maksymalnych znanych z widoczne całkowite pochłoniecie strumienia
Obserwacja bdquorynny Gunn-Petersona spowodowanej obecnościa neutralnego wodoru w gazie międzygwiezdnym
dane SDSS ndash Sloan Digital Sky Survey ndash dedykowany 25m teleskop na Apache Point NM
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 26
Spectra of the 11 quasars from 574 to 642
Note the two prominent spectral features the presence of strong emission lines not only ly a
but also strong metal lines from N C Si etc indicating high metallicity in the quasar environement
and the strong evolution and complete absorption of ly a forest where the complete or almost complete g-p troughs appear at zgt6
PPT] wwwmporzioastroit~fioreVATFanppt
wavelength4000 A 9000 A
reds
hift
46420 Quasars from the SDSS Data Release Three
MgII
Ly
5
2
1
CIII
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 27
1 Do z~57 Lyα absorpcja zachowuje się zgodnie z
oczekiwaniami z mniejszych red shiftoacutew
Widma Lyα kwasaroacutew odkrytych przez SDSS
Dane z 10-m Keck II teleskopu Mauna Kea na Hawajach
2 W widmie dla z = 582 i 599 las Ly- pojawia się zaraz koło maksimum Ly- QSO po stronie kroacutetszych długości fal
3 Dla z=628 średni transmitowany strumień w zakresie 845 nm lt lt871nm jest zgodny z 0
4 Jest to przekonywująca obserwacja rynny Gunn-Petersona spowodowanej przez neutralny wodoacuter w IGM
5 Nawet niewielka ilość neutralnego wodoru w IGM powoduje absorpcję strumienia w obszarze lasu Lyα
6 Istnienie rynny G-P jako takiej nie pokazuje jeszcze ze QSO jest obserwowany przed epoką rejonizacji
7 Średnia zmiana absorpcji dla QSO z dużymi z sugeruje że średnia jonizacja wzdłuż linii obserwacji zmalała znacząco od z ~5 do z~6 i że Wszechświat zbliża się do epoki jonizacji przy z ~6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 28
CFHQS J1509-1749 at z=612
Effective optical depth from the spectrum of CFHQS J1509-1749 (Lyman alpha red symbols Lyman beta blue symbol)
The small black symbols show data from SDSS quasars (Fan et al 2006)
The solid line is the extrapolation of optical depth evolution at lower redshift
For J1509-1749 and the SDSS quasars there is a more rapid evolution at z gt 54 than indicated in this extrapolation
The dotted and dot-dashed lines are the effective optical depth evolution for two theoretical models
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 29
Red squares show the Ly transmission and the blue square is the Ly transmission in bins of width z = 015 Small circles show the Lytransmission from the sample of 19 SDSS quasars (Fan et al 2006b) The solid line is the fit to the Lytransmission of z lt 55 quasars (Fan et al 2006b) The dashed line was obtained by (Becker et al 2007) by fitting flux PDFs of z lt 54 quasars with a lognormal optical depth distributionAt z gt 57 our data (and most of those in the SDSS) fall below the extrapolation of the Fan et al curve
CFHQS J1509-1749 at z=612
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
Lyman transmission in the spectrum of CFHQS J1509-1749
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 30
Obserwacja rynny Gunn Petersona dla fal kroacutetszych od Ly i Ly
Silna i trudna do symulacji linia emisyjna Ly
Silny efekt sąsiedztwa wpływający na jonizacje IMG
To są minusy QSO
QSO obserwowane przez SDSS zgt58
Ale jest jeszcze informacja z CMB GRB oraz linii 21 cmhellip
Rejonizacja obserwowana w widmie kwasaroacutew
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 31
Rosette Nebulahttpastrosun2astrocornelleduacademicscoursesastro201stromgren_spherehtm
Region of ionized hydrogen (HII T~10 000K) surrounding a hot young O-B star The hydrogen is ionized by the ultraviolet photons being emitted by the hot star Stromgrem spheres are also called HII regions
Stromgren sphere
przykład
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 32
Informacje z anisotropii CMB
Wczesny Wszechświat Primary anisotropies niosą informację o roacuteżnych charakterystykach Wszechświata w okresie gdy fotony CMB rozproszyły się po raz ostatni (last scattering) gdy Wszechświat stał się neutralny (z ~ 1100)
bull fluktuacje temperatury bullFluktuacje gęstości i prędkości plazmy
Zrozumienie primary anisotropies jest niezbędne dla użycia wynikoacutew badania CMB do testoacutew modeli kosmologicznych
Powstawanie wielkich struktur Secondary anisotropies - powstają w wyniku oddziaływań CMB fotonoacutew z materią na drodze do obserwatora
bullefekty grawitacyjne (Gravitational lensing non-static gravitational potential wells) bullefekty scatteringu (Sunyaev-Zeldovich (SZ) thermal effect Doppler effects)
Secondary anisotropies pomagają w zrozumieniu powstawania i rozwoju struktur
httpwwwiasu-psudfrwebsitemodulescontent_micindexphpid=35
Dyskusja skal katowych w httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 33
Komentarz Problem polaryzacji jest trudny
Polega na rozdzieleniu wkładu od tego
bullco zdarzyło się na powierzchni ostatniego rozproszenia
bullco zdarzyło się na drodze CMB do obserwatora
Takie rozdzielenie pozwala na wyciąganie wnioskoacutew dot
bull kosmologii (primary anisotropies) oraz
bull obecności zjonizowanego wodoru i oddziaływań grawitacyjnych na drodze do obserwatora (Secondary anisotropies)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 34
visibleHP MM
pe
of90
He
fotony CMB
Fotony CMB oddziaływają
grawitacyjne (efekt integrated Sachs-Wolfe) Z elektronami w klustrach galaktyk efekt Sunyaeva-Zeldovicha
bullthermal - Inverse Compton scattering) bullDoppler shift Kinematic Sunyaev-Zeldovich Effect
wwwphysicssceduneutrinoworkshopSZ_Effectppt
Hot plasmas
33
8
cm10densitynumber
K1010keVetemperatur-
e
e
N
T )(
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 35
Anizotropia temperatury w CMB jest dobrze znana
Polaryzacja (mierzona przez WMAP) jest wynikiem stosunkowo nowym
Polaryzacja daje informacje zaroacutewno o Wszechświecie w czasie t~10-35 sec jak i historii jonizacji Stopień polaryzacji zależy bezpośrednio od kwadrupolowych fluktuacji gęstości rozpraszanych fotonoacutewPatern polaryzacji jest odbiciem lokalnej anizotropii na powierzchni last scattering Fluktuacje temperatury mogą mieć 3 źroacutedła fluktuacje skalarne wektorowe i tensorowe
httpastroberkeleyedu~mwhitepolarnode1htmlSECTION00010000000000000000
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 36
MECHANIZM POWSTAWANIA POLARYZACJI
Anizotropie temperaturowe są rzedu 10-5K polaryzacja rzędu 10-6 czyli poniżej K co przedstawia wyzwanie dla pomiaru
Anizotropie kwadrupolowe ktoacutere powodują powstanie polaryzacji CMB są wynikiem roacuteżnych mechanizmoacutew w roacuteżnych okresach
W okresie z ~1100 (decoupling) gradient prędkości plazmy powoduje powstanie kwqdrupolowych rozkładoacutew ( w układzie środka masy elektronu promieniowanie reliktowe ma rozkład kwadrupolowy proporcjonalny do gradientu prędkości i średniej drogo swobodnej między rozproszeniami)
Dla zgt1100 fotony sprzęgają się silnie z elektronami średnia droga swobodna między rozproszeniami jest mała i więc mała jest polaryzacja
Dla zlt 1100 nie ma swobodnych elektronoacutew i
CMB może się rozpraszać dopiero gdy pojawia się swobodne elektrony tzn gdy światło pierwszego pokolenia gwiazd zacznie jonizować Wszechświat
Ten proces zachodzi dla zltltz = 1100 i może być wydzielony z sygnału rozproszenia na last scattering surface
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 37
Temperature perturbations have 3 geometrically distinct sources
the scalar (compressional) scalar modesrepresent perturbations in the (energy) density of the cosmological
fluid(s) at last scattering and are the only fluctuations which can form structure though gravitational instability
vector (vortical) and
tensor (gravitational wave) perturbations
Formally they form the irreducible basis of the symmetric metric tensor
We shall consider each of these below and show that the scalar vector and tensor quadrupole anisotropy correspond to respectively
This leads to different patterns of polarization for the three sources
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 38
Secondary anisotropies get contributions from the entire line of sight
Sachs-Wolfe effect It is broken into two parts
the effect of the potential at the surface of last scattering which is the ordinary Sachs-Wolfe effect and
the integrated Sachs-Wolfe (ISW) effect which depends on the change of the gravitational potential while photons of the CMB are passing through a potential well This redshifting or blueshifting of a photon as it passes through potential wells is called the Integrated Sachs-Wolfe effect
Thermal Sunyaev-Zeldovich(SZ) effect1048713Scattering of CMB photons off hot electrons1048713Negative for low and positive for high frequencies1048713Point Sources1048713Contaminate the CMB
The thermal Sunyaev-Zeldovich effect arises from the frequency shift when CMB photons are scattered by the hot electrons in the intra-cluster gas
Peculiar velocities of the hot intra-cluster gas lead to a Doppler shift of the scattered photons which is proportional to the product of the radial peculiar velocity and the electron density integrated along the line of sight through the cluster
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 39
Korelacja TE mierzy głębokość obszaru reionizacjiPomiary modoacutew E
Pozwalana precyzyjniejsze wyznaczenie parametroacutew kosmologicznych rejonizacji indeksu spektralnego widma mocy
Mody B z soczewkowatych modoacutew EBadanie wielkoskalowych struktur do z ~1100
Mody B z fal grawitacyjnych niosą informacje o modelach inflacji
In the foreground-corrected maps we detect l(l + 1)C 2 = 0086 plusmn 0029 ( K)2 This is interpreted as the result of rescattering of the CMB by free electrons released during reionization at zr = 109(+27-23) for a model with instantaneous reionization
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 40
Podsumowując WMAP zaobserwował
sygnał polaryzacji pochodzący z dużego obszaru nieba
Zmierzył bullanizotropie temperaturowe (CTT
l TT power spectrum)
bullKorelacje temperatura ndash polaryzacja E ( CTEl TE power
spectrum)bullAnizotropie polaryzacji E (EE power spectrum)
wynik reionizacja przy z = 11 +-3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 41
Wyniki badania CMB (WMAP)
Rozkład roacuteżnic temperatury TTndash wykres wielokrotnie pokazywany tutaj w skali log
Korelacje temperatura ndash polaryzacja E TE
Polaryzacja E
Polaryzacja B i modele
Wyniki WMAP rysunki wzory etc chyba dobre Fig 25 z pliku httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
TT
TE
EE
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 42
The basic observable of the CMB is its intensity as a function of frequency and direction on the sky n Since the CMB spectrum is an extremely good blackbody with a nearly constant temperature across the sky T we generally describe this observable in terms of a temperature fluctuation
If these fluctuations are Gaussian then the multipole moments of the temperature field
(1)
are fully characterized by their power spectrum
(2)
whose values as a function of l are independent in a given realization For this reason predictions and analyses are typically performed in harmonic space On small sections of the sky where its curvature can be neglected the spherical harmonic analysis becomes ordinary Fourier analysis in two dimensions In this limit becomes the Fourier wavenumber Since the angular wavelength large multipole moments corresponds to small angular scales l~102 with representing degree scale separations Likewise since in this limit the variance of the field is the power spectrum is usually displayed as
(3)httpbackgrounduchicagoedu~whuaraanode4htm
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 43
httpwwwphysicsprincetoneducosmologycapmapcalpaperpdf
In a fixed (xy) basis the Stokes parameters are
For purely monochromatic coherent radiation one can show that
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 44
Key words ndashComplementary and Brand newPolarization power spectrum is complementary to the temperature power spectrum -Combined with temperature anisotropy pol helps reconstruction of cosmological model (Ref Prof Holderrsquos talk)Polarization accesses to vector amp tensor perturbations -Measure Stochastic Gravitational wave -Estimate energy scale of Inflation -Test of Inflation -Observe Gravitation Lensing
Thomson cross section depends on polarization and angleScattered radiation polarized parallel to the incident polarizationBut to polarize Thomson scattering is not enoughBipolar anisotropy cancel out polarization Only Quadruple Anisotropy induces linear polarizationThe combination of Thomson Scattering and Quadruple Anisotropy is relevant
We map all the sky with Stokes parameter S=(I Q U V) Total Intensity IQ amp U parameter describe linear polarizationCircular pol gives V=0These are the property of vector on the point (local quantity)Q and U depends on the coordinate selectionSay with 45 deg rotationQU-Q-UQ Coordinate invariant quantity is better
More suitable description is to define globally One example is called E mode and B mode E amp B mode are group of several polarization vectors E is ldquoDivergencerdquo like and B is ldquoCurlrdquo like No coordinate dependence Important for Gravitational Wave detection B mode can be generated from Gravitational Wave etc What characterize E amp B mode quantitatively
There are two directions in a polarization field -The orientation of polarization -The direction in which pol Changes (eg Temps Modulation)Modulation changes pol amplitude sign but not nature (Q remains Q)The hall mark of E mode is both are parallel or perpendicular In B mode not necessarily alignedImportant is relative orientation not absolute orientation (Q or U) What types of sources realize eachpattern
E mode B mode Bardzo dobre wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 45
wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
Quadruple Anisotropy is categorized into 3 perturbationSpherical harmonic Ylm with l=2 m=0 +-1 +-2Scalar Vector and Tensor perturbationsEach perturbation generates characteristic geometries of polarization Their projection determine the pol Pattern The polarization pattern determines whether E amp B mode are generated
Scalar Perturbation Represent perturbation in the temperature fluctuationPhoton from different temperature produce net polarizationProjection of quadruple anisotropy allows polarization pattern
Polarization is maximum at equatorOnly Q parameter is generated
bullVector perturbation The pattern are dominated by U mode
Tensor Perturbation Both Q and U are present nearly equal amount
Scalar Q E mode only
Vector U mainly B mode
Tensor Q amp U both E amp B mode
3 Peculiar pol pattern raise different pol mode (EampB)Scalar mode never generates B mode Vector amp Tensor modes generate B modeUnder inflation paradigm vector modes decay away and scalar and tensor survive (Topological Defect Model) Detection of B mode would suggests possible existence of Gravity Wave Polarization behaves as a field with spin 2Polarization separates property of Perturbation up to spin 2 ( Temps)Thatrsquos why Polarization is BRAND NEW
New frontier in Physics Polarization provides new probe to access scalar vector and tensor mode Especially B mode by tensor perturbation provides clue to Inflation EnergyHowever challenging -Requirement High sensitivity (B mode detection) Further understanding of foreground Improvement of systematicBut exciting Handful future mission (PLANCK etc) Reach testify Inflation theory by CMB (Non Gaussianity etc)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 46
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 47
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 48
KWASARY a CMB
Wyniki z LYkwasaroacutew i CMB są konsystentne
Z badań LY kwasaroacutew bullprzy z~6 IGM jest w 1 neutralne -gt jest to bdquoogonrdquo procesu rejonizacjibullPomiary dla 3 najodleglejszych kwasaroacutew wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6 z niewielką dyspersją dla roacuteżnych linii widzeniabullCMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17 Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji
WnioskibullRejonizacja nie jest przejściem fazowymbullRejonizacja trwała w zakresie 6ltzlt20 (6108 lat)bullPierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 10
Otwarte Pytania dotyczące rejonizacji
Kiedy powstały pierwsze galaktyki
Kiedy nastąpiła rejonizacja poacuteźno czy wcześniebullZ~6 poacuteźnobullZ~15 wcześnie
Jakie były jej źroacutedła bullAGNbullInne zjawiska
Jak szybko wodoacuter w IGM (Inter Galactic Medium) zmienił się z neutralnego w zjonizowany
bullPoprzez przejście fazowebullRaz czy dwukrotniebullW sposoacuteb ciągły
Jaki był wpływ rejonizacji na procesy powstawania galaktyk
Opis LOFAR httpwwwlofar-ukorgbdquowhite paper
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 11
wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and_talksd_yonetoku_posterppt
pierwsze gwiazdy powstają z H i He
Czy ich częstość powstawania (Star Formation Rate) jest dostatecznie duża by zjonizować Wszechświat
W jaki sposoacuteb i kiedy powstają ciężkie pierwiastki obecne w IGMIch ilość (metallicity) Z ~10-4 ZO
Z =
bdquoFerdquo z def ma A większe od He
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 12
Pierwsze światło
httpwwwspitzercaltecheduMediareleasesssc2006-22ssc2006-22ashtml
Wydaje się że pierwsze światło zostało zaobserwowane przez Spitzer Space Telescope NASY
Wyemitowane w Ursa Major w długościach fal widzialnych lub ultrafiolecie zostało zaobserwowane przez IRAC w podczerwieni
Do Wyniku prowadzi analiza nie jestem pewna czy akceptowalna przez wszystkich
Infrared Array Camera
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 13
Informacje o rejonizacji pochodzą będą pochodzić z
Obserwacji odległych kwasaroacutew (QSO)
bullNajbardziej zaawansowane jest badanie i zrozumienie widm kwasaroacutew
Obserwacji widm odległych GRB bullWydaje się że ze względu na szereg zalet w poroacutewnaniu z QSO istotne jest badanie GRB
Obserwacji radiowych w obszarach niskich częstości bull np LOFAR ndash LOw FRequency ARray
IPJ jest zaangażowany w prace nad LOFARem
Polaryzacji CMB bullzrozumienie polaryzacji promieniowania CMB jest trudne
Własności atomu wodoru
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 14
Wielki Wybuch t = 0bullTemperatura jest bardzo wysokabullGęstość ogromna
Inflacja t = 10-35 sec T = 1027 K bullGwałtowne rozszerzanie się Wszechświata bullMaleje jego gęstość i temperaturabullNie ma struktur w morzu fotonoacutew istnieją kwarki i leptony
t ~10-6sec T~1012 Kbullz kwarkoacutew powstają protony i neutrony
t~ 3 ndash 4 minuty T= 109 K
bullpowstają jądra He (6 jader He i 94 protonoacutew )
Szukac pod MikePowerpoint bdquoEarly Universerdquo
Dlaczego wodoacuter
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 15
t ~ 300 000 lat T ~3000K bullMateria we Wszechświecie staje się neutralna bullfotony odprzęgają się od materii bullte fotony znane są jako promieniowanie mikrofalowe (CMB) i obserwowane z temperatura 273 K bullpowstają atomy wodoru i He
Niewielkie ilości Li zostały wyprodukowane we wczesnym Wszechświecie Niewielkie ilości He powstają w procesach zachodzących w gwiazdach Pierwiastki cięższe od He powstają w jądrach gwiazdWszechświat ndash materia widzialna - 6 jąder He i 94 protonoacutew
Pod wpływem grawitacji z H i He powstają gwiazdy i galaktyki Cześć H i He pozostaje w materii między gwiezdnej
Wszystkie protony neutrony i elektrony ktoacutere dzisiaj istnieją we Wszechświecie powstały kilka sekund po Wielkim Wybuchu
Teoria Wielkiego Wybuchu wyjaśnia istniejące w przyrodzie ilości pierwiastkoacutew (H He D Li)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 16
Atom Wodoru SERIA LYMANA
Seria Lymana emisja kwantoacutew gama przy przejściu z elektronu z poziomu ngt=2 do poziomu o n=1
Długość fali
gdzie R jest stałą Rydberga
dla tych przejść jest całkowicie w ultrafiolecie
Linia przejscia n=2 n=1 jest to
Lyman = 121 nm
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 17
seria Balmera - bliski QSO
n Balmer (nm)
2 6563
3 4861
4 4341
5 4102
6 3970
Red shift z można wyznaczyć o ile znana jest długość fali emitowanej Tutaj zidentyfikowane linie z serii Balmera wodoru
1+z = (obserwowane) (emitowane)
H(486133 A) przesunięta do 564034 ABardzo bliski QSO z = 0158
httpcasswwwucsdedupublictutorialQuasarshtml
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 18
Pochłanianie światła w neutralnym wodorze
obserwacja emisjaw podczerwieni LY = (LY ) (1+z) w nadfiolecie
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
QSO
GRB
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 19
Obserwacja kwasara GRB pomiar
= neutralny H
z ndash look back time
Rozszerzający się Wszechświat wypełniony neutralnym H byłby nieprzezroczysty dla fotonoacutew w z energia poniżej 102 eV ( 121 nm) Nawet niewielka ilość neutralnego H pochłania fotony
Fotony o wyższej energii jonizują HLy jest wzbudzeniem elektronu ze stanu n=1 do stanu n=2
Obie linie Ly ndash emisji i absorpcji sa bardzo silne
wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
httpwwwphysicstodayorgvol-54iss-10p17html wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
Szukaj amueller talks 1stQSOs
Pierwsza jonizacja
ŹroacutedłoQSO ( Ly a)
GRB
CMB są źroacutedłami światła ktoacutere podświetlają rozszerzającą się przestrzeń między źroacutedłem a obserwatorem
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 20
Kwasary Quasi-stellar radio source quasi stellar object
Większośc quasaroacutew NIE jest źroacutedłem promieniowania radiowego
Najkroacutetsza charakterystyka kwasaroacutew
Bardzo jasne jedne z najjaśniejszych we Wszechświecie i odległe obiekty
Pojedynczy kwasar może być jaśniejszy tysiąc razy od całej galaktyki
Jasność może być zmienna z okresem ~godzin
Energia kwasara pochodzi z objętości ~ objętości naszego Układu Slonecznego
kwasar jest jądrem młodej galaktyki
Wydaje się że energia kwasara pochodzi z gazu zasysanego przez super ciężką czarną dziurę
Taka czarna dziura może mieć M ~109 Mo
O QSO httpwwwastruaedukeelagnquasar40html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 21
wwwcfaustceducnotherssummerschoolDocE6A88AE69993E8BE89E6A88AE69993E8BE893ppt [PPT] widefieldlblgovtalks2004fan_snap2ppt
Rekordzista 2007
z = 643
t = 870 106 ABB
kwasary we Wszechświecie
Gęstość kwasaroacutew szybko maleje ze wzrostem z (z=25) (z=6) =40Znane liczby QSO zgt4 ponad 1000
zgt6 około 15
Canada-France-Hawaii Telescope CFHQS J2329-0301
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 22
httpe-collectionethbibethzchecol-poolinkonfinkonf_185pdf
Widma kwasaroacutew w ich układzie nie wydają się zależeć od z
małe z
z ~ 6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 23
Las Ly (linie absorpcyjne) powstaje gdy ultrafiolet odległego źroacutedła jest absorbowany przez randomnie rozłożone kieszenie neutralnego wodoru Przestrzeń jednorodnie wypełniona neutralnym H powoduje całkowitą absorpcję - bdquorynnęrdquo Jest to efekt (przewidziany przez) Gunn-Petersona
httpwwwphysicstodayorgvol-54iss-10p17html
wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
Obserwowana Długość fali - z ndash look back time
Przechodzący strumień
Rynna ndash pełna absorpcja
Obserwowane Widmo kwasarain
ten
syw
no
ść
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 24
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
Obserwowane widmo
1 kwasar
2 Linia obserwacji
3 zjonizowane bąble gazu na linii obserwacji quasara
4 Pojedyncze zjonizowane bąble
5 Nieprzezroczysty obojętny gaz we wczesnym Wszechświecie
6 Obszar silnego pochłaniania przez obojętny gaz
7 Pojedyncze obszary transmisji przez już zjonizowany gaz
3 54
2 1
7 6
Długość fali ndash red shift
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 25
httpe-collectionethbibethzchecol-poolinkonfinkonf_185pdf
= 700nm 800nm 900nmWidma kwasaroacutew z dużymi z
Emitowana to 121 nm (Ly)
Podobieństwo kształtu widm dla roacuteznych z
Dla maksymalnych znanych z widoczne całkowite pochłoniecie strumienia
Obserwacja bdquorynny Gunn-Petersona spowodowanej obecnościa neutralnego wodoru w gazie międzygwiezdnym
dane SDSS ndash Sloan Digital Sky Survey ndash dedykowany 25m teleskop na Apache Point NM
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 26
Spectra of the 11 quasars from 574 to 642
Note the two prominent spectral features the presence of strong emission lines not only ly a
but also strong metal lines from N C Si etc indicating high metallicity in the quasar environement
and the strong evolution and complete absorption of ly a forest where the complete or almost complete g-p troughs appear at zgt6
PPT] wwwmporzioastroit~fioreVATFanppt
wavelength4000 A 9000 A
reds
hift
46420 Quasars from the SDSS Data Release Three
MgII
Ly
5
2
1
CIII
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 27
1 Do z~57 Lyα absorpcja zachowuje się zgodnie z
oczekiwaniami z mniejszych red shiftoacutew
Widma Lyα kwasaroacutew odkrytych przez SDSS
Dane z 10-m Keck II teleskopu Mauna Kea na Hawajach
2 W widmie dla z = 582 i 599 las Ly- pojawia się zaraz koło maksimum Ly- QSO po stronie kroacutetszych długości fal
3 Dla z=628 średni transmitowany strumień w zakresie 845 nm lt lt871nm jest zgodny z 0
4 Jest to przekonywująca obserwacja rynny Gunn-Petersona spowodowanej przez neutralny wodoacuter w IGM
5 Nawet niewielka ilość neutralnego wodoru w IGM powoduje absorpcję strumienia w obszarze lasu Lyα
6 Istnienie rynny G-P jako takiej nie pokazuje jeszcze ze QSO jest obserwowany przed epoką rejonizacji
7 Średnia zmiana absorpcji dla QSO z dużymi z sugeruje że średnia jonizacja wzdłuż linii obserwacji zmalała znacząco od z ~5 do z~6 i że Wszechświat zbliża się do epoki jonizacji przy z ~6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 28
CFHQS J1509-1749 at z=612
Effective optical depth from the spectrum of CFHQS J1509-1749 (Lyman alpha red symbols Lyman beta blue symbol)
The small black symbols show data from SDSS quasars (Fan et al 2006)
The solid line is the extrapolation of optical depth evolution at lower redshift
For J1509-1749 and the SDSS quasars there is a more rapid evolution at z gt 54 than indicated in this extrapolation
The dotted and dot-dashed lines are the effective optical depth evolution for two theoretical models
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 29
Red squares show the Ly transmission and the blue square is the Ly transmission in bins of width z = 015 Small circles show the Lytransmission from the sample of 19 SDSS quasars (Fan et al 2006b) The solid line is the fit to the Lytransmission of z lt 55 quasars (Fan et al 2006b) The dashed line was obtained by (Becker et al 2007) by fitting flux PDFs of z lt 54 quasars with a lognormal optical depth distributionAt z gt 57 our data (and most of those in the SDSS) fall below the extrapolation of the Fan et al curve
CFHQS J1509-1749 at z=612
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
Lyman transmission in the spectrum of CFHQS J1509-1749
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 30
Obserwacja rynny Gunn Petersona dla fal kroacutetszych od Ly i Ly
Silna i trudna do symulacji linia emisyjna Ly
Silny efekt sąsiedztwa wpływający na jonizacje IMG
To są minusy QSO
QSO obserwowane przez SDSS zgt58
Ale jest jeszcze informacja z CMB GRB oraz linii 21 cmhellip
Rejonizacja obserwowana w widmie kwasaroacutew
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 31
Rosette Nebulahttpastrosun2astrocornelleduacademicscoursesastro201stromgren_spherehtm
Region of ionized hydrogen (HII T~10 000K) surrounding a hot young O-B star The hydrogen is ionized by the ultraviolet photons being emitted by the hot star Stromgrem spheres are also called HII regions
Stromgren sphere
przykład
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 32
Informacje z anisotropii CMB
Wczesny Wszechświat Primary anisotropies niosą informację o roacuteżnych charakterystykach Wszechświata w okresie gdy fotony CMB rozproszyły się po raz ostatni (last scattering) gdy Wszechświat stał się neutralny (z ~ 1100)
bull fluktuacje temperatury bullFluktuacje gęstości i prędkości plazmy
Zrozumienie primary anisotropies jest niezbędne dla użycia wynikoacutew badania CMB do testoacutew modeli kosmologicznych
Powstawanie wielkich struktur Secondary anisotropies - powstają w wyniku oddziaływań CMB fotonoacutew z materią na drodze do obserwatora
bullefekty grawitacyjne (Gravitational lensing non-static gravitational potential wells) bullefekty scatteringu (Sunyaev-Zeldovich (SZ) thermal effect Doppler effects)
Secondary anisotropies pomagają w zrozumieniu powstawania i rozwoju struktur
httpwwwiasu-psudfrwebsitemodulescontent_micindexphpid=35
Dyskusja skal katowych w httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 33
Komentarz Problem polaryzacji jest trudny
Polega na rozdzieleniu wkładu od tego
bullco zdarzyło się na powierzchni ostatniego rozproszenia
bullco zdarzyło się na drodze CMB do obserwatora
Takie rozdzielenie pozwala na wyciąganie wnioskoacutew dot
bull kosmologii (primary anisotropies) oraz
bull obecności zjonizowanego wodoru i oddziaływań grawitacyjnych na drodze do obserwatora (Secondary anisotropies)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 34
visibleHP MM
pe
of90
He
fotony CMB
Fotony CMB oddziaływają
grawitacyjne (efekt integrated Sachs-Wolfe) Z elektronami w klustrach galaktyk efekt Sunyaeva-Zeldovicha
bullthermal - Inverse Compton scattering) bullDoppler shift Kinematic Sunyaev-Zeldovich Effect
wwwphysicssceduneutrinoworkshopSZ_Effectppt
Hot plasmas
33
8
cm10densitynumber
K1010keVetemperatur-
e
e
N
T )(
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 35
Anizotropia temperatury w CMB jest dobrze znana
Polaryzacja (mierzona przez WMAP) jest wynikiem stosunkowo nowym
Polaryzacja daje informacje zaroacutewno o Wszechświecie w czasie t~10-35 sec jak i historii jonizacji Stopień polaryzacji zależy bezpośrednio od kwadrupolowych fluktuacji gęstości rozpraszanych fotonoacutewPatern polaryzacji jest odbiciem lokalnej anizotropii na powierzchni last scattering Fluktuacje temperatury mogą mieć 3 źroacutedła fluktuacje skalarne wektorowe i tensorowe
httpastroberkeleyedu~mwhitepolarnode1htmlSECTION00010000000000000000
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 36
MECHANIZM POWSTAWANIA POLARYZACJI
Anizotropie temperaturowe są rzedu 10-5K polaryzacja rzędu 10-6 czyli poniżej K co przedstawia wyzwanie dla pomiaru
Anizotropie kwadrupolowe ktoacutere powodują powstanie polaryzacji CMB są wynikiem roacuteżnych mechanizmoacutew w roacuteżnych okresach
W okresie z ~1100 (decoupling) gradient prędkości plazmy powoduje powstanie kwqdrupolowych rozkładoacutew ( w układzie środka masy elektronu promieniowanie reliktowe ma rozkład kwadrupolowy proporcjonalny do gradientu prędkości i średniej drogo swobodnej między rozproszeniami)
Dla zgt1100 fotony sprzęgają się silnie z elektronami średnia droga swobodna między rozproszeniami jest mała i więc mała jest polaryzacja
Dla zlt 1100 nie ma swobodnych elektronoacutew i
CMB może się rozpraszać dopiero gdy pojawia się swobodne elektrony tzn gdy światło pierwszego pokolenia gwiazd zacznie jonizować Wszechświat
Ten proces zachodzi dla zltltz = 1100 i może być wydzielony z sygnału rozproszenia na last scattering surface
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 37
Temperature perturbations have 3 geometrically distinct sources
the scalar (compressional) scalar modesrepresent perturbations in the (energy) density of the cosmological
fluid(s) at last scattering and are the only fluctuations which can form structure though gravitational instability
vector (vortical) and
tensor (gravitational wave) perturbations
Formally they form the irreducible basis of the symmetric metric tensor
We shall consider each of these below and show that the scalar vector and tensor quadrupole anisotropy correspond to respectively
This leads to different patterns of polarization for the three sources
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 38
Secondary anisotropies get contributions from the entire line of sight
Sachs-Wolfe effect It is broken into two parts
the effect of the potential at the surface of last scattering which is the ordinary Sachs-Wolfe effect and
the integrated Sachs-Wolfe (ISW) effect which depends on the change of the gravitational potential while photons of the CMB are passing through a potential well This redshifting or blueshifting of a photon as it passes through potential wells is called the Integrated Sachs-Wolfe effect
Thermal Sunyaev-Zeldovich(SZ) effect1048713Scattering of CMB photons off hot electrons1048713Negative for low and positive for high frequencies1048713Point Sources1048713Contaminate the CMB
The thermal Sunyaev-Zeldovich effect arises from the frequency shift when CMB photons are scattered by the hot electrons in the intra-cluster gas
Peculiar velocities of the hot intra-cluster gas lead to a Doppler shift of the scattered photons which is proportional to the product of the radial peculiar velocity and the electron density integrated along the line of sight through the cluster
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 39
Korelacja TE mierzy głębokość obszaru reionizacjiPomiary modoacutew E
Pozwalana precyzyjniejsze wyznaczenie parametroacutew kosmologicznych rejonizacji indeksu spektralnego widma mocy
Mody B z soczewkowatych modoacutew EBadanie wielkoskalowych struktur do z ~1100
Mody B z fal grawitacyjnych niosą informacje o modelach inflacji
In the foreground-corrected maps we detect l(l + 1)C 2 = 0086 plusmn 0029 ( K)2 This is interpreted as the result of rescattering of the CMB by free electrons released during reionization at zr = 109(+27-23) for a model with instantaneous reionization
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 40
Podsumowując WMAP zaobserwował
sygnał polaryzacji pochodzący z dużego obszaru nieba
Zmierzył bullanizotropie temperaturowe (CTT
l TT power spectrum)
bullKorelacje temperatura ndash polaryzacja E ( CTEl TE power
spectrum)bullAnizotropie polaryzacji E (EE power spectrum)
wynik reionizacja przy z = 11 +-3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 41
Wyniki badania CMB (WMAP)
Rozkład roacuteżnic temperatury TTndash wykres wielokrotnie pokazywany tutaj w skali log
Korelacje temperatura ndash polaryzacja E TE
Polaryzacja E
Polaryzacja B i modele
Wyniki WMAP rysunki wzory etc chyba dobre Fig 25 z pliku httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
TT
TE
EE
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 42
The basic observable of the CMB is its intensity as a function of frequency and direction on the sky n Since the CMB spectrum is an extremely good blackbody with a nearly constant temperature across the sky T we generally describe this observable in terms of a temperature fluctuation
If these fluctuations are Gaussian then the multipole moments of the temperature field
(1)
are fully characterized by their power spectrum
(2)
whose values as a function of l are independent in a given realization For this reason predictions and analyses are typically performed in harmonic space On small sections of the sky where its curvature can be neglected the spherical harmonic analysis becomes ordinary Fourier analysis in two dimensions In this limit becomes the Fourier wavenumber Since the angular wavelength large multipole moments corresponds to small angular scales l~102 with representing degree scale separations Likewise since in this limit the variance of the field is the power spectrum is usually displayed as
(3)httpbackgrounduchicagoedu~whuaraanode4htm
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 43
httpwwwphysicsprincetoneducosmologycapmapcalpaperpdf
In a fixed (xy) basis the Stokes parameters are
For purely monochromatic coherent radiation one can show that
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 44
Key words ndashComplementary and Brand newPolarization power spectrum is complementary to the temperature power spectrum -Combined with temperature anisotropy pol helps reconstruction of cosmological model (Ref Prof Holderrsquos talk)Polarization accesses to vector amp tensor perturbations -Measure Stochastic Gravitational wave -Estimate energy scale of Inflation -Test of Inflation -Observe Gravitation Lensing
Thomson cross section depends on polarization and angleScattered radiation polarized parallel to the incident polarizationBut to polarize Thomson scattering is not enoughBipolar anisotropy cancel out polarization Only Quadruple Anisotropy induces linear polarizationThe combination of Thomson Scattering and Quadruple Anisotropy is relevant
We map all the sky with Stokes parameter S=(I Q U V) Total Intensity IQ amp U parameter describe linear polarizationCircular pol gives V=0These are the property of vector on the point (local quantity)Q and U depends on the coordinate selectionSay with 45 deg rotationQU-Q-UQ Coordinate invariant quantity is better
More suitable description is to define globally One example is called E mode and B mode E amp B mode are group of several polarization vectors E is ldquoDivergencerdquo like and B is ldquoCurlrdquo like No coordinate dependence Important for Gravitational Wave detection B mode can be generated from Gravitational Wave etc What characterize E amp B mode quantitatively
There are two directions in a polarization field -The orientation of polarization -The direction in which pol Changes (eg Temps Modulation)Modulation changes pol amplitude sign but not nature (Q remains Q)The hall mark of E mode is both are parallel or perpendicular In B mode not necessarily alignedImportant is relative orientation not absolute orientation (Q or U) What types of sources realize eachpattern
E mode B mode Bardzo dobre wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 45
wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
Quadruple Anisotropy is categorized into 3 perturbationSpherical harmonic Ylm with l=2 m=0 +-1 +-2Scalar Vector and Tensor perturbationsEach perturbation generates characteristic geometries of polarization Their projection determine the pol Pattern The polarization pattern determines whether E amp B mode are generated
Scalar Perturbation Represent perturbation in the temperature fluctuationPhoton from different temperature produce net polarizationProjection of quadruple anisotropy allows polarization pattern
Polarization is maximum at equatorOnly Q parameter is generated
bullVector perturbation The pattern are dominated by U mode
Tensor Perturbation Both Q and U are present nearly equal amount
Scalar Q E mode only
Vector U mainly B mode
Tensor Q amp U both E amp B mode
3 Peculiar pol pattern raise different pol mode (EampB)Scalar mode never generates B mode Vector amp Tensor modes generate B modeUnder inflation paradigm vector modes decay away and scalar and tensor survive (Topological Defect Model) Detection of B mode would suggests possible existence of Gravity Wave Polarization behaves as a field with spin 2Polarization separates property of Perturbation up to spin 2 ( Temps)Thatrsquos why Polarization is BRAND NEW
New frontier in Physics Polarization provides new probe to access scalar vector and tensor mode Especially B mode by tensor perturbation provides clue to Inflation EnergyHowever challenging -Requirement High sensitivity (B mode detection) Further understanding of foreground Improvement of systematicBut exciting Handful future mission (PLANCK etc) Reach testify Inflation theory by CMB (Non Gaussianity etc)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 46
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 47
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 48
KWASARY a CMB
Wyniki z LYkwasaroacutew i CMB są konsystentne
Z badań LY kwasaroacutew bullprzy z~6 IGM jest w 1 neutralne -gt jest to bdquoogonrdquo procesu rejonizacjibullPomiary dla 3 najodleglejszych kwasaroacutew wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6 z niewielką dyspersją dla roacuteżnych linii widzeniabullCMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17 Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji
WnioskibullRejonizacja nie jest przejściem fazowymbullRejonizacja trwała w zakresie 6ltzlt20 (6108 lat)bullPierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 11
wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and_talksd_yonetoku_posterppt
pierwsze gwiazdy powstają z H i He
Czy ich częstość powstawania (Star Formation Rate) jest dostatecznie duża by zjonizować Wszechświat
W jaki sposoacuteb i kiedy powstają ciężkie pierwiastki obecne w IGMIch ilość (metallicity) Z ~10-4 ZO
Z =
bdquoFerdquo z def ma A większe od He
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 12
Pierwsze światło
httpwwwspitzercaltecheduMediareleasesssc2006-22ssc2006-22ashtml
Wydaje się że pierwsze światło zostało zaobserwowane przez Spitzer Space Telescope NASY
Wyemitowane w Ursa Major w długościach fal widzialnych lub ultrafiolecie zostało zaobserwowane przez IRAC w podczerwieni
Do Wyniku prowadzi analiza nie jestem pewna czy akceptowalna przez wszystkich
Infrared Array Camera
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 13
Informacje o rejonizacji pochodzą będą pochodzić z
Obserwacji odległych kwasaroacutew (QSO)
bullNajbardziej zaawansowane jest badanie i zrozumienie widm kwasaroacutew
Obserwacji widm odległych GRB bullWydaje się że ze względu na szereg zalet w poroacutewnaniu z QSO istotne jest badanie GRB
Obserwacji radiowych w obszarach niskich częstości bull np LOFAR ndash LOw FRequency ARray
IPJ jest zaangażowany w prace nad LOFARem
Polaryzacji CMB bullzrozumienie polaryzacji promieniowania CMB jest trudne
Własności atomu wodoru
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 14
Wielki Wybuch t = 0bullTemperatura jest bardzo wysokabullGęstość ogromna
Inflacja t = 10-35 sec T = 1027 K bullGwałtowne rozszerzanie się Wszechświata bullMaleje jego gęstość i temperaturabullNie ma struktur w morzu fotonoacutew istnieją kwarki i leptony
t ~10-6sec T~1012 Kbullz kwarkoacutew powstają protony i neutrony
t~ 3 ndash 4 minuty T= 109 K
bullpowstają jądra He (6 jader He i 94 protonoacutew )
Szukac pod MikePowerpoint bdquoEarly Universerdquo
Dlaczego wodoacuter
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 15
t ~ 300 000 lat T ~3000K bullMateria we Wszechświecie staje się neutralna bullfotony odprzęgają się od materii bullte fotony znane są jako promieniowanie mikrofalowe (CMB) i obserwowane z temperatura 273 K bullpowstają atomy wodoru i He
Niewielkie ilości Li zostały wyprodukowane we wczesnym Wszechświecie Niewielkie ilości He powstają w procesach zachodzących w gwiazdach Pierwiastki cięższe od He powstają w jądrach gwiazdWszechświat ndash materia widzialna - 6 jąder He i 94 protonoacutew
Pod wpływem grawitacji z H i He powstają gwiazdy i galaktyki Cześć H i He pozostaje w materii między gwiezdnej
Wszystkie protony neutrony i elektrony ktoacutere dzisiaj istnieją we Wszechświecie powstały kilka sekund po Wielkim Wybuchu
Teoria Wielkiego Wybuchu wyjaśnia istniejące w przyrodzie ilości pierwiastkoacutew (H He D Li)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 16
Atom Wodoru SERIA LYMANA
Seria Lymana emisja kwantoacutew gama przy przejściu z elektronu z poziomu ngt=2 do poziomu o n=1
Długość fali
gdzie R jest stałą Rydberga
dla tych przejść jest całkowicie w ultrafiolecie
Linia przejscia n=2 n=1 jest to
Lyman = 121 nm
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 17
seria Balmera - bliski QSO
n Balmer (nm)
2 6563
3 4861
4 4341
5 4102
6 3970
Red shift z można wyznaczyć o ile znana jest długość fali emitowanej Tutaj zidentyfikowane linie z serii Balmera wodoru
1+z = (obserwowane) (emitowane)
H(486133 A) przesunięta do 564034 ABardzo bliski QSO z = 0158
httpcasswwwucsdedupublictutorialQuasarshtml
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 18
Pochłanianie światła w neutralnym wodorze
obserwacja emisjaw podczerwieni LY = (LY ) (1+z) w nadfiolecie
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
QSO
GRB
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 19
Obserwacja kwasara GRB pomiar
= neutralny H
z ndash look back time
Rozszerzający się Wszechświat wypełniony neutralnym H byłby nieprzezroczysty dla fotonoacutew w z energia poniżej 102 eV ( 121 nm) Nawet niewielka ilość neutralnego H pochłania fotony
Fotony o wyższej energii jonizują HLy jest wzbudzeniem elektronu ze stanu n=1 do stanu n=2
Obie linie Ly ndash emisji i absorpcji sa bardzo silne
wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
httpwwwphysicstodayorgvol-54iss-10p17html wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
Szukaj amueller talks 1stQSOs
Pierwsza jonizacja
ŹroacutedłoQSO ( Ly a)
GRB
CMB są źroacutedłami światła ktoacutere podświetlają rozszerzającą się przestrzeń między źroacutedłem a obserwatorem
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 20
Kwasary Quasi-stellar radio source quasi stellar object
Większośc quasaroacutew NIE jest źroacutedłem promieniowania radiowego
Najkroacutetsza charakterystyka kwasaroacutew
Bardzo jasne jedne z najjaśniejszych we Wszechświecie i odległe obiekty
Pojedynczy kwasar może być jaśniejszy tysiąc razy od całej galaktyki
Jasność może być zmienna z okresem ~godzin
Energia kwasara pochodzi z objętości ~ objętości naszego Układu Slonecznego
kwasar jest jądrem młodej galaktyki
Wydaje się że energia kwasara pochodzi z gazu zasysanego przez super ciężką czarną dziurę
Taka czarna dziura może mieć M ~109 Mo
O QSO httpwwwastruaedukeelagnquasar40html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 21
wwwcfaustceducnotherssummerschoolDocE6A88AE69993E8BE89E6A88AE69993E8BE893ppt [PPT] widefieldlblgovtalks2004fan_snap2ppt
Rekordzista 2007
z = 643
t = 870 106 ABB
kwasary we Wszechświecie
Gęstość kwasaroacutew szybko maleje ze wzrostem z (z=25) (z=6) =40Znane liczby QSO zgt4 ponad 1000
zgt6 około 15
Canada-France-Hawaii Telescope CFHQS J2329-0301
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 22
httpe-collectionethbibethzchecol-poolinkonfinkonf_185pdf
Widma kwasaroacutew w ich układzie nie wydają się zależeć od z
małe z
z ~ 6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 23
Las Ly (linie absorpcyjne) powstaje gdy ultrafiolet odległego źroacutedła jest absorbowany przez randomnie rozłożone kieszenie neutralnego wodoru Przestrzeń jednorodnie wypełniona neutralnym H powoduje całkowitą absorpcję - bdquorynnęrdquo Jest to efekt (przewidziany przez) Gunn-Petersona
httpwwwphysicstodayorgvol-54iss-10p17html
wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
Obserwowana Długość fali - z ndash look back time
Przechodzący strumień
Rynna ndash pełna absorpcja
Obserwowane Widmo kwasarain
ten
syw
no
ść
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 24
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
Obserwowane widmo
1 kwasar
2 Linia obserwacji
3 zjonizowane bąble gazu na linii obserwacji quasara
4 Pojedyncze zjonizowane bąble
5 Nieprzezroczysty obojętny gaz we wczesnym Wszechświecie
6 Obszar silnego pochłaniania przez obojętny gaz
7 Pojedyncze obszary transmisji przez już zjonizowany gaz
3 54
2 1
7 6
Długość fali ndash red shift
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 25
httpe-collectionethbibethzchecol-poolinkonfinkonf_185pdf
= 700nm 800nm 900nmWidma kwasaroacutew z dużymi z
Emitowana to 121 nm (Ly)
Podobieństwo kształtu widm dla roacuteznych z
Dla maksymalnych znanych z widoczne całkowite pochłoniecie strumienia
Obserwacja bdquorynny Gunn-Petersona spowodowanej obecnościa neutralnego wodoru w gazie międzygwiezdnym
dane SDSS ndash Sloan Digital Sky Survey ndash dedykowany 25m teleskop na Apache Point NM
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 26
Spectra of the 11 quasars from 574 to 642
Note the two prominent spectral features the presence of strong emission lines not only ly a
but also strong metal lines from N C Si etc indicating high metallicity in the quasar environement
and the strong evolution and complete absorption of ly a forest where the complete or almost complete g-p troughs appear at zgt6
PPT] wwwmporzioastroit~fioreVATFanppt
wavelength4000 A 9000 A
reds
hift
46420 Quasars from the SDSS Data Release Three
MgII
Ly
5
2
1
CIII
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 27
1 Do z~57 Lyα absorpcja zachowuje się zgodnie z
oczekiwaniami z mniejszych red shiftoacutew
Widma Lyα kwasaroacutew odkrytych przez SDSS
Dane z 10-m Keck II teleskopu Mauna Kea na Hawajach
2 W widmie dla z = 582 i 599 las Ly- pojawia się zaraz koło maksimum Ly- QSO po stronie kroacutetszych długości fal
3 Dla z=628 średni transmitowany strumień w zakresie 845 nm lt lt871nm jest zgodny z 0
4 Jest to przekonywująca obserwacja rynny Gunn-Petersona spowodowanej przez neutralny wodoacuter w IGM
5 Nawet niewielka ilość neutralnego wodoru w IGM powoduje absorpcję strumienia w obszarze lasu Lyα
6 Istnienie rynny G-P jako takiej nie pokazuje jeszcze ze QSO jest obserwowany przed epoką rejonizacji
7 Średnia zmiana absorpcji dla QSO z dużymi z sugeruje że średnia jonizacja wzdłuż linii obserwacji zmalała znacząco od z ~5 do z~6 i że Wszechświat zbliża się do epoki jonizacji przy z ~6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 28
CFHQS J1509-1749 at z=612
Effective optical depth from the spectrum of CFHQS J1509-1749 (Lyman alpha red symbols Lyman beta blue symbol)
The small black symbols show data from SDSS quasars (Fan et al 2006)
The solid line is the extrapolation of optical depth evolution at lower redshift
For J1509-1749 and the SDSS quasars there is a more rapid evolution at z gt 54 than indicated in this extrapolation
The dotted and dot-dashed lines are the effective optical depth evolution for two theoretical models
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 29
Red squares show the Ly transmission and the blue square is the Ly transmission in bins of width z = 015 Small circles show the Lytransmission from the sample of 19 SDSS quasars (Fan et al 2006b) The solid line is the fit to the Lytransmission of z lt 55 quasars (Fan et al 2006b) The dashed line was obtained by (Becker et al 2007) by fitting flux PDFs of z lt 54 quasars with a lognormal optical depth distributionAt z gt 57 our data (and most of those in the SDSS) fall below the extrapolation of the Fan et al curve
CFHQS J1509-1749 at z=612
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
Lyman transmission in the spectrum of CFHQS J1509-1749
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 30
Obserwacja rynny Gunn Petersona dla fal kroacutetszych od Ly i Ly
Silna i trudna do symulacji linia emisyjna Ly
Silny efekt sąsiedztwa wpływający na jonizacje IMG
To są minusy QSO
QSO obserwowane przez SDSS zgt58
Ale jest jeszcze informacja z CMB GRB oraz linii 21 cmhellip
Rejonizacja obserwowana w widmie kwasaroacutew
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 31
Rosette Nebulahttpastrosun2astrocornelleduacademicscoursesastro201stromgren_spherehtm
Region of ionized hydrogen (HII T~10 000K) surrounding a hot young O-B star The hydrogen is ionized by the ultraviolet photons being emitted by the hot star Stromgrem spheres are also called HII regions
Stromgren sphere
przykład
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 32
Informacje z anisotropii CMB
Wczesny Wszechświat Primary anisotropies niosą informację o roacuteżnych charakterystykach Wszechświata w okresie gdy fotony CMB rozproszyły się po raz ostatni (last scattering) gdy Wszechświat stał się neutralny (z ~ 1100)
bull fluktuacje temperatury bullFluktuacje gęstości i prędkości plazmy
Zrozumienie primary anisotropies jest niezbędne dla użycia wynikoacutew badania CMB do testoacutew modeli kosmologicznych
Powstawanie wielkich struktur Secondary anisotropies - powstają w wyniku oddziaływań CMB fotonoacutew z materią na drodze do obserwatora
bullefekty grawitacyjne (Gravitational lensing non-static gravitational potential wells) bullefekty scatteringu (Sunyaev-Zeldovich (SZ) thermal effect Doppler effects)
Secondary anisotropies pomagają w zrozumieniu powstawania i rozwoju struktur
httpwwwiasu-psudfrwebsitemodulescontent_micindexphpid=35
Dyskusja skal katowych w httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 33
Komentarz Problem polaryzacji jest trudny
Polega na rozdzieleniu wkładu od tego
bullco zdarzyło się na powierzchni ostatniego rozproszenia
bullco zdarzyło się na drodze CMB do obserwatora
Takie rozdzielenie pozwala na wyciąganie wnioskoacutew dot
bull kosmologii (primary anisotropies) oraz
bull obecności zjonizowanego wodoru i oddziaływań grawitacyjnych na drodze do obserwatora (Secondary anisotropies)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 34
visibleHP MM
pe
of90
He
fotony CMB
Fotony CMB oddziaływają
grawitacyjne (efekt integrated Sachs-Wolfe) Z elektronami w klustrach galaktyk efekt Sunyaeva-Zeldovicha
bullthermal - Inverse Compton scattering) bullDoppler shift Kinematic Sunyaev-Zeldovich Effect
wwwphysicssceduneutrinoworkshopSZ_Effectppt
Hot plasmas
33
8
cm10densitynumber
K1010keVetemperatur-
e
e
N
T )(
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 35
Anizotropia temperatury w CMB jest dobrze znana
Polaryzacja (mierzona przez WMAP) jest wynikiem stosunkowo nowym
Polaryzacja daje informacje zaroacutewno o Wszechświecie w czasie t~10-35 sec jak i historii jonizacji Stopień polaryzacji zależy bezpośrednio od kwadrupolowych fluktuacji gęstości rozpraszanych fotonoacutewPatern polaryzacji jest odbiciem lokalnej anizotropii na powierzchni last scattering Fluktuacje temperatury mogą mieć 3 źroacutedła fluktuacje skalarne wektorowe i tensorowe
httpastroberkeleyedu~mwhitepolarnode1htmlSECTION00010000000000000000
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 36
MECHANIZM POWSTAWANIA POLARYZACJI
Anizotropie temperaturowe są rzedu 10-5K polaryzacja rzędu 10-6 czyli poniżej K co przedstawia wyzwanie dla pomiaru
Anizotropie kwadrupolowe ktoacutere powodują powstanie polaryzacji CMB są wynikiem roacuteżnych mechanizmoacutew w roacuteżnych okresach
W okresie z ~1100 (decoupling) gradient prędkości plazmy powoduje powstanie kwqdrupolowych rozkładoacutew ( w układzie środka masy elektronu promieniowanie reliktowe ma rozkład kwadrupolowy proporcjonalny do gradientu prędkości i średniej drogo swobodnej między rozproszeniami)
Dla zgt1100 fotony sprzęgają się silnie z elektronami średnia droga swobodna między rozproszeniami jest mała i więc mała jest polaryzacja
Dla zlt 1100 nie ma swobodnych elektronoacutew i
CMB może się rozpraszać dopiero gdy pojawia się swobodne elektrony tzn gdy światło pierwszego pokolenia gwiazd zacznie jonizować Wszechświat
Ten proces zachodzi dla zltltz = 1100 i może być wydzielony z sygnału rozproszenia na last scattering surface
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 37
Temperature perturbations have 3 geometrically distinct sources
the scalar (compressional) scalar modesrepresent perturbations in the (energy) density of the cosmological
fluid(s) at last scattering and are the only fluctuations which can form structure though gravitational instability
vector (vortical) and
tensor (gravitational wave) perturbations
Formally they form the irreducible basis of the symmetric metric tensor
We shall consider each of these below and show that the scalar vector and tensor quadrupole anisotropy correspond to respectively
This leads to different patterns of polarization for the three sources
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 38
Secondary anisotropies get contributions from the entire line of sight
Sachs-Wolfe effect It is broken into two parts
the effect of the potential at the surface of last scattering which is the ordinary Sachs-Wolfe effect and
the integrated Sachs-Wolfe (ISW) effect which depends on the change of the gravitational potential while photons of the CMB are passing through a potential well This redshifting or blueshifting of a photon as it passes through potential wells is called the Integrated Sachs-Wolfe effect
Thermal Sunyaev-Zeldovich(SZ) effect1048713Scattering of CMB photons off hot electrons1048713Negative for low and positive for high frequencies1048713Point Sources1048713Contaminate the CMB
The thermal Sunyaev-Zeldovich effect arises from the frequency shift when CMB photons are scattered by the hot electrons in the intra-cluster gas
Peculiar velocities of the hot intra-cluster gas lead to a Doppler shift of the scattered photons which is proportional to the product of the radial peculiar velocity and the electron density integrated along the line of sight through the cluster
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 39
Korelacja TE mierzy głębokość obszaru reionizacjiPomiary modoacutew E
Pozwalana precyzyjniejsze wyznaczenie parametroacutew kosmologicznych rejonizacji indeksu spektralnego widma mocy
Mody B z soczewkowatych modoacutew EBadanie wielkoskalowych struktur do z ~1100
Mody B z fal grawitacyjnych niosą informacje o modelach inflacji
In the foreground-corrected maps we detect l(l + 1)C 2 = 0086 plusmn 0029 ( K)2 This is interpreted as the result of rescattering of the CMB by free electrons released during reionization at zr = 109(+27-23) for a model with instantaneous reionization
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 40
Podsumowując WMAP zaobserwował
sygnał polaryzacji pochodzący z dużego obszaru nieba
Zmierzył bullanizotropie temperaturowe (CTT
l TT power spectrum)
bullKorelacje temperatura ndash polaryzacja E ( CTEl TE power
spectrum)bullAnizotropie polaryzacji E (EE power spectrum)
wynik reionizacja przy z = 11 +-3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 41
Wyniki badania CMB (WMAP)
Rozkład roacuteżnic temperatury TTndash wykres wielokrotnie pokazywany tutaj w skali log
Korelacje temperatura ndash polaryzacja E TE
Polaryzacja E
Polaryzacja B i modele
Wyniki WMAP rysunki wzory etc chyba dobre Fig 25 z pliku httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
TT
TE
EE
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 42
The basic observable of the CMB is its intensity as a function of frequency and direction on the sky n Since the CMB spectrum is an extremely good blackbody with a nearly constant temperature across the sky T we generally describe this observable in terms of a temperature fluctuation
If these fluctuations are Gaussian then the multipole moments of the temperature field
(1)
are fully characterized by their power spectrum
(2)
whose values as a function of l are independent in a given realization For this reason predictions and analyses are typically performed in harmonic space On small sections of the sky where its curvature can be neglected the spherical harmonic analysis becomes ordinary Fourier analysis in two dimensions In this limit becomes the Fourier wavenumber Since the angular wavelength large multipole moments corresponds to small angular scales l~102 with representing degree scale separations Likewise since in this limit the variance of the field is the power spectrum is usually displayed as
(3)httpbackgrounduchicagoedu~whuaraanode4htm
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 43
httpwwwphysicsprincetoneducosmologycapmapcalpaperpdf
In a fixed (xy) basis the Stokes parameters are
For purely monochromatic coherent radiation one can show that
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 44
Key words ndashComplementary and Brand newPolarization power spectrum is complementary to the temperature power spectrum -Combined with temperature anisotropy pol helps reconstruction of cosmological model (Ref Prof Holderrsquos talk)Polarization accesses to vector amp tensor perturbations -Measure Stochastic Gravitational wave -Estimate energy scale of Inflation -Test of Inflation -Observe Gravitation Lensing
Thomson cross section depends on polarization and angleScattered radiation polarized parallel to the incident polarizationBut to polarize Thomson scattering is not enoughBipolar anisotropy cancel out polarization Only Quadruple Anisotropy induces linear polarizationThe combination of Thomson Scattering and Quadruple Anisotropy is relevant
We map all the sky with Stokes parameter S=(I Q U V) Total Intensity IQ amp U parameter describe linear polarizationCircular pol gives V=0These are the property of vector on the point (local quantity)Q and U depends on the coordinate selectionSay with 45 deg rotationQU-Q-UQ Coordinate invariant quantity is better
More suitable description is to define globally One example is called E mode and B mode E amp B mode are group of several polarization vectors E is ldquoDivergencerdquo like and B is ldquoCurlrdquo like No coordinate dependence Important for Gravitational Wave detection B mode can be generated from Gravitational Wave etc What characterize E amp B mode quantitatively
There are two directions in a polarization field -The orientation of polarization -The direction in which pol Changes (eg Temps Modulation)Modulation changes pol amplitude sign but not nature (Q remains Q)The hall mark of E mode is both are parallel or perpendicular In B mode not necessarily alignedImportant is relative orientation not absolute orientation (Q or U) What types of sources realize eachpattern
E mode B mode Bardzo dobre wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 45
wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
Quadruple Anisotropy is categorized into 3 perturbationSpherical harmonic Ylm with l=2 m=0 +-1 +-2Scalar Vector and Tensor perturbationsEach perturbation generates characteristic geometries of polarization Their projection determine the pol Pattern The polarization pattern determines whether E amp B mode are generated
Scalar Perturbation Represent perturbation in the temperature fluctuationPhoton from different temperature produce net polarizationProjection of quadruple anisotropy allows polarization pattern
Polarization is maximum at equatorOnly Q parameter is generated
bullVector perturbation The pattern are dominated by U mode
Tensor Perturbation Both Q and U are present nearly equal amount
Scalar Q E mode only
Vector U mainly B mode
Tensor Q amp U both E amp B mode
3 Peculiar pol pattern raise different pol mode (EampB)Scalar mode never generates B mode Vector amp Tensor modes generate B modeUnder inflation paradigm vector modes decay away and scalar and tensor survive (Topological Defect Model) Detection of B mode would suggests possible existence of Gravity Wave Polarization behaves as a field with spin 2Polarization separates property of Perturbation up to spin 2 ( Temps)Thatrsquos why Polarization is BRAND NEW
New frontier in Physics Polarization provides new probe to access scalar vector and tensor mode Especially B mode by tensor perturbation provides clue to Inflation EnergyHowever challenging -Requirement High sensitivity (B mode detection) Further understanding of foreground Improvement of systematicBut exciting Handful future mission (PLANCK etc) Reach testify Inflation theory by CMB (Non Gaussianity etc)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 46
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 47
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 48
KWASARY a CMB
Wyniki z LYkwasaroacutew i CMB są konsystentne
Z badań LY kwasaroacutew bullprzy z~6 IGM jest w 1 neutralne -gt jest to bdquoogonrdquo procesu rejonizacjibullPomiary dla 3 najodleglejszych kwasaroacutew wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6 z niewielką dyspersją dla roacuteżnych linii widzeniabullCMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17 Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji
WnioskibullRejonizacja nie jest przejściem fazowymbullRejonizacja trwała w zakresie 6ltzlt20 (6108 lat)bullPierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 12
Pierwsze światło
httpwwwspitzercaltecheduMediareleasesssc2006-22ssc2006-22ashtml
Wydaje się że pierwsze światło zostało zaobserwowane przez Spitzer Space Telescope NASY
Wyemitowane w Ursa Major w długościach fal widzialnych lub ultrafiolecie zostało zaobserwowane przez IRAC w podczerwieni
Do Wyniku prowadzi analiza nie jestem pewna czy akceptowalna przez wszystkich
Infrared Array Camera
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 13
Informacje o rejonizacji pochodzą będą pochodzić z
Obserwacji odległych kwasaroacutew (QSO)
bullNajbardziej zaawansowane jest badanie i zrozumienie widm kwasaroacutew
Obserwacji widm odległych GRB bullWydaje się że ze względu na szereg zalet w poroacutewnaniu z QSO istotne jest badanie GRB
Obserwacji radiowych w obszarach niskich częstości bull np LOFAR ndash LOw FRequency ARray
IPJ jest zaangażowany w prace nad LOFARem
Polaryzacji CMB bullzrozumienie polaryzacji promieniowania CMB jest trudne
Własności atomu wodoru
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 14
Wielki Wybuch t = 0bullTemperatura jest bardzo wysokabullGęstość ogromna
Inflacja t = 10-35 sec T = 1027 K bullGwałtowne rozszerzanie się Wszechświata bullMaleje jego gęstość i temperaturabullNie ma struktur w morzu fotonoacutew istnieją kwarki i leptony
t ~10-6sec T~1012 Kbullz kwarkoacutew powstają protony i neutrony
t~ 3 ndash 4 minuty T= 109 K
bullpowstają jądra He (6 jader He i 94 protonoacutew )
Szukac pod MikePowerpoint bdquoEarly Universerdquo
Dlaczego wodoacuter
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 15
t ~ 300 000 lat T ~3000K bullMateria we Wszechświecie staje się neutralna bullfotony odprzęgają się od materii bullte fotony znane są jako promieniowanie mikrofalowe (CMB) i obserwowane z temperatura 273 K bullpowstają atomy wodoru i He
Niewielkie ilości Li zostały wyprodukowane we wczesnym Wszechświecie Niewielkie ilości He powstają w procesach zachodzących w gwiazdach Pierwiastki cięższe od He powstają w jądrach gwiazdWszechświat ndash materia widzialna - 6 jąder He i 94 protonoacutew
Pod wpływem grawitacji z H i He powstają gwiazdy i galaktyki Cześć H i He pozostaje w materii między gwiezdnej
Wszystkie protony neutrony i elektrony ktoacutere dzisiaj istnieją we Wszechświecie powstały kilka sekund po Wielkim Wybuchu
Teoria Wielkiego Wybuchu wyjaśnia istniejące w przyrodzie ilości pierwiastkoacutew (H He D Li)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 16
Atom Wodoru SERIA LYMANA
Seria Lymana emisja kwantoacutew gama przy przejściu z elektronu z poziomu ngt=2 do poziomu o n=1
Długość fali
gdzie R jest stałą Rydberga
dla tych przejść jest całkowicie w ultrafiolecie
Linia przejscia n=2 n=1 jest to
Lyman = 121 nm
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 17
seria Balmera - bliski QSO
n Balmer (nm)
2 6563
3 4861
4 4341
5 4102
6 3970
Red shift z można wyznaczyć o ile znana jest długość fali emitowanej Tutaj zidentyfikowane linie z serii Balmera wodoru
1+z = (obserwowane) (emitowane)
H(486133 A) przesunięta do 564034 ABardzo bliski QSO z = 0158
httpcasswwwucsdedupublictutorialQuasarshtml
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 18
Pochłanianie światła w neutralnym wodorze
obserwacja emisjaw podczerwieni LY = (LY ) (1+z) w nadfiolecie
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
QSO
GRB
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 19
Obserwacja kwasara GRB pomiar
= neutralny H
z ndash look back time
Rozszerzający się Wszechświat wypełniony neutralnym H byłby nieprzezroczysty dla fotonoacutew w z energia poniżej 102 eV ( 121 nm) Nawet niewielka ilość neutralnego H pochłania fotony
Fotony o wyższej energii jonizują HLy jest wzbudzeniem elektronu ze stanu n=1 do stanu n=2
Obie linie Ly ndash emisji i absorpcji sa bardzo silne
wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
httpwwwphysicstodayorgvol-54iss-10p17html wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
Szukaj amueller talks 1stQSOs
Pierwsza jonizacja
ŹroacutedłoQSO ( Ly a)
GRB
CMB są źroacutedłami światła ktoacutere podświetlają rozszerzającą się przestrzeń między źroacutedłem a obserwatorem
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 20
Kwasary Quasi-stellar radio source quasi stellar object
Większośc quasaroacutew NIE jest źroacutedłem promieniowania radiowego
Najkroacutetsza charakterystyka kwasaroacutew
Bardzo jasne jedne z najjaśniejszych we Wszechświecie i odległe obiekty
Pojedynczy kwasar może być jaśniejszy tysiąc razy od całej galaktyki
Jasność może być zmienna z okresem ~godzin
Energia kwasara pochodzi z objętości ~ objętości naszego Układu Slonecznego
kwasar jest jądrem młodej galaktyki
Wydaje się że energia kwasara pochodzi z gazu zasysanego przez super ciężką czarną dziurę
Taka czarna dziura może mieć M ~109 Mo
O QSO httpwwwastruaedukeelagnquasar40html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 21
wwwcfaustceducnotherssummerschoolDocE6A88AE69993E8BE89E6A88AE69993E8BE893ppt [PPT] widefieldlblgovtalks2004fan_snap2ppt
Rekordzista 2007
z = 643
t = 870 106 ABB
kwasary we Wszechświecie
Gęstość kwasaroacutew szybko maleje ze wzrostem z (z=25) (z=6) =40Znane liczby QSO zgt4 ponad 1000
zgt6 około 15
Canada-France-Hawaii Telescope CFHQS J2329-0301
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 22
httpe-collectionethbibethzchecol-poolinkonfinkonf_185pdf
Widma kwasaroacutew w ich układzie nie wydają się zależeć od z
małe z
z ~ 6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 23
Las Ly (linie absorpcyjne) powstaje gdy ultrafiolet odległego źroacutedła jest absorbowany przez randomnie rozłożone kieszenie neutralnego wodoru Przestrzeń jednorodnie wypełniona neutralnym H powoduje całkowitą absorpcję - bdquorynnęrdquo Jest to efekt (przewidziany przez) Gunn-Petersona
httpwwwphysicstodayorgvol-54iss-10p17html
wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
Obserwowana Długość fali - z ndash look back time
Przechodzący strumień
Rynna ndash pełna absorpcja
Obserwowane Widmo kwasarain
ten
syw
no
ść
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 24
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
Obserwowane widmo
1 kwasar
2 Linia obserwacji
3 zjonizowane bąble gazu na linii obserwacji quasara
4 Pojedyncze zjonizowane bąble
5 Nieprzezroczysty obojętny gaz we wczesnym Wszechświecie
6 Obszar silnego pochłaniania przez obojętny gaz
7 Pojedyncze obszary transmisji przez już zjonizowany gaz
3 54
2 1
7 6
Długość fali ndash red shift
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 25
httpe-collectionethbibethzchecol-poolinkonfinkonf_185pdf
= 700nm 800nm 900nmWidma kwasaroacutew z dużymi z
Emitowana to 121 nm (Ly)
Podobieństwo kształtu widm dla roacuteznych z
Dla maksymalnych znanych z widoczne całkowite pochłoniecie strumienia
Obserwacja bdquorynny Gunn-Petersona spowodowanej obecnościa neutralnego wodoru w gazie międzygwiezdnym
dane SDSS ndash Sloan Digital Sky Survey ndash dedykowany 25m teleskop na Apache Point NM
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 26
Spectra of the 11 quasars from 574 to 642
Note the two prominent spectral features the presence of strong emission lines not only ly a
but also strong metal lines from N C Si etc indicating high metallicity in the quasar environement
and the strong evolution and complete absorption of ly a forest where the complete or almost complete g-p troughs appear at zgt6
PPT] wwwmporzioastroit~fioreVATFanppt
wavelength4000 A 9000 A
reds
hift
46420 Quasars from the SDSS Data Release Three
MgII
Ly
5
2
1
CIII
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 27
1 Do z~57 Lyα absorpcja zachowuje się zgodnie z
oczekiwaniami z mniejszych red shiftoacutew
Widma Lyα kwasaroacutew odkrytych przez SDSS
Dane z 10-m Keck II teleskopu Mauna Kea na Hawajach
2 W widmie dla z = 582 i 599 las Ly- pojawia się zaraz koło maksimum Ly- QSO po stronie kroacutetszych długości fal
3 Dla z=628 średni transmitowany strumień w zakresie 845 nm lt lt871nm jest zgodny z 0
4 Jest to przekonywująca obserwacja rynny Gunn-Petersona spowodowanej przez neutralny wodoacuter w IGM
5 Nawet niewielka ilość neutralnego wodoru w IGM powoduje absorpcję strumienia w obszarze lasu Lyα
6 Istnienie rynny G-P jako takiej nie pokazuje jeszcze ze QSO jest obserwowany przed epoką rejonizacji
7 Średnia zmiana absorpcji dla QSO z dużymi z sugeruje że średnia jonizacja wzdłuż linii obserwacji zmalała znacząco od z ~5 do z~6 i że Wszechświat zbliża się do epoki jonizacji przy z ~6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 28
CFHQS J1509-1749 at z=612
Effective optical depth from the spectrum of CFHQS J1509-1749 (Lyman alpha red symbols Lyman beta blue symbol)
The small black symbols show data from SDSS quasars (Fan et al 2006)
The solid line is the extrapolation of optical depth evolution at lower redshift
For J1509-1749 and the SDSS quasars there is a more rapid evolution at z gt 54 than indicated in this extrapolation
The dotted and dot-dashed lines are the effective optical depth evolution for two theoretical models
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 29
Red squares show the Ly transmission and the blue square is the Ly transmission in bins of width z = 015 Small circles show the Lytransmission from the sample of 19 SDSS quasars (Fan et al 2006b) The solid line is the fit to the Lytransmission of z lt 55 quasars (Fan et al 2006b) The dashed line was obtained by (Becker et al 2007) by fitting flux PDFs of z lt 54 quasars with a lognormal optical depth distributionAt z gt 57 our data (and most of those in the SDSS) fall below the extrapolation of the Fan et al curve
CFHQS J1509-1749 at z=612
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
Lyman transmission in the spectrum of CFHQS J1509-1749
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 30
Obserwacja rynny Gunn Petersona dla fal kroacutetszych od Ly i Ly
Silna i trudna do symulacji linia emisyjna Ly
Silny efekt sąsiedztwa wpływający na jonizacje IMG
To są minusy QSO
QSO obserwowane przez SDSS zgt58
Ale jest jeszcze informacja z CMB GRB oraz linii 21 cmhellip
Rejonizacja obserwowana w widmie kwasaroacutew
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 31
Rosette Nebulahttpastrosun2astrocornelleduacademicscoursesastro201stromgren_spherehtm
Region of ionized hydrogen (HII T~10 000K) surrounding a hot young O-B star The hydrogen is ionized by the ultraviolet photons being emitted by the hot star Stromgrem spheres are also called HII regions
Stromgren sphere
przykład
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 32
Informacje z anisotropii CMB
Wczesny Wszechświat Primary anisotropies niosą informację o roacuteżnych charakterystykach Wszechświata w okresie gdy fotony CMB rozproszyły się po raz ostatni (last scattering) gdy Wszechświat stał się neutralny (z ~ 1100)
bull fluktuacje temperatury bullFluktuacje gęstości i prędkości plazmy
Zrozumienie primary anisotropies jest niezbędne dla użycia wynikoacutew badania CMB do testoacutew modeli kosmologicznych
Powstawanie wielkich struktur Secondary anisotropies - powstają w wyniku oddziaływań CMB fotonoacutew z materią na drodze do obserwatora
bullefekty grawitacyjne (Gravitational lensing non-static gravitational potential wells) bullefekty scatteringu (Sunyaev-Zeldovich (SZ) thermal effect Doppler effects)
Secondary anisotropies pomagają w zrozumieniu powstawania i rozwoju struktur
httpwwwiasu-psudfrwebsitemodulescontent_micindexphpid=35
Dyskusja skal katowych w httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 33
Komentarz Problem polaryzacji jest trudny
Polega na rozdzieleniu wkładu od tego
bullco zdarzyło się na powierzchni ostatniego rozproszenia
bullco zdarzyło się na drodze CMB do obserwatora
Takie rozdzielenie pozwala na wyciąganie wnioskoacutew dot
bull kosmologii (primary anisotropies) oraz
bull obecności zjonizowanego wodoru i oddziaływań grawitacyjnych na drodze do obserwatora (Secondary anisotropies)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 34
visibleHP MM
pe
of90
He
fotony CMB
Fotony CMB oddziaływają
grawitacyjne (efekt integrated Sachs-Wolfe) Z elektronami w klustrach galaktyk efekt Sunyaeva-Zeldovicha
bullthermal - Inverse Compton scattering) bullDoppler shift Kinematic Sunyaev-Zeldovich Effect
wwwphysicssceduneutrinoworkshopSZ_Effectppt
Hot plasmas
33
8
cm10densitynumber
K1010keVetemperatur-
e
e
N
T )(
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 35
Anizotropia temperatury w CMB jest dobrze znana
Polaryzacja (mierzona przez WMAP) jest wynikiem stosunkowo nowym
Polaryzacja daje informacje zaroacutewno o Wszechświecie w czasie t~10-35 sec jak i historii jonizacji Stopień polaryzacji zależy bezpośrednio od kwadrupolowych fluktuacji gęstości rozpraszanych fotonoacutewPatern polaryzacji jest odbiciem lokalnej anizotropii na powierzchni last scattering Fluktuacje temperatury mogą mieć 3 źroacutedła fluktuacje skalarne wektorowe i tensorowe
httpastroberkeleyedu~mwhitepolarnode1htmlSECTION00010000000000000000
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 36
MECHANIZM POWSTAWANIA POLARYZACJI
Anizotropie temperaturowe są rzedu 10-5K polaryzacja rzędu 10-6 czyli poniżej K co przedstawia wyzwanie dla pomiaru
Anizotropie kwadrupolowe ktoacutere powodują powstanie polaryzacji CMB są wynikiem roacuteżnych mechanizmoacutew w roacuteżnych okresach
W okresie z ~1100 (decoupling) gradient prędkości plazmy powoduje powstanie kwqdrupolowych rozkładoacutew ( w układzie środka masy elektronu promieniowanie reliktowe ma rozkład kwadrupolowy proporcjonalny do gradientu prędkości i średniej drogo swobodnej między rozproszeniami)
Dla zgt1100 fotony sprzęgają się silnie z elektronami średnia droga swobodna między rozproszeniami jest mała i więc mała jest polaryzacja
Dla zlt 1100 nie ma swobodnych elektronoacutew i
CMB może się rozpraszać dopiero gdy pojawia się swobodne elektrony tzn gdy światło pierwszego pokolenia gwiazd zacznie jonizować Wszechświat
Ten proces zachodzi dla zltltz = 1100 i może być wydzielony z sygnału rozproszenia na last scattering surface
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 37
Temperature perturbations have 3 geometrically distinct sources
the scalar (compressional) scalar modesrepresent perturbations in the (energy) density of the cosmological
fluid(s) at last scattering and are the only fluctuations which can form structure though gravitational instability
vector (vortical) and
tensor (gravitational wave) perturbations
Formally they form the irreducible basis of the symmetric metric tensor
We shall consider each of these below and show that the scalar vector and tensor quadrupole anisotropy correspond to respectively
This leads to different patterns of polarization for the three sources
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 38
Secondary anisotropies get contributions from the entire line of sight
Sachs-Wolfe effect It is broken into two parts
the effect of the potential at the surface of last scattering which is the ordinary Sachs-Wolfe effect and
the integrated Sachs-Wolfe (ISW) effect which depends on the change of the gravitational potential while photons of the CMB are passing through a potential well This redshifting or blueshifting of a photon as it passes through potential wells is called the Integrated Sachs-Wolfe effect
Thermal Sunyaev-Zeldovich(SZ) effect1048713Scattering of CMB photons off hot electrons1048713Negative for low and positive for high frequencies1048713Point Sources1048713Contaminate the CMB
The thermal Sunyaev-Zeldovich effect arises from the frequency shift when CMB photons are scattered by the hot electrons in the intra-cluster gas
Peculiar velocities of the hot intra-cluster gas lead to a Doppler shift of the scattered photons which is proportional to the product of the radial peculiar velocity and the electron density integrated along the line of sight through the cluster
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 39
Korelacja TE mierzy głębokość obszaru reionizacjiPomiary modoacutew E
Pozwalana precyzyjniejsze wyznaczenie parametroacutew kosmologicznych rejonizacji indeksu spektralnego widma mocy
Mody B z soczewkowatych modoacutew EBadanie wielkoskalowych struktur do z ~1100
Mody B z fal grawitacyjnych niosą informacje o modelach inflacji
In the foreground-corrected maps we detect l(l + 1)C 2 = 0086 plusmn 0029 ( K)2 This is interpreted as the result of rescattering of the CMB by free electrons released during reionization at zr = 109(+27-23) for a model with instantaneous reionization
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 40
Podsumowując WMAP zaobserwował
sygnał polaryzacji pochodzący z dużego obszaru nieba
Zmierzył bullanizotropie temperaturowe (CTT
l TT power spectrum)
bullKorelacje temperatura ndash polaryzacja E ( CTEl TE power
spectrum)bullAnizotropie polaryzacji E (EE power spectrum)
wynik reionizacja przy z = 11 +-3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 41
Wyniki badania CMB (WMAP)
Rozkład roacuteżnic temperatury TTndash wykres wielokrotnie pokazywany tutaj w skali log
Korelacje temperatura ndash polaryzacja E TE
Polaryzacja E
Polaryzacja B i modele
Wyniki WMAP rysunki wzory etc chyba dobre Fig 25 z pliku httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
TT
TE
EE
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 42
The basic observable of the CMB is its intensity as a function of frequency and direction on the sky n Since the CMB spectrum is an extremely good blackbody with a nearly constant temperature across the sky T we generally describe this observable in terms of a temperature fluctuation
If these fluctuations are Gaussian then the multipole moments of the temperature field
(1)
are fully characterized by their power spectrum
(2)
whose values as a function of l are independent in a given realization For this reason predictions and analyses are typically performed in harmonic space On small sections of the sky where its curvature can be neglected the spherical harmonic analysis becomes ordinary Fourier analysis in two dimensions In this limit becomes the Fourier wavenumber Since the angular wavelength large multipole moments corresponds to small angular scales l~102 with representing degree scale separations Likewise since in this limit the variance of the field is the power spectrum is usually displayed as
(3)httpbackgrounduchicagoedu~whuaraanode4htm
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 43
httpwwwphysicsprincetoneducosmologycapmapcalpaperpdf
In a fixed (xy) basis the Stokes parameters are
For purely monochromatic coherent radiation one can show that
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 44
Key words ndashComplementary and Brand newPolarization power spectrum is complementary to the temperature power spectrum -Combined with temperature anisotropy pol helps reconstruction of cosmological model (Ref Prof Holderrsquos talk)Polarization accesses to vector amp tensor perturbations -Measure Stochastic Gravitational wave -Estimate energy scale of Inflation -Test of Inflation -Observe Gravitation Lensing
Thomson cross section depends on polarization and angleScattered radiation polarized parallel to the incident polarizationBut to polarize Thomson scattering is not enoughBipolar anisotropy cancel out polarization Only Quadruple Anisotropy induces linear polarizationThe combination of Thomson Scattering and Quadruple Anisotropy is relevant
We map all the sky with Stokes parameter S=(I Q U V) Total Intensity IQ amp U parameter describe linear polarizationCircular pol gives V=0These are the property of vector on the point (local quantity)Q and U depends on the coordinate selectionSay with 45 deg rotationQU-Q-UQ Coordinate invariant quantity is better
More suitable description is to define globally One example is called E mode and B mode E amp B mode are group of several polarization vectors E is ldquoDivergencerdquo like and B is ldquoCurlrdquo like No coordinate dependence Important for Gravitational Wave detection B mode can be generated from Gravitational Wave etc What characterize E amp B mode quantitatively
There are two directions in a polarization field -The orientation of polarization -The direction in which pol Changes (eg Temps Modulation)Modulation changes pol amplitude sign but not nature (Q remains Q)The hall mark of E mode is both are parallel or perpendicular In B mode not necessarily alignedImportant is relative orientation not absolute orientation (Q or U) What types of sources realize eachpattern
E mode B mode Bardzo dobre wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 45
wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
Quadruple Anisotropy is categorized into 3 perturbationSpherical harmonic Ylm with l=2 m=0 +-1 +-2Scalar Vector and Tensor perturbationsEach perturbation generates characteristic geometries of polarization Their projection determine the pol Pattern The polarization pattern determines whether E amp B mode are generated
Scalar Perturbation Represent perturbation in the temperature fluctuationPhoton from different temperature produce net polarizationProjection of quadruple anisotropy allows polarization pattern
Polarization is maximum at equatorOnly Q parameter is generated
bullVector perturbation The pattern are dominated by U mode
Tensor Perturbation Both Q and U are present nearly equal amount
Scalar Q E mode only
Vector U mainly B mode
Tensor Q amp U both E amp B mode
3 Peculiar pol pattern raise different pol mode (EampB)Scalar mode never generates B mode Vector amp Tensor modes generate B modeUnder inflation paradigm vector modes decay away and scalar and tensor survive (Topological Defect Model) Detection of B mode would suggests possible existence of Gravity Wave Polarization behaves as a field with spin 2Polarization separates property of Perturbation up to spin 2 ( Temps)Thatrsquos why Polarization is BRAND NEW
New frontier in Physics Polarization provides new probe to access scalar vector and tensor mode Especially B mode by tensor perturbation provides clue to Inflation EnergyHowever challenging -Requirement High sensitivity (B mode detection) Further understanding of foreground Improvement of systematicBut exciting Handful future mission (PLANCK etc) Reach testify Inflation theory by CMB (Non Gaussianity etc)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 46
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 47
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 48
KWASARY a CMB
Wyniki z LYkwasaroacutew i CMB są konsystentne
Z badań LY kwasaroacutew bullprzy z~6 IGM jest w 1 neutralne -gt jest to bdquoogonrdquo procesu rejonizacjibullPomiary dla 3 najodleglejszych kwasaroacutew wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6 z niewielką dyspersją dla roacuteżnych linii widzeniabullCMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17 Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji
WnioskibullRejonizacja nie jest przejściem fazowymbullRejonizacja trwała w zakresie 6ltzlt20 (6108 lat)bullPierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 13
Informacje o rejonizacji pochodzą będą pochodzić z
Obserwacji odległych kwasaroacutew (QSO)
bullNajbardziej zaawansowane jest badanie i zrozumienie widm kwasaroacutew
Obserwacji widm odległych GRB bullWydaje się że ze względu na szereg zalet w poroacutewnaniu z QSO istotne jest badanie GRB
Obserwacji radiowych w obszarach niskich częstości bull np LOFAR ndash LOw FRequency ARray
IPJ jest zaangażowany w prace nad LOFARem
Polaryzacji CMB bullzrozumienie polaryzacji promieniowania CMB jest trudne
Własności atomu wodoru
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 14
Wielki Wybuch t = 0bullTemperatura jest bardzo wysokabullGęstość ogromna
Inflacja t = 10-35 sec T = 1027 K bullGwałtowne rozszerzanie się Wszechświata bullMaleje jego gęstość i temperaturabullNie ma struktur w morzu fotonoacutew istnieją kwarki i leptony
t ~10-6sec T~1012 Kbullz kwarkoacutew powstają protony i neutrony
t~ 3 ndash 4 minuty T= 109 K
bullpowstają jądra He (6 jader He i 94 protonoacutew )
Szukac pod MikePowerpoint bdquoEarly Universerdquo
Dlaczego wodoacuter
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 15
t ~ 300 000 lat T ~3000K bullMateria we Wszechświecie staje się neutralna bullfotony odprzęgają się od materii bullte fotony znane są jako promieniowanie mikrofalowe (CMB) i obserwowane z temperatura 273 K bullpowstają atomy wodoru i He
Niewielkie ilości Li zostały wyprodukowane we wczesnym Wszechświecie Niewielkie ilości He powstają w procesach zachodzących w gwiazdach Pierwiastki cięższe od He powstają w jądrach gwiazdWszechświat ndash materia widzialna - 6 jąder He i 94 protonoacutew
Pod wpływem grawitacji z H i He powstają gwiazdy i galaktyki Cześć H i He pozostaje w materii między gwiezdnej
Wszystkie protony neutrony i elektrony ktoacutere dzisiaj istnieją we Wszechświecie powstały kilka sekund po Wielkim Wybuchu
Teoria Wielkiego Wybuchu wyjaśnia istniejące w przyrodzie ilości pierwiastkoacutew (H He D Li)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 16
Atom Wodoru SERIA LYMANA
Seria Lymana emisja kwantoacutew gama przy przejściu z elektronu z poziomu ngt=2 do poziomu o n=1
Długość fali
gdzie R jest stałą Rydberga
dla tych przejść jest całkowicie w ultrafiolecie
Linia przejscia n=2 n=1 jest to
Lyman = 121 nm
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 17
seria Balmera - bliski QSO
n Balmer (nm)
2 6563
3 4861
4 4341
5 4102
6 3970
Red shift z można wyznaczyć o ile znana jest długość fali emitowanej Tutaj zidentyfikowane linie z serii Balmera wodoru
1+z = (obserwowane) (emitowane)
H(486133 A) przesunięta do 564034 ABardzo bliski QSO z = 0158
httpcasswwwucsdedupublictutorialQuasarshtml
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 18
Pochłanianie światła w neutralnym wodorze
obserwacja emisjaw podczerwieni LY = (LY ) (1+z) w nadfiolecie
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
QSO
GRB
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 19
Obserwacja kwasara GRB pomiar
= neutralny H
z ndash look back time
Rozszerzający się Wszechświat wypełniony neutralnym H byłby nieprzezroczysty dla fotonoacutew w z energia poniżej 102 eV ( 121 nm) Nawet niewielka ilość neutralnego H pochłania fotony
Fotony o wyższej energii jonizują HLy jest wzbudzeniem elektronu ze stanu n=1 do stanu n=2
Obie linie Ly ndash emisji i absorpcji sa bardzo silne
wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
httpwwwphysicstodayorgvol-54iss-10p17html wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
Szukaj amueller talks 1stQSOs
Pierwsza jonizacja
ŹroacutedłoQSO ( Ly a)
GRB
CMB są źroacutedłami światła ktoacutere podświetlają rozszerzającą się przestrzeń między źroacutedłem a obserwatorem
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 20
Kwasary Quasi-stellar radio source quasi stellar object
Większośc quasaroacutew NIE jest źroacutedłem promieniowania radiowego
Najkroacutetsza charakterystyka kwasaroacutew
Bardzo jasne jedne z najjaśniejszych we Wszechświecie i odległe obiekty
Pojedynczy kwasar może być jaśniejszy tysiąc razy od całej galaktyki
Jasność może być zmienna z okresem ~godzin
Energia kwasara pochodzi z objętości ~ objętości naszego Układu Slonecznego
kwasar jest jądrem młodej galaktyki
Wydaje się że energia kwasara pochodzi z gazu zasysanego przez super ciężką czarną dziurę
Taka czarna dziura może mieć M ~109 Mo
O QSO httpwwwastruaedukeelagnquasar40html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 21
wwwcfaustceducnotherssummerschoolDocE6A88AE69993E8BE89E6A88AE69993E8BE893ppt [PPT] widefieldlblgovtalks2004fan_snap2ppt
Rekordzista 2007
z = 643
t = 870 106 ABB
kwasary we Wszechświecie
Gęstość kwasaroacutew szybko maleje ze wzrostem z (z=25) (z=6) =40Znane liczby QSO zgt4 ponad 1000
zgt6 około 15
Canada-France-Hawaii Telescope CFHQS J2329-0301
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 22
httpe-collectionethbibethzchecol-poolinkonfinkonf_185pdf
Widma kwasaroacutew w ich układzie nie wydają się zależeć od z
małe z
z ~ 6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 23
Las Ly (linie absorpcyjne) powstaje gdy ultrafiolet odległego źroacutedła jest absorbowany przez randomnie rozłożone kieszenie neutralnego wodoru Przestrzeń jednorodnie wypełniona neutralnym H powoduje całkowitą absorpcję - bdquorynnęrdquo Jest to efekt (przewidziany przez) Gunn-Petersona
httpwwwphysicstodayorgvol-54iss-10p17html
wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
Obserwowana Długość fali - z ndash look back time
Przechodzący strumień
Rynna ndash pełna absorpcja
Obserwowane Widmo kwasarain
ten
syw
no
ść
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 24
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
Obserwowane widmo
1 kwasar
2 Linia obserwacji
3 zjonizowane bąble gazu na linii obserwacji quasara
4 Pojedyncze zjonizowane bąble
5 Nieprzezroczysty obojętny gaz we wczesnym Wszechświecie
6 Obszar silnego pochłaniania przez obojętny gaz
7 Pojedyncze obszary transmisji przez już zjonizowany gaz
3 54
2 1
7 6
Długość fali ndash red shift
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 25
httpe-collectionethbibethzchecol-poolinkonfinkonf_185pdf
= 700nm 800nm 900nmWidma kwasaroacutew z dużymi z
Emitowana to 121 nm (Ly)
Podobieństwo kształtu widm dla roacuteznych z
Dla maksymalnych znanych z widoczne całkowite pochłoniecie strumienia
Obserwacja bdquorynny Gunn-Petersona spowodowanej obecnościa neutralnego wodoru w gazie międzygwiezdnym
dane SDSS ndash Sloan Digital Sky Survey ndash dedykowany 25m teleskop na Apache Point NM
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 26
Spectra of the 11 quasars from 574 to 642
Note the two prominent spectral features the presence of strong emission lines not only ly a
but also strong metal lines from N C Si etc indicating high metallicity in the quasar environement
and the strong evolution and complete absorption of ly a forest where the complete or almost complete g-p troughs appear at zgt6
PPT] wwwmporzioastroit~fioreVATFanppt
wavelength4000 A 9000 A
reds
hift
46420 Quasars from the SDSS Data Release Three
MgII
Ly
5
2
1
CIII
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 27
1 Do z~57 Lyα absorpcja zachowuje się zgodnie z
oczekiwaniami z mniejszych red shiftoacutew
Widma Lyα kwasaroacutew odkrytych przez SDSS
Dane z 10-m Keck II teleskopu Mauna Kea na Hawajach
2 W widmie dla z = 582 i 599 las Ly- pojawia się zaraz koło maksimum Ly- QSO po stronie kroacutetszych długości fal
3 Dla z=628 średni transmitowany strumień w zakresie 845 nm lt lt871nm jest zgodny z 0
4 Jest to przekonywująca obserwacja rynny Gunn-Petersona spowodowanej przez neutralny wodoacuter w IGM
5 Nawet niewielka ilość neutralnego wodoru w IGM powoduje absorpcję strumienia w obszarze lasu Lyα
6 Istnienie rynny G-P jako takiej nie pokazuje jeszcze ze QSO jest obserwowany przed epoką rejonizacji
7 Średnia zmiana absorpcji dla QSO z dużymi z sugeruje że średnia jonizacja wzdłuż linii obserwacji zmalała znacząco od z ~5 do z~6 i że Wszechświat zbliża się do epoki jonizacji przy z ~6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 28
CFHQS J1509-1749 at z=612
Effective optical depth from the spectrum of CFHQS J1509-1749 (Lyman alpha red symbols Lyman beta blue symbol)
The small black symbols show data from SDSS quasars (Fan et al 2006)
The solid line is the extrapolation of optical depth evolution at lower redshift
For J1509-1749 and the SDSS quasars there is a more rapid evolution at z gt 54 than indicated in this extrapolation
The dotted and dot-dashed lines are the effective optical depth evolution for two theoretical models
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 29
Red squares show the Ly transmission and the blue square is the Ly transmission in bins of width z = 015 Small circles show the Lytransmission from the sample of 19 SDSS quasars (Fan et al 2006b) The solid line is the fit to the Lytransmission of z lt 55 quasars (Fan et al 2006b) The dashed line was obtained by (Becker et al 2007) by fitting flux PDFs of z lt 54 quasars with a lognormal optical depth distributionAt z gt 57 our data (and most of those in the SDSS) fall below the extrapolation of the Fan et al curve
CFHQS J1509-1749 at z=612
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
Lyman transmission in the spectrum of CFHQS J1509-1749
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 30
Obserwacja rynny Gunn Petersona dla fal kroacutetszych od Ly i Ly
Silna i trudna do symulacji linia emisyjna Ly
Silny efekt sąsiedztwa wpływający na jonizacje IMG
To są minusy QSO
QSO obserwowane przez SDSS zgt58
Ale jest jeszcze informacja z CMB GRB oraz linii 21 cmhellip
Rejonizacja obserwowana w widmie kwasaroacutew
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 31
Rosette Nebulahttpastrosun2astrocornelleduacademicscoursesastro201stromgren_spherehtm
Region of ionized hydrogen (HII T~10 000K) surrounding a hot young O-B star The hydrogen is ionized by the ultraviolet photons being emitted by the hot star Stromgrem spheres are also called HII regions
Stromgren sphere
przykład
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 32
Informacje z anisotropii CMB
Wczesny Wszechświat Primary anisotropies niosą informację o roacuteżnych charakterystykach Wszechświata w okresie gdy fotony CMB rozproszyły się po raz ostatni (last scattering) gdy Wszechświat stał się neutralny (z ~ 1100)
bull fluktuacje temperatury bullFluktuacje gęstości i prędkości plazmy
Zrozumienie primary anisotropies jest niezbędne dla użycia wynikoacutew badania CMB do testoacutew modeli kosmologicznych
Powstawanie wielkich struktur Secondary anisotropies - powstają w wyniku oddziaływań CMB fotonoacutew z materią na drodze do obserwatora
bullefekty grawitacyjne (Gravitational lensing non-static gravitational potential wells) bullefekty scatteringu (Sunyaev-Zeldovich (SZ) thermal effect Doppler effects)
Secondary anisotropies pomagają w zrozumieniu powstawania i rozwoju struktur
httpwwwiasu-psudfrwebsitemodulescontent_micindexphpid=35
Dyskusja skal katowych w httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 33
Komentarz Problem polaryzacji jest trudny
Polega na rozdzieleniu wkładu od tego
bullco zdarzyło się na powierzchni ostatniego rozproszenia
bullco zdarzyło się na drodze CMB do obserwatora
Takie rozdzielenie pozwala na wyciąganie wnioskoacutew dot
bull kosmologii (primary anisotropies) oraz
bull obecności zjonizowanego wodoru i oddziaływań grawitacyjnych na drodze do obserwatora (Secondary anisotropies)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 34
visibleHP MM
pe
of90
He
fotony CMB
Fotony CMB oddziaływają
grawitacyjne (efekt integrated Sachs-Wolfe) Z elektronami w klustrach galaktyk efekt Sunyaeva-Zeldovicha
bullthermal - Inverse Compton scattering) bullDoppler shift Kinematic Sunyaev-Zeldovich Effect
wwwphysicssceduneutrinoworkshopSZ_Effectppt
Hot plasmas
33
8
cm10densitynumber
K1010keVetemperatur-
e
e
N
T )(
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 35
Anizotropia temperatury w CMB jest dobrze znana
Polaryzacja (mierzona przez WMAP) jest wynikiem stosunkowo nowym
Polaryzacja daje informacje zaroacutewno o Wszechświecie w czasie t~10-35 sec jak i historii jonizacji Stopień polaryzacji zależy bezpośrednio od kwadrupolowych fluktuacji gęstości rozpraszanych fotonoacutewPatern polaryzacji jest odbiciem lokalnej anizotropii na powierzchni last scattering Fluktuacje temperatury mogą mieć 3 źroacutedła fluktuacje skalarne wektorowe i tensorowe
httpastroberkeleyedu~mwhitepolarnode1htmlSECTION00010000000000000000
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 36
MECHANIZM POWSTAWANIA POLARYZACJI
Anizotropie temperaturowe są rzedu 10-5K polaryzacja rzędu 10-6 czyli poniżej K co przedstawia wyzwanie dla pomiaru
Anizotropie kwadrupolowe ktoacutere powodują powstanie polaryzacji CMB są wynikiem roacuteżnych mechanizmoacutew w roacuteżnych okresach
W okresie z ~1100 (decoupling) gradient prędkości plazmy powoduje powstanie kwqdrupolowych rozkładoacutew ( w układzie środka masy elektronu promieniowanie reliktowe ma rozkład kwadrupolowy proporcjonalny do gradientu prędkości i średniej drogo swobodnej między rozproszeniami)
Dla zgt1100 fotony sprzęgają się silnie z elektronami średnia droga swobodna między rozproszeniami jest mała i więc mała jest polaryzacja
Dla zlt 1100 nie ma swobodnych elektronoacutew i
CMB może się rozpraszać dopiero gdy pojawia się swobodne elektrony tzn gdy światło pierwszego pokolenia gwiazd zacznie jonizować Wszechświat
Ten proces zachodzi dla zltltz = 1100 i może być wydzielony z sygnału rozproszenia na last scattering surface
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 37
Temperature perturbations have 3 geometrically distinct sources
the scalar (compressional) scalar modesrepresent perturbations in the (energy) density of the cosmological
fluid(s) at last scattering and are the only fluctuations which can form structure though gravitational instability
vector (vortical) and
tensor (gravitational wave) perturbations
Formally they form the irreducible basis of the symmetric metric tensor
We shall consider each of these below and show that the scalar vector and tensor quadrupole anisotropy correspond to respectively
This leads to different patterns of polarization for the three sources
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 38
Secondary anisotropies get contributions from the entire line of sight
Sachs-Wolfe effect It is broken into two parts
the effect of the potential at the surface of last scattering which is the ordinary Sachs-Wolfe effect and
the integrated Sachs-Wolfe (ISW) effect which depends on the change of the gravitational potential while photons of the CMB are passing through a potential well This redshifting or blueshifting of a photon as it passes through potential wells is called the Integrated Sachs-Wolfe effect
Thermal Sunyaev-Zeldovich(SZ) effect1048713Scattering of CMB photons off hot electrons1048713Negative for low and positive for high frequencies1048713Point Sources1048713Contaminate the CMB
The thermal Sunyaev-Zeldovich effect arises from the frequency shift when CMB photons are scattered by the hot electrons in the intra-cluster gas
Peculiar velocities of the hot intra-cluster gas lead to a Doppler shift of the scattered photons which is proportional to the product of the radial peculiar velocity and the electron density integrated along the line of sight through the cluster
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 39
Korelacja TE mierzy głębokość obszaru reionizacjiPomiary modoacutew E
Pozwalana precyzyjniejsze wyznaczenie parametroacutew kosmologicznych rejonizacji indeksu spektralnego widma mocy
Mody B z soczewkowatych modoacutew EBadanie wielkoskalowych struktur do z ~1100
Mody B z fal grawitacyjnych niosą informacje o modelach inflacji
In the foreground-corrected maps we detect l(l + 1)C 2 = 0086 plusmn 0029 ( K)2 This is interpreted as the result of rescattering of the CMB by free electrons released during reionization at zr = 109(+27-23) for a model with instantaneous reionization
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 40
Podsumowując WMAP zaobserwował
sygnał polaryzacji pochodzący z dużego obszaru nieba
Zmierzył bullanizotropie temperaturowe (CTT
l TT power spectrum)
bullKorelacje temperatura ndash polaryzacja E ( CTEl TE power
spectrum)bullAnizotropie polaryzacji E (EE power spectrum)
wynik reionizacja przy z = 11 +-3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 41
Wyniki badania CMB (WMAP)
Rozkład roacuteżnic temperatury TTndash wykres wielokrotnie pokazywany tutaj w skali log
Korelacje temperatura ndash polaryzacja E TE
Polaryzacja E
Polaryzacja B i modele
Wyniki WMAP rysunki wzory etc chyba dobre Fig 25 z pliku httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
TT
TE
EE
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 42
The basic observable of the CMB is its intensity as a function of frequency and direction on the sky n Since the CMB spectrum is an extremely good blackbody with a nearly constant temperature across the sky T we generally describe this observable in terms of a temperature fluctuation
If these fluctuations are Gaussian then the multipole moments of the temperature field
(1)
are fully characterized by their power spectrum
(2)
whose values as a function of l are independent in a given realization For this reason predictions and analyses are typically performed in harmonic space On small sections of the sky where its curvature can be neglected the spherical harmonic analysis becomes ordinary Fourier analysis in two dimensions In this limit becomes the Fourier wavenumber Since the angular wavelength large multipole moments corresponds to small angular scales l~102 with representing degree scale separations Likewise since in this limit the variance of the field is the power spectrum is usually displayed as
(3)httpbackgrounduchicagoedu~whuaraanode4htm
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 43
httpwwwphysicsprincetoneducosmologycapmapcalpaperpdf
In a fixed (xy) basis the Stokes parameters are
For purely monochromatic coherent radiation one can show that
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 44
Key words ndashComplementary and Brand newPolarization power spectrum is complementary to the temperature power spectrum -Combined with temperature anisotropy pol helps reconstruction of cosmological model (Ref Prof Holderrsquos talk)Polarization accesses to vector amp tensor perturbations -Measure Stochastic Gravitational wave -Estimate energy scale of Inflation -Test of Inflation -Observe Gravitation Lensing
Thomson cross section depends on polarization and angleScattered radiation polarized parallel to the incident polarizationBut to polarize Thomson scattering is not enoughBipolar anisotropy cancel out polarization Only Quadruple Anisotropy induces linear polarizationThe combination of Thomson Scattering and Quadruple Anisotropy is relevant
We map all the sky with Stokes parameter S=(I Q U V) Total Intensity IQ amp U parameter describe linear polarizationCircular pol gives V=0These are the property of vector on the point (local quantity)Q and U depends on the coordinate selectionSay with 45 deg rotationQU-Q-UQ Coordinate invariant quantity is better
More suitable description is to define globally One example is called E mode and B mode E amp B mode are group of several polarization vectors E is ldquoDivergencerdquo like and B is ldquoCurlrdquo like No coordinate dependence Important for Gravitational Wave detection B mode can be generated from Gravitational Wave etc What characterize E amp B mode quantitatively
There are two directions in a polarization field -The orientation of polarization -The direction in which pol Changes (eg Temps Modulation)Modulation changes pol amplitude sign but not nature (Q remains Q)The hall mark of E mode is both are parallel or perpendicular In B mode not necessarily alignedImportant is relative orientation not absolute orientation (Q or U) What types of sources realize eachpattern
E mode B mode Bardzo dobre wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 45
wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
Quadruple Anisotropy is categorized into 3 perturbationSpherical harmonic Ylm with l=2 m=0 +-1 +-2Scalar Vector and Tensor perturbationsEach perturbation generates characteristic geometries of polarization Their projection determine the pol Pattern The polarization pattern determines whether E amp B mode are generated
Scalar Perturbation Represent perturbation in the temperature fluctuationPhoton from different temperature produce net polarizationProjection of quadruple anisotropy allows polarization pattern
Polarization is maximum at equatorOnly Q parameter is generated
bullVector perturbation The pattern are dominated by U mode
Tensor Perturbation Both Q and U are present nearly equal amount
Scalar Q E mode only
Vector U mainly B mode
Tensor Q amp U both E amp B mode
3 Peculiar pol pattern raise different pol mode (EampB)Scalar mode never generates B mode Vector amp Tensor modes generate B modeUnder inflation paradigm vector modes decay away and scalar and tensor survive (Topological Defect Model) Detection of B mode would suggests possible existence of Gravity Wave Polarization behaves as a field with spin 2Polarization separates property of Perturbation up to spin 2 ( Temps)Thatrsquos why Polarization is BRAND NEW
New frontier in Physics Polarization provides new probe to access scalar vector and tensor mode Especially B mode by tensor perturbation provides clue to Inflation EnergyHowever challenging -Requirement High sensitivity (B mode detection) Further understanding of foreground Improvement of systematicBut exciting Handful future mission (PLANCK etc) Reach testify Inflation theory by CMB (Non Gaussianity etc)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 46
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 47
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 48
KWASARY a CMB
Wyniki z LYkwasaroacutew i CMB są konsystentne
Z badań LY kwasaroacutew bullprzy z~6 IGM jest w 1 neutralne -gt jest to bdquoogonrdquo procesu rejonizacjibullPomiary dla 3 najodleglejszych kwasaroacutew wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6 z niewielką dyspersją dla roacuteżnych linii widzeniabullCMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17 Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji
WnioskibullRejonizacja nie jest przejściem fazowymbullRejonizacja trwała w zakresie 6ltzlt20 (6108 lat)bullPierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 14
Wielki Wybuch t = 0bullTemperatura jest bardzo wysokabullGęstość ogromna
Inflacja t = 10-35 sec T = 1027 K bullGwałtowne rozszerzanie się Wszechświata bullMaleje jego gęstość i temperaturabullNie ma struktur w morzu fotonoacutew istnieją kwarki i leptony
t ~10-6sec T~1012 Kbullz kwarkoacutew powstają protony i neutrony
t~ 3 ndash 4 minuty T= 109 K
bullpowstają jądra He (6 jader He i 94 protonoacutew )
Szukac pod MikePowerpoint bdquoEarly Universerdquo
Dlaczego wodoacuter
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 15
t ~ 300 000 lat T ~3000K bullMateria we Wszechświecie staje się neutralna bullfotony odprzęgają się od materii bullte fotony znane są jako promieniowanie mikrofalowe (CMB) i obserwowane z temperatura 273 K bullpowstają atomy wodoru i He
Niewielkie ilości Li zostały wyprodukowane we wczesnym Wszechświecie Niewielkie ilości He powstają w procesach zachodzących w gwiazdach Pierwiastki cięższe od He powstają w jądrach gwiazdWszechświat ndash materia widzialna - 6 jąder He i 94 protonoacutew
Pod wpływem grawitacji z H i He powstają gwiazdy i galaktyki Cześć H i He pozostaje w materii między gwiezdnej
Wszystkie protony neutrony i elektrony ktoacutere dzisiaj istnieją we Wszechświecie powstały kilka sekund po Wielkim Wybuchu
Teoria Wielkiego Wybuchu wyjaśnia istniejące w przyrodzie ilości pierwiastkoacutew (H He D Li)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 16
Atom Wodoru SERIA LYMANA
Seria Lymana emisja kwantoacutew gama przy przejściu z elektronu z poziomu ngt=2 do poziomu o n=1
Długość fali
gdzie R jest stałą Rydberga
dla tych przejść jest całkowicie w ultrafiolecie
Linia przejscia n=2 n=1 jest to
Lyman = 121 nm
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 17
seria Balmera - bliski QSO
n Balmer (nm)
2 6563
3 4861
4 4341
5 4102
6 3970
Red shift z można wyznaczyć o ile znana jest długość fali emitowanej Tutaj zidentyfikowane linie z serii Balmera wodoru
1+z = (obserwowane) (emitowane)
H(486133 A) przesunięta do 564034 ABardzo bliski QSO z = 0158
httpcasswwwucsdedupublictutorialQuasarshtml
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 18
Pochłanianie światła w neutralnym wodorze
obserwacja emisjaw podczerwieni LY = (LY ) (1+z) w nadfiolecie
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
QSO
GRB
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 19
Obserwacja kwasara GRB pomiar
= neutralny H
z ndash look back time
Rozszerzający się Wszechświat wypełniony neutralnym H byłby nieprzezroczysty dla fotonoacutew w z energia poniżej 102 eV ( 121 nm) Nawet niewielka ilość neutralnego H pochłania fotony
Fotony o wyższej energii jonizują HLy jest wzbudzeniem elektronu ze stanu n=1 do stanu n=2
Obie linie Ly ndash emisji i absorpcji sa bardzo silne
wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
httpwwwphysicstodayorgvol-54iss-10p17html wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
Szukaj amueller talks 1stQSOs
Pierwsza jonizacja
ŹroacutedłoQSO ( Ly a)
GRB
CMB są źroacutedłami światła ktoacutere podświetlają rozszerzającą się przestrzeń między źroacutedłem a obserwatorem
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 20
Kwasary Quasi-stellar radio source quasi stellar object
Większośc quasaroacutew NIE jest źroacutedłem promieniowania radiowego
Najkroacutetsza charakterystyka kwasaroacutew
Bardzo jasne jedne z najjaśniejszych we Wszechświecie i odległe obiekty
Pojedynczy kwasar może być jaśniejszy tysiąc razy od całej galaktyki
Jasność może być zmienna z okresem ~godzin
Energia kwasara pochodzi z objętości ~ objętości naszego Układu Slonecznego
kwasar jest jądrem młodej galaktyki
Wydaje się że energia kwasara pochodzi z gazu zasysanego przez super ciężką czarną dziurę
Taka czarna dziura może mieć M ~109 Mo
O QSO httpwwwastruaedukeelagnquasar40html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 21
wwwcfaustceducnotherssummerschoolDocE6A88AE69993E8BE89E6A88AE69993E8BE893ppt [PPT] widefieldlblgovtalks2004fan_snap2ppt
Rekordzista 2007
z = 643
t = 870 106 ABB
kwasary we Wszechświecie
Gęstość kwasaroacutew szybko maleje ze wzrostem z (z=25) (z=6) =40Znane liczby QSO zgt4 ponad 1000
zgt6 około 15
Canada-France-Hawaii Telescope CFHQS J2329-0301
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 22
httpe-collectionethbibethzchecol-poolinkonfinkonf_185pdf
Widma kwasaroacutew w ich układzie nie wydają się zależeć od z
małe z
z ~ 6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 23
Las Ly (linie absorpcyjne) powstaje gdy ultrafiolet odległego źroacutedła jest absorbowany przez randomnie rozłożone kieszenie neutralnego wodoru Przestrzeń jednorodnie wypełniona neutralnym H powoduje całkowitą absorpcję - bdquorynnęrdquo Jest to efekt (przewidziany przez) Gunn-Petersona
httpwwwphysicstodayorgvol-54iss-10p17html
wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
Obserwowana Długość fali - z ndash look back time
Przechodzący strumień
Rynna ndash pełna absorpcja
Obserwowane Widmo kwasarain
ten
syw
no
ść
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 24
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
Obserwowane widmo
1 kwasar
2 Linia obserwacji
3 zjonizowane bąble gazu na linii obserwacji quasara
4 Pojedyncze zjonizowane bąble
5 Nieprzezroczysty obojętny gaz we wczesnym Wszechświecie
6 Obszar silnego pochłaniania przez obojętny gaz
7 Pojedyncze obszary transmisji przez już zjonizowany gaz
3 54
2 1
7 6
Długość fali ndash red shift
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 25
httpe-collectionethbibethzchecol-poolinkonfinkonf_185pdf
= 700nm 800nm 900nmWidma kwasaroacutew z dużymi z
Emitowana to 121 nm (Ly)
Podobieństwo kształtu widm dla roacuteznych z
Dla maksymalnych znanych z widoczne całkowite pochłoniecie strumienia
Obserwacja bdquorynny Gunn-Petersona spowodowanej obecnościa neutralnego wodoru w gazie międzygwiezdnym
dane SDSS ndash Sloan Digital Sky Survey ndash dedykowany 25m teleskop na Apache Point NM
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 26
Spectra of the 11 quasars from 574 to 642
Note the two prominent spectral features the presence of strong emission lines not only ly a
but also strong metal lines from N C Si etc indicating high metallicity in the quasar environement
and the strong evolution and complete absorption of ly a forest where the complete or almost complete g-p troughs appear at zgt6
PPT] wwwmporzioastroit~fioreVATFanppt
wavelength4000 A 9000 A
reds
hift
46420 Quasars from the SDSS Data Release Three
MgII
Ly
5
2
1
CIII
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 27
1 Do z~57 Lyα absorpcja zachowuje się zgodnie z
oczekiwaniami z mniejszych red shiftoacutew
Widma Lyα kwasaroacutew odkrytych przez SDSS
Dane z 10-m Keck II teleskopu Mauna Kea na Hawajach
2 W widmie dla z = 582 i 599 las Ly- pojawia się zaraz koło maksimum Ly- QSO po stronie kroacutetszych długości fal
3 Dla z=628 średni transmitowany strumień w zakresie 845 nm lt lt871nm jest zgodny z 0
4 Jest to przekonywująca obserwacja rynny Gunn-Petersona spowodowanej przez neutralny wodoacuter w IGM
5 Nawet niewielka ilość neutralnego wodoru w IGM powoduje absorpcję strumienia w obszarze lasu Lyα
6 Istnienie rynny G-P jako takiej nie pokazuje jeszcze ze QSO jest obserwowany przed epoką rejonizacji
7 Średnia zmiana absorpcji dla QSO z dużymi z sugeruje że średnia jonizacja wzdłuż linii obserwacji zmalała znacząco od z ~5 do z~6 i że Wszechświat zbliża się do epoki jonizacji przy z ~6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 28
CFHQS J1509-1749 at z=612
Effective optical depth from the spectrum of CFHQS J1509-1749 (Lyman alpha red symbols Lyman beta blue symbol)
The small black symbols show data from SDSS quasars (Fan et al 2006)
The solid line is the extrapolation of optical depth evolution at lower redshift
For J1509-1749 and the SDSS quasars there is a more rapid evolution at z gt 54 than indicated in this extrapolation
The dotted and dot-dashed lines are the effective optical depth evolution for two theoretical models
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 29
Red squares show the Ly transmission and the blue square is the Ly transmission in bins of width z = 015 Small circles show the Lytransmission from the sample of 19 SDSS quasars (Fan et al 2006b) The solid line is the fit to the Lytransmission of z lt 55 quasars (Fan et al 2006b) The dashed line was obtained by (Becker et al 2007) by fitting flux PDFs of z lt 54 quasars with a lognormal optical depth distributionAt z gt 57 our data (and most of those in the SDSS) fall below the extrapolation of the Fan et al curve
CFHQS J1509-1749 at z=612
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
Lyman transmission in the spectrum of CFHQS J1509-1749
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 30
Obserwacja rynny Gunn Petersona dla fal kroacutetszych od Ly i Ly
Silna i trudna do symulacji linia emisyjna Ly
Silny efekt sąsiedztwa wpływający na jonizacje IMG
To są minusy QSO
QSO obserwowane przez SDSS zgt58
Ale jest jeszcze informacja z CMB GRB oraz linii 21 cmhellip
Rejonizacja obserwowana w widmie kwasaroacutew
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 31
Rosette Nebulahttpastrosun2astrocornelleduacademicscoursesastro201stromgren_spherehtm
Region of ionized hydrogen (HII T~10 000K) surrounding a hot young O-B star The hydrogen is ionized by the ultraviolet photons being emitted by the hot star Stromgrem spheres are also called HII regions
Stromgren sphere
przykład
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 32
Informacje z anisotropii CMB
Wczesny Wszechświat Primary anisotropies niosą informację o roacuteżnych charakterystykach Wszechświata w okresie gdy fotony CMB rozproszyły się po raz ostatni (last scattering) gdy Wszechświat stał się neutralny (z ~ 1100)
bull fluktuacje temperatury bullFluktuacje gęstości i prędkości plazmy
Zrozumienie primary anisotropies jest niezbędne dla użycia wynikoacutew badania CMB do testoacutew modeli kosmologicznych
Powstawanie wielkich struktur Secondary anisotropies - powstają w wyniku oddziaływań CMB fotonoacutew z materią na drodze do obserwatora
bullefekty grawitacyjne (Gravitational lensing non-static gravitational potential wells) bullefekty scatteringu (Sunyaev-Zeldovich (SZ) thermal effect Doppler effects)
Secondary anisotropies pomagają w zrozumieniu powstawania i rozwoju struktur
httpwwwiasu-psudfrwebsitemodulescontent_micindexphpid=35
Dyskusja skal katowych w httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 33
Komentarz Problem polaryzacji jest trudny
Polega na rozdzieleniu wkładu od tego
bullco zdarzyło się na powierzchni ostatniego rozproszenia
bullco zdarzyło się na drodze CMB do obserwatora
Takie rozdzielenie pozwala na wyciąganie wnioskoacutew dot
bull kosmologii (primary anisotropies) oraz
bull obecności zjonizowanego wodoru i oddziaływań grawitacyjnych na drodze do obserwatora (Secondary anisotropies)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 34
visibleHP MM
pe
of90
He
fotony CMB
Fotony CMB oddziaływają
grawitacyjne (efekt integrated Sachs-Wolfe) Z elektronami w klustrach galaktyk efekt Sunyaeva-Zeldovicha
bullthermal - Inverse Compton scattering) bullDoppler shift Kinematic Sunyaev-Zeldovich Effect
wwwphysicssceduneutrinoworkshopSZ_Effectppt
Hot plasmas
33
8
cm10densitynumber
K1010keVetemperatur-
e
e
N
T )(
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 35
Anizotropia temperatury w CMB jest dobrze znana
Polaryzacja (mierzona przez WMAP) jest wynikiem stosunkowo nowym
Polaryzacja daje informacje zaroacutewno o Wszechświecie w czasie t~10-35 sec jak i historii jonizacji Stopień polaryzacji zależy bezpośrednio od kwadrupolowych fluktuacji gęstości rozpraszanych fotonoacutewPatern polaryzacji jest odbiciem lokalnej anizotropii na powierzchni last scattering Fluktuacje temperatury mogą mieć 3 źroacutedła fluktuacje skalarne wektorowe i tensorowe
httpastroberkeleyedu~mwhitepolarnode1htmlSECTION00010000000000000000
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 36
MECHANIZM POWSTAWANIA POLARYZACJI
Anizotropie temperaturowe są rzedu 10-5K polaryzacja rzędu 10-6 czyli poniżej K co przedstawia wyzwanie dla pomiaru
Anizotropie kwadrupolowe ktoacutere powodują powstanie polaryzacji CMB są wynikiem roacuteżnych mechanizmoacutew w roacuteżnych okresach
W okresie z ~1100 (decoupling) gradient prędkości plazmy powoduje powstanie kwqdrupolowych rozkładoacutew ( w układzie środka masy elektronu promieniowanie reliktowe ma rozkład kwadrupolowy proporcjonalny do gradientu prędkości i średniej drogo swobodnej między rozproszeniami)
Dla zgt1100 fotony sprzęgają się silnie z elektronami średnia droga swobodna między rozproszeniami jest mała i więc mała jest polaryzacja
Dla zlt 1100 nie ma swobodnych elektronoacutew i
CMB może się rozpraszać dopiero gdy pojawia się swobodne elektrony tzn gdy światło pierwszego pokolenia gwiazd zacznie jonizować Wszechświat
Ten proces zachodzi dla zltltz = 1100 i może być wydzielony z sygnału rozproszenia na last scattering surface
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 37
Temperature perturbations have 3 geometrically distinct sources
the scalar (compressional) scalar modesrepresent perturbations in the (energy) density of the cosmological
fluid(s) at last scattering and are the only fluctuations which can form structure though gravitational instability
vector (vortical) and
tensor (gravitational wave) perturbations
Formally they form the irreducible basis of the symmetric metric tensor
We shall consider each of these below and show that the scalar vector and tensor quadrupole anisotropy correspond to respectively
This leads to different patterns of polarization for the three sources
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 38
Secondary anisotropies get contributions from the entire line of sight
Sachs-Wolfe effect It is broken into two parts
the effect of the potential at the surface of last scattering which is the ordinary Sachs-Wolfe effect and
the integrated Sachs-Wolfe (ISW) effect which depends on the change of the gravitational potential while photons of the CMB are passing through a potential well This redshifting or blueshifting of a photon as it passes through potential wells is called the Integrated Sachs-Wolfe effect
Thermal Sunyaev-Zeldovich(SZ) effect1048713Scattering of CMB photons off hot electrons1048713Negative for low and positive for high frequencies1048713Point Sources1048713Contaminate the CMB
The thermal Sunyaev-Zeldovich effect arises from the frequency shift when CMB photons are scattered by the hot electrons in the intra-cluster gas
Peculiar velocities of the hot intra-cluster gas lead to a Doppler shift of the scattered photons which is proportional to the product of the radial peculiar velocity and the electron density integrated along the line of sight through the cluster
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 39
Korelacja TE mierzy głębokość obszaru reionizacjiPomiary modoacutew E
Pozwalana precyzyjniejsze wyznaczenie parametroacutew kosmologicznych rejonizacji indeksu spektralnego widma mocy
Mody B z soczewkowatych modoacutew EBadanie wielkoskalowych struktur do z ~1100
Mody B z fal grawitacyjnych niosą informacje o modelach inflacji
In the foreground-corrected maps we detect l(l + 1)C 2 = 0086 plusmn 0029 ( K)2 This is interpreted as the result of rescattering of the CMB by free electrons released during reionization at zr = 109(+27-23) for a model with instantaneous reionization
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 40
Podsumowując WMAP zaobserwował
sygnał polaryzacji pochodzący z dużego obszaru nieba
Zmierzył bullanizotropie temperaturowe (CTT
l TT power spectrum)
bullKorelacje temperatura ndash polaryzacja E ( CTEl TE power
spectrum)bullAnizotropie polaryzacji E (EE power spectrum)
wynik reionizacja przy z = 11 +-3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 41
Wyniki badania CMB (WMAP)
Rozkład roacuteżnic temperatury TTndash wykres wielokrotnie pokazywany tutaj w skali log
Korelacje temperatura ndash polaryzacja E TE
Polaryzacja E
Polaryzacja B i modele
Wyniki WMAP rysunki wzory etc chyba dobre Fig 25 z pliku httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
TT
TE
EE
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 42
The basic observable of the CMB is its intensity as a function of frequency and direction on the sky n Since the CMB spectrum is an extremely good blackbody with a nearly constant temperature across the sky T we generally describe this observable in terms of a temperature fluctuation
If these fluctuations are Gaussian then the multipole moments of the temperature field
(1)
are fully characterized by their power spectrum
(2)
whose values as a function of l are independent in a given realization For this reason predictions and analyses are typically performed in harmonic space On small sections of the sky where its curvature can be neglected the spherical harmonic analysis becomes ordinary Fourier analysis in two dimensions In this limit becomes the Fourier wavenumber Since the angular wavelength large multipole moments corresponds to small angular scales l~102 with representing degree scale separations Likewise since in this limit the variance of the field is the power spectrum is usually displayed as
(3)httpbackgrounduchicagoedu~whuaraanode4htm
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 43
httpwwwphysicsprincetoneducosmologycapmapcalpaperpdf
In a fixed (xy) basis the Stokes parameters are
For purely monochromatic coherent radiation one can show that
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 44
Key words ndashComplementary and Brand newPolarization power spectrum is complementary to the temperature power spectrum -Combined with temperature anisotropy pol helps reconstruction of cosmological model (Ref Prof Holderrsquos talk)Polarization accesses to vector amp tensor perturbations -Measure Stochastic Gravitational wave -Estimate energy scale of Inflation -Test of Inflation -Observe Gravitation Lensing
Thomson cross section depends on polarization and angleScattered radiation polarized parallel to the incident polarizationBut to polarize Thomson scattering is not enoughBipolar anisotropy cancel out polarization Only Quadruple Anisotropy induces linear polarizationThe combination of Thomson Scattering and Quadruple Anisotropy is relevant
We map all the sky with Stokes parameter S=(I Q U V) Total Intensity IQ amp U parameter describe linear polarizationCircular pol gives V=0These are the property of vector on the point (local quantity)Q and U depends on the coordinate selectionSay with 45 deg rotationQU-Q-UQ Coordinate invariant quantity is better
More suitable description is to define globally One example is called E mode and B mode E amp B mode are group of several polarization vectors E is ldquoDivergencerdquo like and B is ldquoCurlrdquo like No coordinate dependence Important for Gravitational Wave detection B mode can be generated from Gravitational Wave etc What characterize E amp B mode quantitatively
There are two directions in a polarization field -The orientation of polarization -The direction in which pol Changes (eg Temps Modulation)Modulation changes pol amplitude sign but not nature (Q remains Q)The hall mark of E mode is both are parallel or perpendicular In B mode not necessarily alignedImportant is relative orientation not absolute orientation (Q or U) What types of sources realize eachpattern
E mode B mode Bardzo dobre wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 45
wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
Quadruple Anisotropy is categorized into 3 perturbationSpherical harmonic Ylm with l=2 m=0 +-1 +-2Scalar Vector and Tensor perturbationsEach perturbation generates characteristic geometries of polarization Their projection determine the pol Pattern The polarization pattern determines whether E amp B mode are generated
Scalar Perturbation Represent perturbation in the temperature fluctuationPhoton from different temperature produce net polarizationProjection of quadruple anisotropy allows polarization pattern
Polarization is maximum at equatorOnly Q parameter is generated
bullVector perturbation The pattern are dominated by U mode
Tensor Perturbation Both Q and U are present nearly equal amount
Scalar Q E mode only
Vector U mainly B mode
Tensor Q amp U both E amp B mode
3 Peculiar pol pattern raise different pol mode (EampB)Scalar mode never generates B mode Vector amp Tensor modes generate B modeUnder inflation paradigm vector modes decay away and scalar and tensor survive (Topological Defect Model) Detection of B mode would suggests possible existence of Gravity Wave Polarization behaves as a field with spin 2Polarization separates property of Perturbation up to spin 2 ( Temps)Thatrsquos why Polarization is BRAND NEW
New frontier in Physics Polarization provides new probe to access scalar vector and tensor mode Especially B mode by tensor perturbation provides clue to Inflation EnergyHowever challenging -Requirement High sensitivity (B mode detection) Further understanding of foreground Improvement of systematicBut exciting Handful future mission (PLANCK etc) Reach testify Inflation theory by CMB (Non Gaussianity etc)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 46
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 47
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 48
KWASARY a CMB
Wyniki z LYkwasaroacutew i CMB są konsystentne
Z badań LY kwasaroacutew bullprzy z~6 IGM jest w 1 neutralne -gt jest to bdquoogonrdquo procesu rejonizacjibullPomiary dla 3 najodleglejszych kwasaroacutew wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6 z niewielką dyspersją dla roacuteżnych linii widzeniabullCMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17 Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji
WnioskibullRejonizacja nie jest przejściem fazowymbullRejonizacja trwała w zakresie 6ltzlt20 (6108 lat)bullPierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 15
t ~ 300 000 lat T ~3000K bullMateria we Wszechświecie staje się neutralna bullfotony odprzęgają się od materii bullte fotony znane są jako promieniowanie mikrofalowe (CMB) i obserwowane z temperatura 273 K bullpowstają atomy wodoru i He
Niewielkie ilości Li zostały wyprodukowane we wczesnym Wszechświecie Niewielkie ilości He powstają w procesach zachodzących w gwiazdach Pierwiastki cięższe od He powstają w jądrach gwiazdWszechświat ndash materia widzialna - 6 jąder He i 94 protonoacutew
Pod wpływem grawitacji z H i He powstają gwiazdy i galaktyki Cześć H i He pozostaje w materii między gwiezdnej
Wszystkie protony neutrony i elektrony ktoacutere dzisiaj istnieją we Wszechświecie powstały kilka sekund po Wielkim Wybuchu
Teoria Wielkiego Wybuchu wyjaśnia istniejące w przyrodzie ilości pierwiastkoacutew (H He D Li)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 16
Atom Wodoru SERIA LYMANA
Seria Lymana emisja kwantoacutew gama przy przejściu z elektronu z poziomu ngt=2 do poziomu o n=1
Długość fali
gdzie R jest stałą Rydberga
dla tych przejść jest całkowicie w ultrafiolecie
Linia przejscia n=2 n=1 jest to
Lyman = 121 nm
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 17
seria Balmera - bliski QSO
n Balmer (nm)
2 6563
3 4861
4 4341
5 4102
6 3970
Red shift z można wyznaczyć o ile znana jest długość fali emitowanej Tutaj zidentyfikowane linie z serii Balmera wodoru
1+z = (obserwowane) (emitowane)
H(486133 A) przesunięta do 564034 ABardzo bliski QSO z = 0158
httpcasswwwucsdedupublictutorialQuasarshtml
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 18
Pochłanianie światła w neutralnym wodorze
obserwacja emisjaw podczerwieni LY = (LY ) (1+z) w nadfiolecie
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
QSO
GRB
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 19
Obserwacja kwasara GRB pomiar
= neutralny H
z ndash look back time
Rozszerzający się Wszechświat wypełniony neutralnym H byłby nieprzezroczysty dla fotonoacutew w z energia poniżej 102 eV ( 121 nm) Nawet niewielka ilość neutralnego H pochłania fotony
Fotony o wyższej energii jonizują HLy jest wzbudzeniem elektronu ze stanu n=1 do stanu n=2
Obie linie Ly ndash emisji i absorpcji sa bardzo silne
wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
httpwwwphysicstodayorgvol-54iss-10p17html wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
Szukaj amueller talks 1stQSOs
Pierwsza jonizacja
ŹroacutedłoQSO ( Ly a)
GRB
CMB są źroacutedłami światła ktoacutere podświetlają rozszerzającą się przestrzeń między źroacutedłem a obserwatorem
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 20
Kwasary Quasi-stellar radio source quasi stellar object
Większośc quasaroacutew NIE jest źroacutedłem promieniowania radiowego
Najkroacutetsza charakterystyka kwasaroacutew
Bardzo jasne jedne z najjaśniejszych we Wszechświecie i odległe obiekty
Pojedynczy kwasar może być jaśniejszy tysiąc razy od całej galaktyki
Jasność może być zmienna z okresem ~godzin
Energia kwasara pochodzi z objętości ~ objętości naszego Układu Slonecznego
kwasar jest jądrem młodej galaktyki
Wydaje się że energia kwasara pochodzi z gazu zasysanego przez super ciężką czarną dziurę
Taka czarna dziura może mieć M ~109 Mo
O QSO httpwwwastruaedukeelagnquasar40html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 21
wwwcfaustceducnotherssummerschoolDocE6A88AE69993E8BE89E6A88AE69993E8BE893ppt [PPT] widefieldlblgovtalks2004fan_snap2ppt
Rekordzista 2007
z = 643
t = 870 106 ABB
kwasary we Wszechświecie
Gęstość kwasaroacutew szybko maleje ze wzrostem z (z=25) (z=6) =40Znane liczby QSO zgt4 ponad 1000
zgt6 około 15
Canada-France-Hawaii Telescope CFHQS J2329-0301
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 22
httpe-collectionethbibethzchecol-poolinkonfinkonf_185pdf
Widma kwasaroacutew w ich układzie nie wydają się zależeć od z
małe z
z ~ 6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 23
Las Ly (linie absorpcyjne) powstaje gdy ultrafiolet odległego źroacutedła jest absorbowany przez randomnie rozłożone kieszenie neutralnego wodoru Przestrzeń jednorodnie wypełniona neutralnym H powoduje całkowitą absorpcję - bdquorynnęrdquo Jest to efekt (przewidziany przez) Gunn-Petersona
httpwwwphysicstodayorgvol-54iss-10p17html
wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
Obserwowana Długość fali - z ndash look back time
Przechodzący strumień
Rynna ndash pełna absorpcja
Obserwowane Widmo kwasarain
ten
syw
no
ść
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 24
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
Obserwowane widmo
1 kwasar
2 Linia obserwacji
3 zjonizowane bąble gazu na linii obserwacji quasara
4 Pojedyncze zjonizowane bąble
5 Nieprzezroczysty obojętny gaz we wczesnym Wszechświecie
6 Obszar silnego pochłaniania przez obojętny gaz
7 Pojedyncze obszary transmisji przez już zjonizowany gaz
3 54
2 1
7 6
Długość fali ndash red shift
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 25
httpe-collectionethbibethzchecol-poolinkonfinkonf_185pdf
= 700nm 800nm 900nmWidma kwasaroacutew z dużymi z
Emitowana to 121 nm (Ly)
Podobieństwo kształtu widm dla roacuteznych z
Dla maksymalnych znanych z widoczne całkowite pochłoniecie strumienia
Obserwacja bdquorynny Gunn-Petersona spowodowanej obecnościa neutralnego wodoru w gazie międzygwiezdnym
dane SDSS ndash Sloan Digital Sky Survey ndash dedykowany 25m teleskop na Apache Point NM
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 26
Spectra of the 11 quasars from 574 to 642
Note the two prominent spectral features the presence of strong emission lines not only ly a
but also strong metal lines from N C Si etc indicating high metallicity in the quasar environement
and the strong evolution and complete absorption of ly a forest where the complete or almost complete g-p troughs appear at zgt6
PPT] wwwmporzioastroit~fioreVATFanppt
wavelength4000 A 9000 A
reds
hift
46420 Quasars from the SDSS Data Release Three
MgII
Ly
5
2
1
CIII
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 27
1 Do z~57 Lyα absorpcja zachowuje się zgodnie z
oczekiwaniami z mniejszych red shiftoacutew
Widma Lyα kwasaroacutew odkrytych przez SDSS
Dane z 10-m Keck II teleskopu Mauna Kea na Hawajach
2 W widmie dla z = 582 i 599 las Ly- pojawia się zaraz koło maksimum Ly- QSO po stronie kroacutetszych długości fal
3 Dla z=628 średni transmitowany strumień w zakresie 845 nm lt lt871nm jest zgodny z 0
4 Jest to przekonywująca obserwacja rynny Gunn-Petersona spowodowanej przez neutralny wodoacuter w IGM
5 Nawet niewielka ilość neutralnego wodoru w IGM powoduje absorpcję strumienia w obszarze lasu Lyα
6 Istnienie rynny G-P jako takiej nie pokazuje jeszcze ze QSO jest obserwowany przed epoką rejonizacji
7 Średnia zmiana absorpcji dla QSO z dużymi z sugeruje że średnia jonizacja wzdłuż linii obserwacji zmalała znacząco od z ~5 do z~6 i że Wszechświat zbliża się do epoki jonizacji przy z ~6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 28
CFHQS J1509-1749 at z=612
Effective optical depth from the spectrum of CFHQS J1509-1749 (Lyman alpha red symbols Lyman beta blue symbol)
The small black symbols show data from SDSS quasars (Fan et al 2006)
The solid line is the extrapolation of optical depth evolution at lower redshift
For J1509-1749 and the SDSS quasars there is a more rapid evolution at z gt 54 than indicated in this extrapolation
The dotted and dot-dashed lines are the effective optical depth evolution for two theoretical models
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 29
Red squares show the Ly transmission and the blue square is the Ly transmission in bins of width z = 015 Small circles show the Lytransmission from the sample of 19 SDSS quasars (Fan et al 2006b) The solid line is the fit to the Lytransmission of z lt 55 quasars (Fan et al 2006b) The dashed line was obtained by (Becker et al 2007) by fitting flux PDFs of z lt 54 quasars with a lognormal optical depth distributionAt z gt 57 our data (and most of those in the SDSS) fall below the extrapolation of the Fan et al curve
CFHQS J1509-1749 at z=612
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
Lyman transmission in the spectrum of CFHQS J1509-1749
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 30
Obserwacja rynny Gunn Petersona dla fal kroacutetszych od Ly i Ly
Silna i trudna do symulacji linia emisyjna Ly
Silny efekt sąsiedztwa wpływający na jonizacje IMG
To są minusy QSO
QSO obserwowane przez SDSS zgt58
Ale jest jeszcze informacja z CMB GRB oraz linii 21 cmhellip
Rejonizacja obserwowana w widmie kwasaroacutew
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 31
Rosette Nebulahttpastrosun2astrocornelleduacademicscoursesastro201stromgren_spherehtm
Region of ionized hydrogen (HII T~10 000K) surrounding a hot young O-B star The hydrogen is ionized by the ultraviolet photons being emitted by the hot star Stromgrem spheres are also called HII regions
Stromgren sphere
przykład
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 32
Informacje z anisotropii CMB
Wczesny Wszechświat Primary anisotropies niosą informację o roacuteżnych charakterystykach Wszechświata w okresie gdy fotony CMB rozproszyły się po raz ostatni (last scattering) gdy Wszechświat stał się neutralny (z ~ 1100)
bull fluktuacje temperatury bullFluktuacje gęstości i prędkości plazmy
Zrozumienie primary anisotropies jest niezbędne dla użycia wynikoacutew badania CMB do testoacutew modeli kosmologicznych
Powstawanie wielkich struktur Secondary anisotropies - powstają w wyniku oddziaływań CMB fotonoacutew z materią na drodze do obserwatora
bullefekty grawitacyjne (Gravitational lensing non-static gravitational potential wells) bullefekty scatteringu (Sunyaev-Zeldovich (SZ) thermal effect Doppler effects)
Secondary anisotropies pomagają w zrozumieniu powstawania i rozwoju struktur
httpwwwiasu-psudfrwebsitemodulescontent_micindexphpid=35
Dyskusja skal katowych w httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 33
Komentarz Problem polaryzacji jest trudny
Polega na rozdzieleniu wkładu od tego
bullco zdarzyło się na powierzchni ostatniego rozproszenia
bullco zdarzyło się na drodze CMB do obserwatora
Takie rozdzielenie pozwala na wyciąganie wnioskoacutew dot
bull kosmologii (primary anisotropies) oraz
bull obecności zjonizowanego wodoru i oddziaływań grawitacyjnych na drodze do obserwatora (Secondary anisotropies)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 34
visibleHP MM
pe
of90
He
fotony CMB
Fotony CMB oddziaływają
grawitacyjne (efekt integrated Sachs-Wolfe) Z elektronami w klustrach galaktyk efekt Sunyaeva-Zeldovicha
bullthermal - Inverse Compton scattering) bullDoppler shift Kinematic Sunyaev-Zeldovich Effect
wwwphysicssceduneutrinoworkshopSZ_Effectppt
Hot plasmas
33
8
cm10densitynumber
K1010keVetemperatur-
e
e
N
T )(
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 35
Anizotropia temperatury w CMB jest dobrze znana
Polaryzacja (mierzona przez WMAP) jest wynikiem stosunkowo nowym
Polaryzacja daje informacje zaroacutewno o Wszechświecie w czasie t~10-35 sec jak i historii jonizacji Stopień polaryzacji zależy bezpośrednio od kwadrupolowych fluktuacji gęstości rozpraszanych fotonoacutewPatern polaryzacji jest odbiciem lokalnej anizotropii na powierzchni last scattering Fluktuacje temperatury mogą mieć 3 źroacutedła fluktuacje skalarne wektorowe i tensorowe
httpastroberkeleyedu~mwhitepolarnode1htmlSECTION00010000000000000000
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 36
MECHANIZM POWSTAWANIA POLARYZACJI
Anizotropie temperaturowe są rzedu 10-5K polaryzacja rzędu 10-6 czyli poniżej K co przedstawia wyzwanie dla pomiaru
Anizotropie kwadrupolowe ktoacutere powodują powstanie polaryzacji CMB są wynikiem roacuteżnych mechanizmoacutew w roacuteżnych okresach
W okresie z ~1100 (decoupling) gradient prędkości plazmy powoduje powstanie kwqdrupolowych rozkładoacutew ( w układzie środka masy elektronu promieniowanie reliktowe ma rozkład kwadrupolowy proporcjonalny do gradientu prędkości i średniej drogo swobodnej między rozproszeniami)
Dla zgt1100 fotony sprzęgają się silnie z elektronami średnia droga swobodna między rozproszeniami jest mała i więc mała jest polaryzacja
Dla zlt 1100 nie ma swobodnych elektronoacutew i
CMB może się rozpraszać dopiero gdy pojawia się swobodne elektrony tzn gdy światło pierwszego pokolenia gwiazd zacznie jonizować Wszechświat
Ten proces zachodzi dla zltltz = 1100 i może być wydzielony z sygnału rozproszenia na last scattering surface
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 37
Temperature perturbations have 3 geometrically distinct sources
the scalar (compressional) scalar modesrepresent perturbations in the (energy) density of the cosmological
fluid(s) at last scattering and are the only fluctuations which can form structure though gravitational instability
vector (vortical) and
tensor (gravitational wave) perturbations
Formally they form the irreducible basis of the symmetric metric tensor
We shall consider each of these below and show that the scalar vector and tensor quadrupole anisotropy correspond to respectively
This leads to different patterns of polarization for the three sources
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 38
Secondary anisotropies get contributions from the entire line of sight
Sachs-Wolfe effect It is broken into two parts
the effect of the potential at the surface of last scattering which is the ordinary Sachs-Wolfe effect and
the integrated Sachs-Wolfe (ISW) effect which depends on the change of the gravitational potential while photons of the CMB are passing through a potential well This redshifting or blueshifting of a photon as it passes through potential wells is called the Integrated Sachs-Wolfe effect
Thermal Sunyaev-Zeldovich(SZ) effect1048713Scattering of CMB photons off hot electrons1048713Negative for low and positive for high frequencies1048713Point Sources1048713Contaminate the CMB
The thermal Sunyaev-Zeldovich effect arises from the frequency shift when CMB photons are scattered by the hot electrons in the intra-cluster gas
Peculiar velocities of the hot intra-cluster gas lead to a Doppler shift of the scattered photons which is proportional to the product of the radial peculiar velocity and the electron density integrated along the line of sight through the cluster
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 39
Korelacja TE mierzy głębokość obszaru reionizacjiPomiary modoacutew E
Pozwalana precyzyjniejsze wyznaczenie parametroacutew kosmologicznych rejonizacji indeksu spektralnego widma mocy
Mody B z soczewkowatych modoacutew EBadanie wielkoskalowych struktur do z ~1100
Mody B z fal grawitacyjnych niosą informacje o modelach inflacji
In the foreground-corrected maps we detect l(l + 1)C 2 = 0086 plusmn 0029 ( K)2 This is interpreted as the result of rescattering of the CMB by free electrons released during reionization at zr = 109(+27-23) for a model with instantaneous reionization
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 40
Podsumowując WMAP zaobserwował
sygnał polaryzacji pochodzący z dużego obszaru nieba
Zmierzył bullanizotropie temperaturowe (CTT
l TT power spectrum)
bullKorelacje temperatura ndash polaryzacja E ( CTEl TE power
spectrum)bullAnizotropie polaryzacji E (EE power spectrum)
wynik reionizacja przy z = 11 +-3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 41
Wyniki badania CMB (WMAP)
Rozkład roacuteżnic temperatury TTndash wykres wielokrotnie pokazywany tutaj w skali log
Korelacje temperatura ndash polaryzacja E TE
Polaryzacja E
Polaryzacja B i modele
Wyniki WMAP rysunki wzory etc chyba dobre Fig 25 z pliku httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
TT
TE
EE
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 42
The basic observable of the CMB is its intensity as a function of frequency and direction on the sky n Since the CMB spectrum is an extremely good blackbody with a nearly constant temperature across the sky T we generally describe this observable in terms of a temperature fluctuation
If these fluctuations are Gaussian then the multipole moments of the temperature field
(1)
are fully characterized by their power spectrum
(2)
whose values as a function of l are independent in a given realization For this reason predictions and analyses are typically performed in harmonic space On small sections of the sky where its curvature can be neglected the spherical harmonic analysis becomes ordinary Fourier analysis in two dimensions In this limit becomes the Fourier wavenumber Since the angular wavelength large multipole moments corresponds to small angular scales l~102 with representing degree scale separations Likewise since in this limit the variance of the field is the power spectrum is usually displayed as
(3)httpbackgrounduchicagoedu~whuaraanode4htm
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 43
httpwwwphysicsprincetoneducosmologycapmapcalpaperpdf
In a fixed (xy) basis the Stokes parameters are
For purely monochromatic coherent radiation one can show that
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 44
Key words ndashComplementary and Brand newPolarization power spectrum is complementary to the temperature power spectrum -Combined with temperature anisotropy pol helps reconstruction of cosmological model (Ref Prof Holderrsquos talk)Polarization accesses to vector amp tensor perturbations -Measure Stochastic Gravitational wave -Estimate energy scale of Inflation -Test of Inflation -Observe Gravitation Lensing
Thomson cross section depends on polarization and angleScattered radiation polarized parallel to the incident polarizationBut to polarize Thomson scattering is not enoughBipolar anisotropy cancel out polarization Only Quadruple Anisotropy induces linear polarizationThe combination of Thomson Scattering and Quadruple Anisotropy is relevant
We map all the sky with Stokes parameter S=(I Q U V) Total Intensity IQ amp U parameter describe linear polarizationCircular pol gives V=0These are the property of vector on the point (local quantity)Q and U depends on the coordinate selectionSay with 45 deg rotationQU-Q-UQ Coordinate invariant quantity is better
More suitable description is to define globally One example is called E mode and B mode E amp B mode are group of several polarization vectors E is ldquoDivergencerdquo like and B is ldquoCurlrdquo like No coordinate dependence Important for Gravitational Wave detection B mode can be generated from Gravitational Wave etc What characterize E amp B mode quantitatively
There are two directions in a polarization field -The orientation of polarization -The direction in which pol Changes (eg Temps Modulation)Modulation changes pol amplitude sign but not nature (Q remains Q)The hall mark of E mode is both are parallel or perpendicular In B mode not necessarily alignedImportant is relative orientation not absolute orientation (Q or U) What types of sources realize eachpattern
E mode B mode Bardzo dobre wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 45
wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
Quadruple Anisotropy is categorized into 3 perturbationSpherical harmonic Ylm with l=2 m=0 +-1 +-2Scalar Vector and Tensor perturbationsEach perturbation generates characteristic geometries of polarization Their projection determine the pol Pattern The polarization pattern determines whether E amp B mode are generated
Scalar Perturbation Represent perturbation in the temperature fluctuationPhoton from different temperature produce net polarizationProjection of quadruple anisotropy allows polarization pattern
Polarization is maximum at equatorOnly Q parameter is generated
bullVector perturbation The pattern are dominated by U mode
Tensor Perturbation Both Q and U are present nearly equal amount
Scalar Q E mode only
Vector U mainly B mode
Tensor Q amp U both E amp B mode
3 Peculiar pol pattern raise different pol mode (EampB)Scalar mode never generates B mode Vector amp Tensor modes generate B modeUnder inflation paradigm vector modes decay away and scalar and tensor survive (Topological Defect Model) Detection of B mode would suggests possible existence of Gravity Wave Polarization behaves as a field with spin 2Polarization separates property of Perturbation up to spin 2 ( Temps)Thatrsquos why Polarization is BRAND NEW
New frontier in Physics Polarization provides new probe to access scalar vector and tensor mode Especially B mode by tensor perturbation provides clue to Inflation EnergyHowever challenging -Requirement High sensitivity (B mode detection) Further understanding of foreground Improvement of systematicBut exciting Handful future mission (PLANCK etc) Reach testify Inflation theory by CMB (Non Gaussianity etc)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 46
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 47
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 48
KWASARY a CMB
Wyniki z LYkwasaroacutew i CMB są konsystentne
Z badań LY kwasaroacutew bullprzy z~6 IGM jest w 1 neutralne -gt jest to bdquoogonrdquo procesu rejonizacjibullPomiary dla 3 najodleglejszych kwasaroacutew wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6 z niewielką dyspersją dla roacuteżnych linii widzeniabullCMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17 Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji
WnioskibullRejonizacja nie jest przejściem fazowymbullRejonizacja trwała w zakresie 6ltzlt20 (6108 lat)bullPierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 16
Atom Wodoru SERIA LYMANA
Seria Lymana emisja kwantoacutew gama przy przejściu z elektronu z poziomu ngt=2 do poziomu o n=1
Długość fali
gdzie R jest stałą Rydberga
dla tych przejść jest całkowicie w ultrafiolecie
Linia przejscia n=2 n=1 jest to
Lyman = 121 nm
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 17
seria Balmera - bliski QSO
n Balmer (nm)
2 6563
3 4861
4 4341
5 4102
6 3970
Red shift z można wyznaczyć o ile znana jest długość fali emitowanej Tutaj zidentyfikowane linie z serii Balmera wodoru
1+z = (obserwowane) (emitowane)
H(486133 A) przesunięta do 564034 ABardzo bliski QSO z = 0158
httpcasswwwucsdedupublictutorialQuasarshtml
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 18
Pochłanianie światła w neutralnym wodorze
obserwacja emisjaw podczerwieni LY = (LY ) (1+z) w nadfiolecie
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
QSO
GRB
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 19
Obserwacja kwasara GRB pomiar
= neutralny H
z ndash look back time
Rozszerzający się Wszechświat wypełniony neutralnym H byłby nieprzezroczysty dla fotonoacutew w z energia poniżej 102 eV ( 121 nm) Nawet niewielka ilość neutralnego H pochłania fotony
Fotony o wyższej energii jonizują HLy jest wzbudzeniem elektronu ze stanu n=1 do stanu n=2
Obie linie Ly ndash emisji i absorpcji sa bardzo silne
wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
httpwwwphysicstodayorgvol-54iss-10p17html wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
Szukaj amueller talks 1stQSOs
Pierwsza jonizacja
ŹroacutedłoQSO ( Ly a)
GRB
CMB są źroacutedłami światła ktoacutere podświetlają rozszerzającą się przestrzeń między źroacutedłem a obserwatorem
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 20
Kwasary Quasi-stellar radio source quasi stellar object
Większośc quasaroacutew NIE jest źroacutedłem promieniowania radiowego
Najkroacutetsza charakterystyka kwasaroacutew
Bardzo jasne jedne z najjaśniejszych we Wszechświecie i odległe obiekty
Pojedynczy kwasar może być jaśniejszy tysiąc razy od całej galaktyki
Jasność może być zmienna z okresem ~godzin
Energia kwasara pochodzi z objętości ~ objętości naszego Układu Slonecznego
kwasar jest jądrem młodej galaktyki
Wydaje się że energia kwasara pochodzi z gazu zasysanego przez super ciężką czarną dziurę
Taka czarna dziura może mieć M ~109 Mo
O QSO httpwwwastruaedukeelagnquasar40html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 21
wwwcfaustceducnotherssummerschoolDocE6A88AE69993E8BE89E6A88AE69993E8BE893ppt [PPT] widefieldlblgovtalks2004fan_snap2ppt
Rekordzista 2007
z = 643
t = 870 106 ABB
kwasary we Wszechświecie
Gęstość kwasaroacutew szybko maleje ze wzrostem z (z=25) (z=6) =40Znane liczby QSO zgt4 ponad 1000
zgt6 około 15
Canada-France-Hawaii Telescope CFHQS J2329-0301
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 22
httpe-collectionethbibethzchecol-poolinkonfinkonf_185pdf
Widma kwasaroacutew w ich układzie nie wydają się zależeć od z
małe z
z ~ 6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 23
Las Ly (linie absorpcyjne) powstaje gdy ultrafiolet odległego źroacutedła jest absorbowany przez randomnie rozłożone kieszenie neutralnego wodoru Przestrzeń jednorodnie wypełniona neutralnym H powoduje całkowitą absorpcję - bdquorynnęrdquo Jest to efekt (przewidziany przez) Gunn-Petersona
httpwwwphysicstodayorgvol-54iss-10p17html
wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
Obserwowana Długość fali - z ndash look back time
Przechodzący strumień
Rynna ndash pełna absorpcja
Obserwowane Widmo kwasarain
ten
syw
no
ść
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 24
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
Obserwowane widmo
1 kwasar
2 Linia obserwacji
3 zjonizowane bąble gazu na linii obserwacji quasara
4 Pojedyncze zjonizowane bąble
5 Nieprzezroczysty obojętny gaz we wczesnym Wszechświecie
6 Obszar silnego pochłaniania przez obojętny gaz
7 Pojedyncze obszary transmisji przez już zjonizowany gaz
3 54
2 1
7 6
Długość fali ndash red shift
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 25
httpe-collectionethbibethzchecol-poolinkonfinkonf_185pdf
= 700nm 800nm 900nmWidma kwasaroacutew z dużymi z
Emitowana to 121 nm (Ly)
Podobieństwo kształtu widm dla roacuteznych z
Dla maksymalnych znanych z widoczne całkowite pochłoniecie strumienia
Obserwacja bdquorynny Gunn-Petersona spowodowanej obecnościa neutralnego wodoru w gazie międzygwiezdnym
dane SDSS ndash Sloan Digital Sky Survey ndash dedykowany 25m teleskop na Apache Point NM
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 26
Spectra of the 11 quasars from 574 to 642
Note the two prominent spectral features the presence of strong emission lines not only ly a
but also strong metal lines from N C Si etc indicating high metallicity in the quasar environement
and the strong evolution and complete absorption of ly a forest where the complete or almost complete g-p troughs appear at zgt6
PPT] wwwmporzioastroit~fioreVATFanppt
wavelength4000 A 9000 A
reds
hift
46420 Quasars from the SDSS Data Release Three
MgII
Ly
5
2
1
CIII
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 27
1 Do z~57 Lyα absorpcja zachowuje się zgodnie z
oczekiwaniami z mniejszych red shiftoacutew
Widma Lyα kwasaroacutew odkrytych przez SDSS
Dane z 10-m Keck II teleskopu Mauna Kea na Hawajach
2 W widmie dla z = 582 i 599 las Ly- pojawia się zaraz koło maksimum Ly- QSO po stronie kroacutetszych długości fal
3 Dla z=628 średni transmitowany strumień w zakresie 845 nm lt lt871nm jest zgodny z 0
4 Jest to przekonywująca obserwacja rynny Gunn-Petersona spowodowanej przez neutralny wodoacuter w IGM
5 Nawet niewielka ilość neutralnego wodoru w IGM powoduje absorpcję strumienia w obszarze lasu Lyα
6 Istnienie rynny G-P jako takiej nie pokazuje jeszcze ze QSO jest obserwowany przed epoką rejonizacji
7 Średnia zmiana absorpcji dla QSO z dużymi z sugeruje że średnia jonizacja wzdłuż linii obserwacji zmalała znacząco od z ~5 do z~6 i że Wszechświat zbliża się do epoki jonizacji przy z ~6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 28
CFHQS J1509-1749 at z=612
Effective optical depth from the spectrum of CFHQS J1509-1749 (Lyman alpha red symbols Lyman beta blue symbol)
The small black symbols show data from SDSS quasars (Fan et al 2006)
The solid line is the extrapolation of optical depth evolution at lower redshift
For J1509-1749 and the SDSS quasars there is a more rapid evolution at z gt 54 than indicated in this extrapolation
The dotted and dot-dashed lines are the effective optical depth evolution for two theoretical models
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 29
Red squares show the Ly transmission and the blue square is the Ly transmission in bins of width z = 015 Small circles show the Lytransmission from the sample of 19 SDSS quasars (Fan et al 2006b) The solid line is the fit to the Lytransmission of z lt 55 quasars (Fan et al 2006b) The dashed line was obtained by (Becker et al 2007) by fitting flux PDFs of z lt 54 quasars with a lognormal optical depth distributionAt z gt 57 our data (and most of those in the SDSS) fall below the extrapolation of the Fan et al curve
CFHQS J1509-1749 at z=612
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
Lyman transmission in the spectrum of CFHQS J1509-1749
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 30
Obserwacja rynny Gunn Petersona dla fal kroacutetszych od Ly i Ly
Silna i trudna do symulacji linia emisyjna Ly
Silny efekt sąsiedztwa wpływający na jonizacje IMG
To są minusy QSO
QSO obserwowane przez SDSS zgt58
Ale jest jeszcze informacja z CMB GRB oraz linii 21 cmhellip
Rejonizacja obserwowana w widmie kwasaroacutew
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 31
Rosette Nebulahttpastrosun2astrocornelleduacademicscoursesastro201stromgren_spherehtm
Region of ionized hydrogen (HII T~10 000K) surrounding a hot young O-B star The hydrogen is ionized by the ultraviolet photons being emitted by the hot star Stromgrem spheres are also called HII regions
Stromgren sphere
przykład
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 32
Informacje z anisotropii CMB
Wczesny Wszechświat Primary anisotropies niosą informację o roacuteżnych charakterystykach Wszechświata w okresie gdy fotony CMB rozproszyły się po raz ostatni (last scattering) gdy Wszechświat stał się neutralny (z ~ 1100)
bull fluktuacje temperatury bullFluktuacje gęstości i prędkości plazmy
Zrozumienie primary anisotropies jest niezbędne dla użycia wynikoacutew badania CMB do testoacutew modeli kosmologicznych
Powstawanie wielkich struktur Secondary anisotropies - powstają w wyniku oddziaływań CMB fotonoacutew z materią na drodze do obserwatora
bullefekty grawitacyjne (Gravitational lensing non-static gravitational potential wells) bullefekty scatteringu (Sunyaev-Zeldovich (SZ) thermal effect Doppler effects)
Secondary anisotropies pomagają w zrozumieniu powstawania i rozwoju struktur
httpwwwiasu-psudfrwebsitemodulescontent_micindexphpid=35
Dyskusja skal katowych w httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 33
Komentarz Problem polaryzacji jest trudny
Polega na rozdzieleniu wkładu od tego
bullco zdarzyło się na powierzchni ostatniego rozproszenia
bullco zdarzyło się na drodze CMB do obserwatora
Takie rozdzielenie pozwala na wyciąganie wnioskoacutew dot
bull kosmologii (primary anisotropies) oraz
bull obecności zjonizowanego wodoru i oddziaływań grawitacyjnych na drodze do obserwatora (Secondary anisotropies)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 34
visibleHP MM
pe
of90
He
fotony CMB
Fotony CMB oddziaływają
grawitacyjne (efekt integrated Sachs-Wolfe) Z elektronami w klustrach galaktyk efekt Sunyaeva-Zeldovicha
bullthermal - Inverse Compton scattering) bullDoppler shift Kinematic Sunyaev-Zeldovich Effect
wwwphysicssceduneutrinoworkshopSZ_Effectppt
Hot plasmas
33
8
cm10densitynumber
K1010keVetemperatur-
e
e
N
T )(
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 35
Anizotropia temperatury w CMB jest dobrze znana
Polaryzacja (mierzona przez WMAP) jest wynikiem stosunkowo nowym
Polaryzacja daje informacje zaroacutewno o Wszechświecie w czasie t~10-35 sec jak i historii jonizacji Stopień polaryzacji zależy bezpośrednio od kwadrupolowych fluktuacji gęstości rozpraszanych fotonoacutewPatern polaryzacji jest odbiciem lokalnej anizotropii na powierzchni last scattering Fluktuacje temperatury mogą mieć 3 źroacutedła fluktuacje skalarne wektorowe i tensorowe
httpastroberkeleyedu~mwhitepolarnode1htmlSECTION00010000000000000000
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 36
MECHANIZM POWSTAWANIA POLARYZACJI
Anizotropie temperaturowe są rzedu 10-5K polaryzacja rzędu 10-6 czyli poniżej K co przedstawia wyzwanie dla pomiaru
Anizotropie kwadrupolowe ktoacutere powodują powstanie polaryzacji CMB są wynikiem roacuteżnych mechanizmoacutew w roacuteżnych okresach
W okresie z ~1100 (decoupling) gradient prędkości plazmy powoduje powstanie kwqdrupolowych rozkładoacutew ( w układzie środka masy elektronu promieniowanie reliktowe ma rozkład kwadrupolowy proporcjonalny do gradientu prędkości i średniej drogo swobodnej między rozproszeniami)
Dla zgt1100 fotony sprzęgają się silnie z elektronami średnia droga swobodna między rozproszeniami jest mała i więc mała jest polaryzacja
Dla zlt 1100 nie ma swobodnych elektronoacutew i
CMB może się rozpraszać dopiero gdy pojawia się swobodne elektrony tzn gdy światło pierwszego pokolenia gwiazd zacznie jonizować Wszechświat
Ten proces zachodzi dla zltltz = 1100 i może być wydzielony z sygnału rozproszenia na last scattering surface
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 37
Temperature perturbations have 3 geometrically distinct sources
the scalar (compressional) scalar modesrepresent perturbations in the (energy) density of the cosmological
fluid(s) at last scattering and are the only fluctuations which can form structure though gravitational instability
vector (vortical) and
tensor (gravitational wave) perturbations
Formally they form the irreducible basis of the symmetric metric tensor
We shall consider each of these below and show that the scalar vector and tensor quadrupole anisotropy correspond to respectively
This leads to different patterns of polarization for the three sources
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 38
Secondary anisotropies get contributions from the entire line of sight
Sachs-Wolfe effect It is broken into two parts
the effect of the potential at the surface of last scattering which is the ordinary Sachs-Wolfe effect and
the integrated Sachs-Wolfe (ISW) effect which depends on the change of the gravitational potential while photons of the CMB are passing through a potential well This redshifting or blueshifting of a photon as it passes through potential wells is called the Integrated Sachs-Wolfe effect
Thermal Sunyaev-Zeldovich(SZ) effect1048713Scattering of CMB photons off hot electrons1048713Negative for low and positive for high frequencies1048713Point Sources1048713Contaminate the CMB
The thermal Sunyaev-Zeldovich effect arises from the frequency shift when CMB photons are scattered by the hot electrons in the intra-cluster gas
Peculiar velocities of the hot intra-cluster gas lead to a Doppler shift of the scattered photons which is proportional to the product of the radial peculiar velocity and the electron density integrated along the line of sight through the cluster
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 39
Korelacja TE mierzy głębokość obszaru reionizacjiPomiary modoacutew E
Pozwalana precyzyjniejsze wyznaczenie parametroacutew kosmologicznych rejonizacji indeksu spektralnego widma mocy
Mody B z soczewkowatych modoacutew EBadanie wielkoskalowych struktur do z ~1100
Mody B z fal grawitacyjnych niosą informacje o modelach inflacji
In the foreground-corrected maps we detect l(l + 1)C 2 = 0086 plusmn 0029 ( K)2 This is interpreted as the result of rescattering of the CMB by free electrons released during reionization at zr = 109(+27-23) for a model with instantaneous reionization
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 40
Podsumowując WMAP zaobserwował
sygnał polaryzacji pochodzący z dużego obszaru nieba
Zmierzył bullanizotropie temperaturowe (CTT
l TT power spectrum)
bullKorelacje temperatura ndash polaryzacja E ( CTEl TE power
spectrum)bullAnizotropie polaryzacji E (EE power spectrum)
wynik reionizacja przy z = 11 +-3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 41
Wyniki badania CMB (WMAP)
Rozkład roacuteżnic temperatury TTndash wykres wielokrotnie pokazywany tutaj w skali log
Korelacje temperatura ndash polaryzacja E TE
Polaryzacja E
Polaryzacja B i modele
Wyniki WMAP rysunki wzory etc chyba dobre Fig 25 z pliku httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
TT
TE
EE
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 42
The basic observable of the CMB is its intensity as a function of frequency and direction on the sky n Since the CMB spectrum is an extremely good blackbody with a nearly constant temperature across the sky T we generally describe this observable in terms of a temperature fluctuation
If these fluctuations are Gaussian then the multipole moments of the temperature field
(1)
are fully characterized by their power spectrum
(2)
whose values as a function of l are independent in a given realization For this reason predictions and analyses are typically performed in harmonic space On small sections of the sky where its curvature can be neglected the spherical harmonic analysis becomes ordinary Fourier analysis in two dimensions In this limit becomes the Fourier wavenumber Since the angular wavelength large multipole moments corresponds to small angular scales l~102 with representing degree scale separations Likewise since in this limit the variance of the field is the power spectrum is usually displayed as
(3)httpbackgrounduchicagoedu~whuaraanode4htm
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 43
httpwwwphysicsprincetoneducosmologycapmapcalpaperpdf
In a fixed (xy) basis the Stokes parameters are
For purely monochromatic coherent radiation one can show that
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 44
Key words ndashComplementary and Brand newPolarization power spectrum is complementary to the temperature power spectrum -Combined with temperature anisotropy pol helps reconstruction of cosmological model (Ref Prof Holderrsquos talk)Polarization accesses to vector amp tensor perturbations -Measure Stochastic Gravitational wave -Estimate energy scale of Inflation -Test of Inflation -Observe Gravitation Lensing
Thomson cross section depends on polarization and angleScattered radiation polarized parallel to the incident polarizationBut to polarize Thomson scattering is not enoughBipolar anisotropy cancel out polarization Only Quadruple Anisotropy induces linear polarizationThe combination of Thomson Scattering and Quadruple Anisotropy is relevant
We map all the sky with Stokes parameter S=(I Q U V) Total Intensity IQ amp U parameter describe linear polarizationCircular pol gives V=0These are the property of vector on the point (local quantity)Q and U depends on the coordinate selectionSay with 45 deg rotationQU-Q-UQ Coordinate invariant quantity is better
More suitable description is to define globally One example is called E mode and B mode E amp B mode are group of several polarization vectors E is ldquoDivergencerdquo like and B is ldquoCurlrdquo like No coordinate dependence Important for Gravitational Wave detection B mode can be generated from Gravitational Wave etc What characterize E amp B mode quantitatively
There are two directions in a polarization field -The orientation of polarization -The direction in which pol Changes (eg Temps Modulation)Modulation changes pol amplitude sign but not nature (Q remains Q)The hall mark of E mode is both are parallel or perpendicular In B mode not necessarily alignedImportant is relative orientation not absolute orientation (Q or U) What types of sources realize eachpattern
E mode B mode Bardzo dobre wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 45
wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
Quadruple Anisotropy is categorized into 3 perturbationSpherical harmonic Ylm with l=2 m=0 +-1 +-2Scalar Vector and Tensor perturbationsEach perturbation generates characteristic geometries of polarization Their projection determine the pol Pattern The polarization pattern determines whether E amp B mode are generated
Scalar Perturbation Represent perturbation in the temperature fluctuationPhoton from different temperature produce net polarizationProjection of quadruple anisotropy allows polarization pattern
Polarization is maximum at equatorOnly Q parameter is generated
bullVector perturbation The pattern are dominated by U mode
Tensor Perturbation Both Q and U are present nearly equal amount
Scalar Q E mode only
Vector U mainly B mode
Tensor Q amp U both E amp B mode
3 Peculiar pol pattern raise different pol mode (EampB)Scalar mode never generates B mode Vector amp Tensor modes generate B modeUnder inflation paradigm vector modes decay away and scalar and tensor survive (Topological Defect Model) Detection of B mode would suggests possible existence of Gravity Wave Polarization behaves as a field with spin 2Polarization separates property of Perturbation up to spin 2 ( Temps)Thatrsquos why Polarization is BRAND NEW
New frontier in Physics Polarization provides new probe to access scalar vector and tensor mode Especially B mode by tensor perturbation provides clue to Inflation EnergyHowever challenging -Requirement High sensitivity (B mode detection) Further understanding of foreground Improvement of systematicBut exciting Handful future mission (PLANCK etc) Reach testify Inflation theory by CMB (Non Gaussianity etc)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 46
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 47
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 48
KWASARY a CMB
Wyniki z LYkwasaroacutew i CMB są konsystentne
Z badań LY kwasaroacutew bullprzy z~6 IGM jest w 1 neutralne -gt jest to bdquoogonrdquo procesu rejonizacjibullPomiary dla 3 najodleglejszych kwasaroacutew wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6 z niewielką dyspersją dla roacuteżnych linii widzeniabullCMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17 Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji
WnioskibullRejonizacja nie jest przejściem fazowymbullRejonizacja trwała w zakresie 6ltzlt20 (6108 lat)bullPierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 17
seria Balmera - bliski QSO
n Balmer (nm)
2 6563
3 4861
4 4341
5 4102
6 3970
Red shift z można wyznaczyć o ile znana jest długość fali emitowanej Tutaj zidentyfikowane linie z serii Balmera wodoru
1+z = (obserwowane) (emitowane)
H(486133 A) przesunięta do 564034 ABardzo bliski QSO z = 0158
httpcasswwwucsdedupublictutorialQuasarshtml
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 18
Pochłanianie światła w neutralnym wodorze
obserwacja emisjaw podczerwieni LY = (LY ) (1+z) w nadfiolecie
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
QSO
GRB
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 19
Obserwacja kwasara GRB pomiar
= neutralny H
z ndash look back time
Rozszerzający się Wszechświat wypełniony neutralnym H byłby nieprzezroczysty dla fotonoacutew w z energia poniżej 102 eV ( 121 nm) Nawet niewielka ilość neutralnego H pochłania fotony
Fotony o wyższej energii jonizują HLy jest wzbudzeniem elektronu ze stanu n=1 do stanu n=2
Obie linie Ly ndash emisji i absorpcji sa bardzo silne
wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
httpwwwphysicstodayorgvol-54iss-10p17html wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
Szukaj amueller talks 1stQSOs
Pierwsza jonizacja
ŹroacutedłoQSO ( Ly a)
GRB
CMB są źroacutedłami światła ktoacutere podświetlają rozszerzającą się przestrzeń między źroacutedłem a obserwatorem
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 20
Kwasary Quasi-stellar radio source quasi stellar object
Większośc quasaroacutew NIE jest źroacutedłem promieniowania radiowego
Najkroacutetsza charakterystyka kwasaroacutew
Bardzo jasne jedne z najjaśniejszych we Wszechświecie i odległe obiekty
Pojedynczy kwasar może być jaśniejszy tysiąc razy od całej galaktyki
Jasność może być zmienna z okresem ~godzin
Energia kwasara pochodzi z objętości ~ objętości naszego Układu Slonecznego
kwasar jest jądrem młodej galaktyki
Wydaje się że energia kwasara pochodzi z gazu zasysanego przez super ciężką czarną dziurę
Taka czarna dziura może mieć M ~109 Mo
O QSO httpwwwastruaedukeelagnquasar40html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 21
wwwcfaustceducnotherssummerschoolDocE6A88AE69993E8BE89E6A88AE69993E8BE893ppt [PPT] widefieldlblgovtalks2004fan_snap2ppt
Rekordzista 2007
z = 643
t = 870 106 ABB
kwasary we Wszechświecie
Gęstość kwasaroacutew szybko maleje ze wzrostem z (z=25) (z=6) =40Znane liczby QSO zgt4 ponad 1000
zgt6 około 15
Canada-France-Hawaii Telescope CFHQS J2329-0301
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 22
httpe-collectionethbibethzchecol-poolinkonfinkonf_185pdf
Widma kwasaroacutew w ich układzie nie wydają się zależeć od z
małe z
z ~ 6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 23
Las Ly (linie absorpcyjne) powstaje gdy ultrafiolet odległego źroacutedła jest absorbowany przez randomnie rozłożone kieszenie neutralnego wodoru Przestrzeń jednorodnie wypełniona neutralnym H powoduje całkowitą absorpcję - bdquorynnęrdquo Jest to efekt (przewidziany przez) Gunn-Petersona
httpwwwphysicstodayorgvol-54iss-10p17html
wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
Obserwowana Długość fali - z ndash look back time
Przechodzący strumień
Rynna ndash pełna absorpcja
Obserwowane Widmo kwasarain
ten
syw
no
ść
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 24
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
Obserwowane widmo
1 kwasar
2 Linia obserwacji
3 zjonizowane bąble gazu na linii obserwacji quasara
4 Pojedyncze zjonizowane bąble
5 Nieprzezroczysty obojętny gaz we wczesnym Wszechświecie
6 Obszar silnego pochłaniania przez obojętny gaz
7 Pojedyncze obszary transmisji przez już zjonizowany gaz
3 54
2 1
7 6
Długość fali ndash red shift
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 25
httpe-collectionethbibethzchecol-poolinkonfinkonf_185pdf
= 700nm 800nm 900nmWidma kwasaroacutew z dużymi z
Emitowana to 121 nm (Ly)
Podobieństwo kształtu widm dla roacuteznych z
Dla maksymalnych znanych z widoczne całkowite pochłoniecie strumienia
Obserwacja bdquorynny Gunn-Petersona spowodowanej obecnościa neutralnego wodoru w gazie międzygwiezdnym
dane SDSS ndash Sloan Digital Sky Survey ndash dedykowany 25m teleskop na Apache Point NM
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 26
Spectra of the 11 quasars from 574 to 642
Note the two prominent spectral features the presence of strong emission lines not only ly a
but also strong metal lines from N C Si etc indicating high metallicity in the quasar environement
and the strong evolution and complete absorption of ly a forest where the complete or almost complete g-p troughs appear at zgt6
PPT] wwwmporzioastroit~fioreVATFanppt
wavelength4000 A 9000 A
reds
hift
46420 Quasars from the SDSS Data Release Three
MgII
Ly
5
2
1
CIII
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 27
1 Do z~57 Lyα absorpcja zachowuje się zgodnie z
oczekiwaniami z mniejszych red shiftoacutew
Widma Lyα kwasaroacutew odkrytych przez SDSS
Dane z 10-m Keck II teleskopu Mauna Kea na Hawajach
2 W widmie dla z = 582 i 599 las Ly- pojawia się zaraz koło maksimum Ly- QSO po stronie kroacutetszych długości fal
3 Dla z=628 średni transmitowany strumień w zakresie 845 nm lt lt871nm jest zgodny z 0
4 Jest to przekonywująca obserwacja rynny Gunn-Petersona spowodowanej przez neutralny wodoacuter w IGM
5 Nawet niewielka ilość neutralnego wodoru w IGM powoduje absorpcję strumienia w obszarze lasu Lyα
6 Istnienie rynny G-P jako takiej nie pokazuje jeszcze ze QSO jest obserwowany przed epoką rejonizacji
7 Średnia zmiana absorpcji dla QSO z dużymi z sugeruje że średnia jonizacja wzdłuż linii obserwacji zmalała znacząco od z ~5 do z~6 i że Wszechświat zbliża się do epoki jonizacji przy z ~6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 28
CFHQS J1509-1749 at z=612
Effective optical depth from the spectrum of CFHQS J1509-1749 (Lyman alpha red symbols Lyman beta blue symbol)
The small black symbols show data from SDSS quasars (Fan et al 2006)
The solid line is the extrapolation of optical depth evolution at lower redshift
For J1509-1749 and the SDSS quasars there is a more rapid evolution at z gt 54 than indicated in this extrapolation
The dotted and dot-dashed lines are the effective optical depth evolution for two theoretical models
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 29
Red squares show the Ly transmission and the blue square is the Ly transmission in bins of width z = 015 Small circles show the Lytransmission from the sample of 19 SDSS quasars (Fan et al 2006b) The solid line is the fit to the Lytransmission of z lt 55 quasars (Fan et al 2006b) The dashed line was obtained by (Becker et al 2007) by fitting flux PDFs of z lt 54 quasars with a lognormal optical depth distributionAt z gt 57 our data (and most of those in the SDSS) fall below the extrapolation of the Fan et al curve
CFHQS J1509-1749 at z=612
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
Lyman transmission in the spectrum of CFHQS J1509-1749
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 30
Obserwacja rynny Gunn Petersona dla fal kroacutetszych od Ly i Ly
Silna i trudna do symulacji linia emisyjna Ly
Silny efekt sąsiedztwa wpływający na jonizacje IMG
To są minusy QSO
QSO obserwowane przez SDSS zgt58
Ale jest jeszcze informacja z CMB GRB oraz linii 21 cmhellip
Rejonizacja obserwowana w widmie kwasaroacutew
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 31
Rosette Nebulahttpastrosun2astrocornelleduacademicscoursesastro201stromgren_spherehtm
Region of ionized hydrogen (HII T~10 000K) surrounding a hot young O-B star The hydrogen is ionized by the ultraviolet photons being emitted by the hot star Stromgrem spheres are also called HII regions
Stromgren sphere
przykład
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 32
Informacje z anisotropii CMB
Wczesny Wszechświat Primary anisotropies niosą informację o roacuteżnych charakterystykach Wszechświata w okresie gdy fotony CMB rozproszyły się po raz ostatni (last scattering) gdy Wszechświat stał się neutralny (z ~ 1100)
bull fluktuacje temperatury bullFluktuacje gęstości i prędkości plazmy
Zrozumienie primary anisotropies jest niezbędne dla użycia wynikoacutew badania CMB do testoacutew modeli kosmologicznych
Powstawanie wielkich struktur Secondary anisotropies - powstają w wyniku oddziaływań CMB fotonoacutew z materią na drodze do obserwatora
bullefekty grawitacyjne (Gravitational lensing non-static gravitational potential wells) bullefekty scatteringu (Sunyaev-Zeldovich (SZ) thermal effect Doppler effects)
Secondary anisotropies pomagają w zrozumieniu powstawania i rozwoju struktur
httpwwwiasu-psudfrwebsitemodulescontent_micindexphpid=35
Dyskusja skal katowych w httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 33
Komentarz Problem polaryzacji jest trudny
Polega na rozdzieleniu wkładu od tego
bullco zdarzyło się na powierzchni ostatniego rozproszenia
bullco zdarzyło się na drodze CMB do obserwatora
Takie rozdzielenie pozwala na wyciąganie wnioskoacutew dot
bull kosmologii (primary anisotropies) oraz
bull obecności zjonizowanego wodoru i oddziaływań grawitacyjnych na drodze do obserwatora (Secondary anisotropies)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 34
visibleHP MM
pe
of90
He
fotony CMB
Fotony CMB oddziaływają
grawitacyjne (efekt integrated Sachs-Wolfe) Z elektronami w klustrach galaktyk efekt Sunyaeva-Zeldovicha
bullthermal - Inverse Compton scattering) bullDoppler shift Kinematic Sunyaev-Zeldovich Effect
wwwphysicssceduneutrinoworkshopSZ_Effectppt
Hot plasmas
33
8
cm10densitynumber
K1010keVetemperatur-
e
e
N
T )(
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 35
Anizotropia temperatury w CMB jest dobrze znana
Polaryzacja (mierzona przez WMAP) jest wynikiem stosunkowo nowym
Polaryzacja daje informacje zaroacutewno o Wszechświecie w czasie t~10-35 sec jak i historii jonizacji Stopień polaryzacji zależy bezpośrednio od kwadrupolowych fluktuacji gęstości rozpraszanych fotonoacutewPatern polaryzacji jest odbiciem lokalnej anizotropii na powierzchni last scattering Fluktuacje temperatury mogą mieć 3 źroacutedła fluktuacje skalarne wektorowe i tensorowe
httpastroberkeleyedu~mwhitepolarnode1htmlSECTION00010000000000000000
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 36
MECHANIZM POWSTAWANIA POLARYZACJI
Anizotropie temperaturowe są rzedu 10-5K polaryzacja rzędu 10-6 czyli poniżej K co przedstawia wyzwanie dla pomiaru
Anizotropie kwadrupolowe ktoacutere powodują powstanie polaryzacji CMB są wynikiem roacuteżnych mechanizmoacutew w roacuteżnych okresach
W okresie z ~1100 (decoupling) gradient prędkości plazmy powoduje powstanie kwqdrupolowych rozkładoacutew ( w układzie środka masy elektronu promieniowanie reliktowe ma rozkład kwadrupolowy proporcjonalny do gradientu prędkości i średniej drogo swobodnej między rozproszeniami)
Dla zgt1100 fotony sprzęgają się silnie z elektronami średnia droga swobodna między rozproszeniami jest mała i więc mała jest polaryzacja
Dla zlt 1100 nie ma swobodnych elektronoacutew i
CMB może się rozpraszać dopiero gdy pojawia się swobodne elektrony tzn gdy światło pierwszego pokolenia gwiazd zacznie jonizować Wszechświat
Ten proces zachodzi dla zltltz = 1100 i może być wydzielony z sygnału rozproszenia na last scattering surface
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 37
Temperature perturbations have 3 geometrically distinct sources
the scalar (compressional) scalar modesrepresent perturbations in the (energy) density of the cosmological
fluid(s) at last scattering and are the only fluctuations which can form structure though gravitational instability
vector (vortical) and
tensor (gravitational wave) perturbations
Formally they form the irreducible basis of the symmetric metric tensor
We shall consider each of these below and show that the scalar vector and tensor quadrupole anisotropy correspond to respectively
This leads to different patterns of polarization for the three sources
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 38
Secondary anisotropies get contributions from the entire line of sight
Sachs-Wolfe effect It is broken into two parts
the effect of the potential at the surface of last scattering which is the ordinary Sachs-Wolfe effect and
the integrated Sachs-Wolfe (ISW) effect which depends on the change of the gravitational potential while photons of the CMB are passing through a potential well This redshifting or blueshifting of a photon as it passes through potential wells is called the Integrated Sachs-Wolfe effect
Thermal Sunyaev-Zeldovich(SZ) effect1048713Scattering of CMB photons off hot electrons1048713Negative for low and positive for high frequencies1048713Point Sources1048713Contaminate the CMB
The thermal Sunyaev-Zeldovich effect arises from the frequency shift when CMB photons are scattered by the hot electrons in the intra-cluster gas
Peculiar velocities of the hot intra-cluster gas lead to a Doppler shift of the scattered photons which is proportional to the product of the radial peculiar velocity and the electron density integrated along the line of sight through the cluster
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 39
Korelacja TE mierzy głębokość obszaru reionizacjiPomiary modoacutew E
Pozwalana precyzyjniejsze wyznaczenie parametroacutew kosmologicznych rejonizacji indeksu spektralnego widma mocy
Mody B z soczewkowatych modoacutew EBadanie wielkoskalowych struktur do z ~1100
Mody B z fal grawitacyjnych niosą informacje o modelach inflacji
In the foreground-corrected maps we detect l(l + 1)C 2 = 0086 plusmn 0029 ( K)2 This is interpreted as the result of rescattering of the CMB by free electrons released during reionization at zr = 109(+27-23) for a model with instantaneous reionization
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 40
Podsumowując WMAP zaobserwował
sygnał polaryzacji pochodzący z dużego obszaru nieba
Zmierzył bullanizotropie temperaturowe (CTT
l TT power spectrum)
bullKorelacje temperatura ndash polaryzacja E ( CTEl TE power
spectrum)bullAnizotropie polaryzacji E (EE power spectrum)
wynik reionizacja przy z = 11 +-3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 41
Wyniki badania CMB (WMAP)
Rozkład roacuteżnic temperatury TTndash wykres wielokrotnie pokazywany tutaj w skali log
Korelacje temperatura ndash polaryzacja E TE
Polaryzacja E
Polaryzacja B i modele
Wyniki WMAP rysunki wzory etc chyba dobre Fig 25 z pliku httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
TT
TE
EE
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 42
The basic observable of the CMB is its intensity as a function of frequency and direction on the sky n Since the CMB spectrum is an extremely good blackbody with a nearly constant temperature across the sky T we generally describe this observable in terms of a temperature fluctuation
If these fluctuations are Gaussian then the multipole moments of the temperature field
(1)
are fully characterized by their power spectrum
(2)
whose values as a function of l are independent in a given realization For this reason predictions and analyses are typically performed in harmonic space On small sections of the sky where its curvature can be neglected the spherical harmonic analysis becomes ordinary Fourier analysis in two dimensions In this limit becomes the Fourier wavenumber Since the angular wavelength large multipole moments corresponds to small angular scales l~102 with representing degree scale separations Likewise since in this limit the variance of the field is the power spectrum is usually displayed as
(3)httpbackgrounduchicagoedu~whuaraanode4htm
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 43
httpwwwphysicsprincetoneducosmologycapmapcalpaperpdf
In a fixed (xy) basis the Stokes parameters are
For purely monochromatic coherent radiation one can show that
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 44
Key words ndashComplementary and Brand newPolarization power spectrum is complementary to the temperature power spectrum -Combined with temperature anisotropy pol helps reconstruction of cosmological model (Ref Prof Holderrsquos talk)Polarization accesses to vector amp tensor perturbations -Measure Stochastic Gravitational wave -Estimate energy scale of Inflation -Test of Inflation -Observe Gravitation Lensing
Thomson cross section depends on polarization and angleScattered radiation polarized parallel to the incident polarizationBut to polarize Thomson scattering is not enoughBipolar anisotropy cancel out polarization Only Quadruple Anisotropy induces linear polarizationThe combination of Thomson Scattering and Quadruple Anisotropy is relevant
We map all the sky with Stokes parameter S=(I Q U V) Total Intensity IQ amp U parameter describe linear polarizationCircular pol gives V=0These are the property of vector on the point (local quantity)Q and U depends on the coordinate selectionSay with 45 deg rotationQU-Q-UQ Coordinate invariant quantity is better
More suitable description is to define globally One example is called E mode and B mode E amp B mode are group of several polarization vectors E is ldquoDivergencerdquo like and B is ldquoCurlrdquo like No coordinate dependence Important for Gravitational Wave detection B mode can be generated from Gravitational Wave etc What characterize E amp B mode quantitatively
There are two directions in a polarization field -The orientation of polarization -The direction in which pol Changes (eg Temps Modulation)Modulation changes pol amplitude sign but not nature (Q remains Q)The hall mark of E mode is both are parallel or perpendicular In B mode not necessarily alignedImportant is relative orientation not absolute orientation (Q or U) What types of sources realize eachpattern
E mode B mode Bardzo dobre wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 45
wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
Quadruple Anisotropy is categorized into 3 perturbationSpherical harmonic Ylm with l=2 m=0 +-1 +-2Scalar Vector and Tensor perturbationsEach perturbation generates characteristic geometries of polarization Their projection determine the pol Pattern The polarization pattern determines whether E amp B mode are generated
Scalar Perturbation Represent perturbation in the temperature fluctuationPhoton from different temperature produce net polarizationProjection of quadruple anisotropy allows polarization pattern
Polarization is maximum at equatorOnly Q parameter is generated
bullVector perturbation The pattern are dominated by U mode
Tensor Perturbation Both Q and U are present nearly equal amount
Scalar Q E mode only
Vector U mainly B mode
Tensor Q amp U both E amp B mode
3 Peculiar pol pattern raise different pol mode (EampB)Scalar mode never generates B mode Vector amp Tensor modes generate B modeUnder inflation paradigm vector modes decay away and scalar and tensor survive (Topological Defect Model) Detection of B mode would suggests possible existence of Gravity Wave Polarization behaves as a field with spin 2Polarization separates property of Perturbation up to spin 2 ( Temps)Thatrsquos why Polarization is BRAND NEW
New frontier in Physics Polarization provides new probe to access scalar vector and tensor mode Especially B mode by tensor perturbation provides clue to Inflation EnergyHowever challenging -Requirement High sensitivity (B mode detection) Further understanding of foreground Improvement of systematicBut exciting Handful future mission (PLANCK etc) Reach testify Inflation theory by CMB (Non Gaussianity etc)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 46
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 47
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 48
KWASARY a CMB
Wyniki z LYkwasaroacutew i CMB są konsystentne
Z badań LY kwasaroacutew bullprzy z~6 IGM jest w 1 neutralne -gt jest to bdquoogonrdquo procesu rejonizacjibullPomiary dla 3 najodleglejszych kwasaroacutew wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6 z niewielką dyspersją dla roacuteżnych linii widzeniabullCMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17 Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji
WnioskibullRejonizacja nie jest przejściem fazowymbullRejonizacja trwała w zakresie 6ltzlt20 (6108 lat)bullPierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 18
Pochłanianie światła w neutralnym wodorze
obserwacja emisjaw podczerwieni LY = (LY ) (1+z) w nadfiolecie
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
QSO
GRB
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 19
Obserwacja kwasara GRB pomiar
= neutralny H
z ndash look back time
Rozszerzający się Wszechświat wypełniony neutralnym H byłby nieprzezroczysty dla fotonoacutew w z energia poniżej 102 eV ( 121 nm) Nawet niewielka ilość neutralnego H pochłania fotony
Fotony o wyższej energii jonizują HLy jest wzbudzeniem elektronu ze stanu n=1 do stanu n=2
Obie linie Ly ndash emisji i absorpcji sa bardzo silne
wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
httpwwwphysicstodayorgvol-54iss-10p17html wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
Szukaj amueller talks 1stQSOs
Pierwsza jonizacja
ŹroacutedłoQSO ( Ly a)
GRB
CMB są źroacutedłami światła ktoacutere podświetlają rozszerzającą się przestrzeń między źroacutedłem a obserwatorem
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 20
Kwasary Quasi-stellar radio source quasi stellar object
Większośc quasaroacutew NIE jest źroacutedłem promieniowania radiowego
Najkroacutetsza charakterystyka kwasaroacutew
Bardzo jasne jedne z najjaśniejszych we Wszechświecie i odległe obiekty
Pojedynczy kwasar może być jaśniejszy tysiąc razy od całej galaktyki
Jasność może być zmienna z okresem ~godzin
Energia kwasara pochodzi z objętości ~ objętości naszego Układu Slonecznego
kwasar jest jądrem młodej galaktyki
Wydaje się że energia kwasara pochodzi z gazu zasysanego przez super ciężką czarną dziurę
Taka czarna dziura może mieć M ~109 Mo
O QSO httpwwwastruaedukeelagnquasar40html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 21
wwwcfaustceducnotherssummerschoolDocE6A88AE69993E8BE89E6A88AE69993E8BE893ppt [PPT] widefieldlblgovtalks2004fan_snap2ppt
Rekordzista 2007
z = 643
t = 870 106 ABB
kwasary we Wszechświecie
Gęstość kwasaroacutew szybko maleje ze wzrostem z (z=25) (z=6) =40Znane liczby QSO zgt4 ponad 1000
zgt6 około 15
Canada-France-Hawaii Telescope CFHQS J2329-0301
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 22
httpe-collectionethbibethzchecol-poolinkonfinkonf_185pdf
Widma kwasaroacutew w ich układzie nie wydają się zależeć od z
małe z
z ~ 6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 23
Las Ly (linie absorpcyjne) powstaje gdy ultrafiolet odległego źroacutedła jest absorbowany przez randomnie rozłożone kieszenie neutralnego wodoru Przestrzeń jednorodnie wypełniona neutralnym H powoduje całkowitą absorpcję - bdquorynnęrdquo Jest to efekt (przewidziany przez) Gunn-Petersona
httpwwwphysicstodayorgvol-54iss-10p17html
wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
Obserwowana Długość fali - z ndash look back time
Przechodzący strumień
Rynna ndash pełna absorpcja
Obserwowane Widmo kwasarain
ten
syw
no
ść
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 24
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
Obserwowane widmo
1 kwasar
2 Linia obserwacji
3 zjonizowane bąble gazu na linii obserwacji quasara
4 Pojedyncze zjonizowane bąble
5 Nieprzezroczysty obojętny gaz we wczesnym Wszechświecie
6 Obszar silnego pochłaniania przez obojętny gaz
7 Pojedyncze obszary transmisji przez już zjonizowany gaz
3 54
2 1
7 6
Długość fali ndash red shift
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 25
httpe-collectionethbibethzchecol-poolinkonfinkonf_185pdf
= 700nm 800nm 900nmWidma kwasaroacutew z dużymi z
Emitowana to 121 nm (Ly)
Podobieństwo kształtu widm dla roacuteznych z
Dla maksymalnych znanych z widoczne całkowite pochłoniecie strumienia
Obserwacja bdquorynny Gunn-Petersona spowodowanej obecnościa neutralnego wodoru w gazie międzygwiezdnym
dane SDSS ndash Sloan Digital Sky Survey ndash dedykowany 25m teleskop na Apache Point NM
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 26
Spectra of the 11 quasars from 574 to 642
Note the two prominent spectral features the presence of strong emission lines not only ly a
but also strong metal lines from N C Si etc indicating high metallicity in the quasar environement
and the strong evolution and complete absorption of ly a forest where the complete or almost complete g-p troughs appear at zgt6
PPT] wwwmporzioastroit~fioreVATFanppt
wavelength4000 A 9000 A
reds
hift
46420 Quasars from the SDSS Data Release Three
MgII
Ly
5
2
1
CIII
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 27
1 Do z~57 Lyα absorpcja zachowuje się zgodnie z
oczekiwaniami z mniejszych red shiftoacutew
Widma Lyα kwasaroacutew odkrytych przez SDSS
Dane z 10-m Keck II teleskopu Mauna Kea na Hawajach
2 W widmie dla z = 582 i 599 las Ly- pojawia się zaraz koło maksimum Ly- QSO po stronie kroacutetszych długości fal
3 Dla z=628 średni transmitowany strumień w zakresie 845 nm lt lt871nm jest zgodny z 0
4 Jest to przekonywująca obserwacja rynny Gunn-Petersona spowodowanej przez neutralny wodoacuter w IGM
5 Nawet niewielka ilość neutralnego wodoru w IGM powoduje absorpcję strumienia w obszarze lasu Lyα
6 Istnienie rynny G-P jako takiej nie pokazuje jeszcze ze QSO jest obserwowany przed epoką rejonizacji
7 Średnia zmiana absorpcji dla QSO z dużymi z sugeruje że średnia jonizacja wzdłuż linii obserwacji zmalała znacząco od z ~5 do z~6 i że Wszechświat zbliża się do epoki jonizacji przy z ~6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 28
CFHQS J1509-1749 at z=612
Effective optical depth from the spectrum of CFHQS J1509-1749 (Lyman alpha red symbols Lyman beta blue symbol)
The small black symbols show data from SDSS quasars (Fan et al 2006)
The solid line is the extrapolation of optical depth evolution at lower redshift
For J1509-1749 and the SDSS quasars there is a more rapid evolution at z gt 54 than indicated in this extrapolation
The dotted and dot-dashed lines are the effective optical depth evolution for two theoretical models
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 29
Red squares show the Ly transmission and the blue square is the Ly transmission in bins of width z = 015 Small circles show the Lytransmission from the sample of 19 SDSS quasars (Fan et al 2006b) The solid line is the fit to the Lytransmission of z lt 55 quasars (Fan et al 2006b) The dashed line was obtained by (Becker et al 2007) by fitting flux PDFs of z lt 54 quasars with a lognormal optical depth distributionAt z gt 57 our data (and most of those in the SDSS) fall below the extrapolation of the Fan et al curve
CFHQS J1509-1749 at z=612
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
Lyman transmission in the spectrum of CFHQS J1509-1749
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 30
Obserwacja rynny Gunn Petersona dla fal kroacutetszych od Ly i Ly
Silna i trudna do symulacji linia emisyjna Ly
Silny efekt sąsiedztwa wpływający na jonizacje IMG
To są minusy QSO
QSO obserwowane przez SDSS zgt58
Ale jest jeszcze informacja z CMB GRB oraz linii 21 cmhellip
Rejonizacja obserwowana w widmie kwasaroacutew
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 31
Rosette Nebulahttpastrosun2astrocornelleduacademicscoursesastro201stromgren_spherehtm
Region of ionized hydrogen (HII T~10 000K) surrounding a hot young O-B star The hydrogen is ionized by the ultraviolet photons being emitted by the hot star Stromgrem spheres are also called HII regions
Stromgren sphere
przykład
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 32
Informacje z anisotropii CMB
Wczesny Wszechświat Primary anisotropies niosą informację o roacuteżnych charakterystykach Wszechświata w okresie gdy fotony CMB rozproszyły się po raz ostatni (last scattering) gdy Wszechświat stał się neutralny (z ~ 1100)
bull fluktuacje temperatury bullFluktuacje gęstości i prędkości plazmy
Zrozumienie primary anisotropies jest niezbędne dla użycia wynikoacutew badania CMB do testoacutew modeli kosmologicznych
Powstawanie wielkich struktur Secondary anisotropies - powstają w wyniku oddziaływań CMB fotonoacutew z materią na drodze do obserwatora
bullefekty grawitacyjne (Gravitational lensing non-static gravitational potential wells) bullefekty scatteringu (Sunyaev-Zeldovich (SZ) thermal effect Doppler effects)
Secondary anisotropies pomagają w zrozumieniu powstawania i rozwoju struktur
httpwwwiasu-psudfrwebsitemodulescontent_micindexphpid=35
Dyskusja skal katowych w httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 33
Komentarz Problem polaryzacji jest trudny
Polega na rozdzieleniu wkładu od tego
bullco zdarzyło się na powierzchni ostatniego rozproszenia
bullco zdarzyło się na drodze CMB do obserwatora
Takie rozdzielenie pozwala na wyciąganie wnioskoacutew dot
bull kosmologii (primary anisotropies) oraz
bull obecności zjonizowanego wodoru i oddziaływań grawitacyjnych na drodze do obserwatora (Secondary anisotropies)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 34
visibleHP MM
pe
of90
He
fotony CMB
Fotony CMB oddziaływają
grawitacyjne (efekt integrated Sachs-Wolfe) Z elektronami w klustrach galaktyk efekt Sunyaeva-Zeldovicha
bullthermal - Inverse Compton scattering) bullDoppler shift Kinematic Sunyaev-Zeldovich Effect
wwwphysicssceduneutrinoworkshopSZ_Effectppt
Hot plasmas
33
8
cm10densitynumber
K1010keVetemperatur-
e
e
N
T )(
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 35
Anizotropia temperatury w CMB jest dobrze znana
Polaryzacja (mierzona przez WMAP) jest wynikiem stosunkowo nowym
Polaryzacja daje informacje zaroacutewno o Wszechświecie w czasie t~10-35 sec jak i historii jonizacji Stopień polaryzacji zależy bezpośrednio od kwadrupolowych fluktuacji gęstości rozpraszanych fotonoacutewPatern polaryzacji jest odbiciem lokalnej anizotropii na powierzchni last scattering Fluktuacje temperatury mogą mieć 3 źroacutedła fluktuacje skalarne wektorowe i tensorowe
httpastroberkeleyedu~mwhitepolarnode1htmlSECTION00010000000000000000
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 36
MECHANIZM POWSTAWANIA POLARYZACJI
Anizotropie temperaturowe są rzedu 10-5K polaryzacja rzędu 10-6 czyli poniżej K co przedstawia wyzwanie dla pomiaru
Anizotropie kwadrupolowe ktoacutere powodują powstanie polaryzacji CMB są wynikiem roacuteżnych mechanizmoacutew w roacuteżnych okresach
W okresie z ~1100 (decoupling) gradient prędkości plazmy powoduje powstanie kwqdrupolowych rozkładoacutew ( w układzie środka masy elektronu promieniowanie reliktowe ma rozkład kwadrupolowy proporcjonalny do gradientu prędkości i średniej drogo swobodnej między rozproszeniami)
Dla zgt1100 fotony sprzęgają się silnie z elektronami średnia droga swobodna między rozproszeniami jest mała i więc mała jest polaryzacja
Dla zlt 1100 nie ma swobodnych elektronoacutew i
CMB może się rozpraszać dopiero gdy pojawia się swobodne elektrony tzn gdy światło pierwszego pokolenia gwiazd zacznie jonizować Wszechświat
Ten proces zachodzi dla zltltz = 1100 i może być wydzielony z sygnału rozproszenia na last scattering surface
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 37
Temperature perturbations have 3 geometrically distinct sources
the scalar (compressional) scalar modesrepresent perturbations in the (energy) density of the cosmological
fluid(s) at last scattering and are the only fluctuations which can form structure though gravitational instability
vector (vortical) and
tensor (gravitational wave) perturbations
Formally they form the irreducible basis of the symmetric metric tensor
We shall consider each of these below and show that the scalar vector and tensor quadrupole anisotropy correspond to respectively
This leads to different patterns of polarization for the three sources
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 38
Secondary anisotropies get contributions from the entire line of sight
Sachs-Wolfe effect It is broken into two parts
the effect of the potential at the surface of last scattering which is the ordinary Sachs-Wolfe effect and
the integrated Sachs-Wolfe (ISW) effect which depends on the change of the gravitational potential while photons of the CMB are passing through a potential well This redshifting or blueshifting of a photon as it passes through potential wells is called the Integrated Sachs-Wolfe effect
Thermal Sunyaev-Zeldovich(SZ) effect1048713Scattering of CMB photons off hot electrons1048713Negative for low and positive for high frequencies1048713Point Sources1048713Contaminate the CMB
The thermal Sunyaev-Zeldovich effect arises from the frequency shift when CMB photons are scattered by the hot electrons in the intra-cluster gas
Peculiar velocities of the hot intra-cluster gas lead to a Doppler shift of the scattered photons which is proportional to the product of the radial peculiar velocity and the electron density integrated along the line of sight through the cluster
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 39
Korelacja TE mierzy głębokość obszaru reionizacjiPomiary modoacutew E
Pozwalana precyzyjniejsze wyznaczenie parametroacutew kosmologicznych rejonizacji indeksu spektralnego widma mocy
Mody B z soczewkowatych modoacutew EBadanie wielkoskalowych struktur do z ~1100
Mody B z fal grawitacyjnych niosą informacje o modelach inflacji
In the foreground-corrected maps we detect l(l + 1)C 2 = 0086 plusmn 0029 ( K)2 This is interpreted as the result of rescattering of the CMB by free electrons released during reionization at zr = 109(+27-23) for a model with instantaneous reionization
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 40
Podsumowując WMAP zaobserwował
sygnał polaryzacji pochodzący z dużego obszaru nieba
Zmierzył bullanizotropie temperaturowe (CTT
l TT power spectrum)
bullKorelacje temperatura ndash polaryzacja E ( CTEl TE power
spectrum)bullAnizotropie polaryzacji E (EE power spectrum)
wynik reionizacja przy z = 11 +-3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 41
Wyniki badania CMB (WMAP)
Rozkład roacuteżnic temperatury TTndash wykres wielokrotnie pokazywany tutaj w skali log
Korelacje temperatura ndash polaryzacja E TE
Polaryzacja E
Polaryzacja B i modele
Wyniki WMAP rysunki wzory etc chyba dobre Fig 25 z pliku httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
TT
TE
EE
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 42
The basic observable of the CMB is its intensity as a function of frequency and direction on the sky n Since the CMB spectrum is an extremely good blackbody with a nearly constant temperature across the sky T we generally describe this observable in terms of a temperature fluctuation
If these fluctuations are Gaussian then the multipole moments of the temperature field
(1)
are fully characterized by their power spectrum
(2)
whose values as a function of l are independent in a given realization For this reason predictions and analyses are typically performed in harmonic space On small sections of the sky where its curvature can be neglected the spherical harmonic analysis becomes ordinary Fourier analysis in two dimensions In this limit becomes the Fourier wavenumber Since the angular wavelength large multipole moments corresponds to small angular scales l~102 with representing degree scale separations Likewise since in this limit the variance of the field is the power spectrum is usually displayed as
(3)httpbackgrounduchicagoedu~whuaraanode4htm
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 43
httpwwwphysicsprincetoneducosmologycapmapcalpaperpdf
In a fixed (xy) basis the Stokes parameters are
For purely monochromatic coherent radiation one can show that
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 44
Key words ndashComplementary and Brand newPolarization power spectrum is complementary to the temperature power spectrum -Combined with temperature anisotropy pol helps reconstruction of cosmological model (Ref Prof Holderrsquos talk)Polarization accesses to vector amp tensor perturbations -Measure Stochastic Gravitational wave -Estimate energy scale of Inflation -Test of Inflation -Observe Gravitation Lensing
Thomson cross section depends on polarization and angleScattered radiation polarized parallel to the incident polarizationBut to polarize Thomson scattering is not enoughBipolar anisotropy cancel out polarization Only Quadruple Anisotropy induces linear polarizationThe combination of Thomson Scattering and Quadruple Anisotropy is relevant
We map all the sky with Stokes parameter S=(I Q U V) Total Intensity IQ amp U parameter describe linear polarizationCircular pol gives V=0These are the property of vector on the point (local quantity)Q and U depends on the coordinate selectionSay with 45 deg rotationQU-Q-UQ Coordinate invariant quantity is better
More suitable description is to define globally One example is called E mode and B mode E amp B mode are group of several polarization vectors E is ldquoDivergencerdquo like and B is ldquoCurlrdquo like No coordinate dependence Important for Gravitational Wave detection B mode can be generated from Gravitational Wave etc What characterize E amp B mode quantitatively
There are two directions in a polarization field -The orientation of polarization -The direction in which pol Changes (eg Temps Modulation)Modulation changes pol amplitude sign but not nature (Q remains Q)The hall mark of E mode is both are parallel or perpendicular In B mode not necessarily alignedImportant is relative orientation not absolute orientation (Q or U) What types of sources realize eachpattern
E mode B mode Bardzo dobre wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 45
wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
Quadruple Anisotropy is categorized into 3 perturbationSpherical harmonic Ylm with l=2 m=0 +-1 +-2Scalar Vector and Tensor perturbationsEach perturbation generates characteristic geometries of polarization Their projection determine the pol Pattern The polarization pattern determines whether E amp B mode are generated
Scalar Perturbation Represent perturbation in the temperature fluctuationPhoton from different temperature produce net polarizationProjection of quadruple anisotropy allows polarization pattern
Polarization is maximum at equatorOnly Q parameter is generated
bullVector perturbation The pattern are dominated by U mode
Tensor Perturbation Both Q and U are present nearly equal amount
Scalar Q E mode only
Vector U mainly B mode
Tensor Q amp U both E amp B mode
3 Peculiar pol pattern raise different pol mode (EampB)Scalar mode never generates B mode Vector amp Tensor modes generate B modeUnder inflation paradigm vector modes decay away and scalar and tensor survive (Topological Defect Model) Detection of B mode would suggests possible existence of Gravity Wave Polarization behaves as a field with spin 2Polarization separates property of Perturbation up to spin 2 ( Temps)Thatrsquos why Polarization is BRAND NEW
New frontier in Physics Polarization provides new probe to access scalar vector and tensor mode Especially B mode by tensor perturbation provides clue to Inflation EnergyHowever challenging -Requirement High sensitivity (B mode detection) Further understanding of foreground Improvement of systematicBut exciting Handful future mission (PLANCK etc) Reach testify Inflation theory by CMB (Non Gaussianity etc)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 46
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 47
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 48
KWASARY a CMB
Wyniki z LYkwasaroacutew i CMB są konsystentne
Z badań LY kwasaroacutew bullprzy z~6 IGM jest w 1 neutralne -gt jest to bdquoogonrdquo procesu rejonizacjibullPomiary dla 3 najodleglejszych kwasaroacutew wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6 z niewielką dyspersją dla roacuteżnych linii widzeniabullCMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17 Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji
WnioskibullRejonizacja nie jest przejściem fazowymbullRejonizacja trwała w zakresie 6ltzlt20 (6108 lat)bullPierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 19
Obserwacja kwasara GRB pomiar
= neutralny H
z ndash look back time
Rozszerzający się Wszechświat wypełniony neutralnym H byłby nieprzezroczysty dla fotonoacutew w z energia poniżej 102 eV ( 121 nm) Nawet niewielka ilość neutralnego H pochłania fotony
Fotony o wyższej energii jonizują HLy jest wzbudzeniem elektronu ze stanu n=1 do stanu n=2
Obie linie Ly ndash emisji i absorpcji sa bardzo silne
wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
httpwwwphysicstodayorgvol-54iss-10p17html wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
Szukaj amueller talks 1stQSOs
Pierwsza jonizacja
ŹroacutedłoQSO ( Ly a)
GRB
CMB są źroacutedłami światła ktoacutere podświetlają rozszerzającą się przestrzeń między źroacutedłem a obserwatorem
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 20
Kwasary Quasi-stellar radio source quasi stellar object
Większośc quasaroacutew NIE jest źroacutedłem promieniowania radiowego
Najkroacutetsza charakterystyka kwasaroacutew
Bardzo jasne jedne z najjaśniejszych we Wszechświecie i odległe obiekty
Pojedynczy kwasar może być jaśniejszy tysiąc razy od całej galaktyki
Jasność może być zmienna z okresem ~godzin
Energia kwasara pochodzi z objętości ~ objętości naszego Układu Slonecznego
kwasar jest jądrem młodej galaktyki
Wydaje się że energia kwasara pochodzi z gazu zasysanego przez super ciężką czarną dziurę
Taka czarna dziura może mieć M ~109 Mo
O QSO httpwwwastruaedukeelagnquasar40html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 21
wwwcfaustceducnotherssummerschoolDocE6A88AE69993E8BE89E6A88AE69993E8BE893ppt [PPT] widefieldlblgovtalks2004fan_snap2ppt
Rekordzista 2007
z = 643
t = 870 106 ABB
kwasary we Wszechświecie
Gęstość kwasaroacutew szybko maleje ze wzrostem z (z=25) (z=6) =40Znane liczby QSO zgt4 ponad 1000
zgt6 około 15
Canada-France-Hawaii Telescope CFHQS J2329-0301
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 22
httpe-collectionethbibethzchecol-poolinkonfinkonf_185pdf
Widma kwasaroacutew w ich układzie nie wydają się zależeć od z
małe z
z ~ 6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 23
Las Ly (linie absorpcyjne) powstaje gdy ultrafiolet odległego źroacutedła jest absorbowany przez randomnie rozłożone kieszenie neutralnego wodoru Przestrzeń jednorodnie wypełniona neutralnym H powoduje całkowitą absorpcję - bdquorynnęrdquo Jest to efekt (przewidziany przez) Gunn-Petersona
httpwwwphysicstodayorgvol-54iss-10p17html
wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
Obserwowana Długość fali - z ndash look back time
Przechodzący strumień
Rynna ndash pełna absorpcja
Obserwowane Widmo kwasarain
ten
syw
no
ść
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 24
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
Obserwowane widmo
1 kwasar
2 Linia obserwacji
3 zjonizowane bąble gazu na linii obserwacji quasara
4 Pojedyncze zjonizowane bąble
5 Nieprzezroczysty obojętny gaz we wczesnym Wszechświecie
6 Obszar silnego pochłaniania przez obojętny gaz
7 Pojedyncze obszary transmisji przez już zjonizowany gaz
3 54
2 1
7 6
Długość fali ndash red shift
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 25
httpe-collectionethbibethzchecol-poolinkonfinkonf_185pdf
= 700nm 800nm 900nmWidma kwasaroacutew z dużymi z
Emitowana to 121 nm (Ly)
Podobieństwo kształtu widm dla roacuteznych z
Dla maksymalnych znanych z widoczne całkowite pochłoniecie strumienia
Obserwacja bdquorynny Gunn-Petersona spowodowanej obecnościa neutralnego wodoru w gazie międzygwiezdnym
dane SDSS ndash Sloan Digital Sky Survey ndash dedykowany 25m teleskop na Apache Point NM
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 26
Spectra of the 11 quasars from 574 to 642
Note the two prominent spectral features the presence of strong emission lines not only ly a
but also strong metal lines from N C Si etc indicating high metallicity in the quasar environement
and the strong evolution and complete absorption of ly a forest where the complete or almost complete g-p troughs appear at zgt6
PPT] wwwmporzioastroit~fioreVATFanppt
wavelength4000 A 9000 A
reds
hift
46420 Quasars from the SDSS Data Release Three
MgII
Ly
5
2
1
CIII
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 27
1 Do z~57 Lyα absorpcja zachowuje się zgodnie z
oczekiwaniami z mniejszych red shiftoacutew
Widma Lyα kwasaroacutew odkrytych przez SDSS
Dane z 10-m Keck II teleskopu Mauna Kea na Hawajach
2 W widmie dla z = 582 i 599 las Ly- pojawia się zaraz koło maksimum Ly- QSO po stronie kroacutetszych długości fal
3 Dla z=628 średni transmitowany strumień w zakresie 845 nm lt lt871nm jest zgodny z 0
4 Jest to przekonywująca obserwacja rynny Gunn-Petersona spowodowanej przez neutralny wodoacuter w IGM
5 Nawet niewielka ilość neutralnego wodoru w IGM powoduje absorpcję strumienia w obszarze lasu Lyα
6 Istnienie rynny G-P jako takiej nie pokazuje jeszcze ze QSO jest obserwowany przed epoką rejonizacji
7 Średnia zmiana absorpcji dla QSO z dużymi z sugeruje że średnia jonizacja wzdłuż linii obserwacji zmalała znacząco od z ~5 do z~6 i że Wszechświat zbliża się do epoki jonizacji przy z ~6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 28
CFHQS J1509-1749 at z=612
Effective optical depth from the spectrum of CFHQS J1509-1749 (Lyman alpha red symbols Lyman beta blue symbol)
The small black symbols show data from SDSS quasars (Fan et al 2006)
The solid line is the extrapolation of optical depth evolution at lower redshift
For J1509-1749 and the SDSS quasars there is a more rapid evolution at z gt 54 than indicated in this extrapolation
The dotted and dot-dashed lines are the effective optical depth evolution for two theoretical models
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 29
Red squares show the Ly transmission and the blue square is the Ly transmission in bins of width z = 015 Small circles show the Lytransmission from the sample of 19 SDSS quasars (Fan et al 2006b) The solid line is the fit to the Lytransmission of z lt 55 quasars (Fan et al 2006b) The dashed line was obtained by (Becker et al 2007) by fitting flux PDFs of z lt 54 quasars with a lognormal optical depth distributionAt z gt 57 our data (and most of those in the SDSS) fall below the extrapolation of the Fan et al curve
CFHQS J1509-1749 at z=612
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
Lyman transmission in the spectrum of CFHQS J1509-1749
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 30
Obserwacja rynny Gunn Petersona dla fal kroacutetszych od Ly i Ly
Silna i trudna do symulacji linia emisyjna Ly
Silny efekt sąsiedztwa wpływający na jonizacje IMG
To są minusy QSO
QSO obserwowane przez SDSS zgt58
Ale jest jeszcze informacja z CMB GRB oraz linii 21 cmhellip
Rejonizacja obserwowana w widmie kwasaroacutew
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 31
Rosette Nebulahttpastrosun2astrocornelleduacademicscoursesastro201stromgren_spherehtm
Region of ionized hydrogen (HII T~10 000K) surrounding a hot young O-B star The hydrogen is ionized by the ultraviolet photons being emitted by the hot star Stromgrem spheres are also called HII regions
Stromgren sphere
przykład
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 32
Informacje z anisotropii CMB
Wczesny Wszechświat Primary anisotropies niosą informację o roacuteżnych charakterystykach Wszechświata w okresie gdy fotony CMB rozproszyły się po raz ostatni (last scattering) gdy Wszechświat stał się neutralny (z ~ 1100)
bull fluktuacje temperatury bullFluktuacje gęstości i prędkości plazmy
Zrozumienie primary anisotropies jest niezbędne dla użycia wynikoacutew badania CMB do testoacutew modeli kosmologicznych
Powstawanie wielkich struktur Secondary anisotropies - powstają w wyniku oddziaływań CMB fotonoacutew z materią na drodze do obserwatora
bullefekty grawitacyjne (Gravitational lensing non-static gravitational potential wells) bullefekty scatteringu (Sunyaev-Zeldovich (SZ) thermal effect Doppler effects)
Secondary anisotropies pomagają w zrozumieniu powstawania i rozwoju struktur
httpwwwiasu-psudfrwebsitemodulescontent_micindexphpid=35
Dyskusja skal katowych w httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 33
Komentarz Problem polaryzacji jest trudny
Polega na rozdzieleniu wkładu od tego
bullco zdarzyło się na powierzchni ostatniego rozproszenia
bullco zdarzyło się na drodze CMB do obserwatora
Takie rozdzielenie pozwala na wyciąganie wnioskoacutew dot
bull kosmologii (primary anisotropies) oraz
bull obecności zjonizowanego wodoru i oddziaływań grawitacyjnych na drodze do obserwatora (Secondary anisotropies)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 34
visibleHP MM
pe
of90
He
fotony CMB
Fotony CMB oddziaływają
grawitacyjne (efekt integrated Sachs-Wolfe) Z elektronami w klustrach galaktyk efekt Sunyaeva-Zeldovicha
bullthermal - Inverse Compton scattering) bullDoppler shift Kinematic Sunyaev-Zeldovich Effect
wwwphysicssceduneutrinoworkshopSZ_Effectppt
Hot plasmas
33
8
cm10densitynumber
K1010keVetemperatur-
e
e
N
T )(
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 35
Anizotropia temperatury w CMB jest dobrze znana
Polaryzacja (mierzona przez WMAP) jest wynikiem stosunkowo nowym
Polaryzacja daje informacje zaroacutewno o Wszechświecie w czasie t~10-35 sec jak i historii jonizacji Stopień polaryzacji zależy bezpośrednio od kwadrupolowych fluktuacji gęstości rozpraszanych fotonoacutewPatern polaryzacji jest odbiciem lokalnej anizotropii na powierzchni last scattering Fluktuacje temperatury mogą mieć 3 źroacutedła fluktuacje skalarne wektorowe i tensorowe
httpastroberkeleyedu~mwhitepolarnode1htmlSECTION00010000000000000000
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 36
MECHANIZM POWSTAWANIA POLARYZACJI
Anizotropie temperaturowe są rzedu 10-5K polaryzacja rzędu 10-6 czyli poniżej K co przedstawia wyzwanie dla pomiaru
Anizotropie kwadrupolowe ktoacutere powodują powstanie polaryzacji CMB są wynikiem roacuteżnych mechanizmoacutew w roacuteżnych okresach
W okresie z ~1100 (decoupling) gradient prędkości plazmy powoduje powstanie kwqdrupolowych rozkładoacutew ( w układzie środka masy elektronu promieniowanie reliktowe ma rozkład kwadrupolowy proporcjonalny do gradientu prędkości i średniej drogo swobodnej między rozproszeniami)
Dla zgt1100 fotony sprzęgają się silnie z elektronami średnia droga swobodna między rozproszeniami jest mała i więc mała jest polaryzacja
Dla zlt 1100 nie ma swobodnych elektronoacutew i
CMB może się rozpraszać dopiero gdy pojawia się swobodne elektrony tzn gdy światło pierwszego pokolenia gwiazd zacznie jonizować Wszechświat
Ten proces zachodzi dla zltltz = 1100 i może być wydzielony z sygnału rozproszenia na last scattering surface
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 37
Temperature perturbations have 3 geometrically distinct sources
the scalar (compressional) scalar modesrepresent perturbations in the (energy) density of the cosmological
fluid(s) at last scattering and are the only fluctuations which can form structure though gravitational instability
vector (vortical) and
tensor (gravitational wave) perturbations
Formally they form the irreducible basis of the symmetric metric tensor
We shall consider each of these below and show that the scalar vector and tensor quadrupole anisotropy correspond to respectively
This leads to different patterns of polarization for the three sources
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 38
Secondary anisotropies get contributions from the entire line of sight
Sachs-Wolfe effect It is broken into two parts
the effect of the potential at the surface of last scattering which is the ordinary Sachs-Wolfe effect and
the integrated Sachs-Wolfe (ISW) effect which depends on the change of the gravitational potential while photons of the CMB are passing through a potential well This redshifting or blueshifting of a photon as it passes through potential wells is called the Integrated Sachs-Wolfe effect
Thermal Sunyaev-Zeldovich(SZ) effect1048713Scattering of CMB photons off hot electrons1048713Negative for low and positive for high frequencies1048713Point Sources1048713Contaminate the CMB
The thermal Sunyaev-Zeldovich effect arises from the frequency shift when CMB photons are scattered by the hot electrons in the intra-cluster gas
Peculiar velocities of the hot intra-cluster gas lead to a Doppler shift of the scattered photons which is proportional to the product of the radial peculiar velocity and the electron density integrated along the line of sight through the cluster
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 39
Korelacja TE mierzy głębokość obszaru reionizacjiPomiary modoacutew E
Pozwalana precyzyjniejsze wyznaczenie parametroacutew kosmologicznych rejonizacji indeksu spektralnego widma mocy
Mody B z soczewkowatych modoacutew EBadanie wielkoskalowych struktur do z ~1100
Mody B z fal grawitacyjnych niosą informacje o modelach inflacji
In the foreground-corrected maps we detect l(l + 1)C 2 = 0086 plusmn 0029 ( K)2 This is interpreted as the result of rescattering of the CMB by free electrons released during reionization at zr = 109(+27-23) for a model with instantaneous reionization
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 40
Podsumowując WMAP zaobserwował
sygnał polaryzacji pochodzący z dużego obszaru nieba
Zmierzył bullanizotropie temperaturowe (CTT
l TT power spectrum)
bullKorelacje temperatura ndash polaryzacja E ( CTEl TE power
spectrum)bullAnizotropie polaryzacji E (EE power spectrum)
wynik reionizacja przy z = 11 +-3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 41
Wyniki badania CMB (WMAP)
Rozkład roacuteżnic temperatury TTndash wykres wielokrotnie pokazywany tutaj w skali log
Korelacje temperatura ndash polaryzacja E TE
Polaryzacja E
Polaryzacja B i modele
Wyniki WMAP rysunki wzory etc chyba dobre Fig 25 z pliku httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
TT
TE
EE
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 42
The basic observable of the CMB is its intensity as a function of frequency and direction on the sky n Since the CMB spectrum is an extremely good blackbody with a nearly constant temperature across the sky T we generally describe this observable in terms of a temperature fluctuation
If these fluctuations are Gaussian then the multipole moments of the temperature field
(1)
are fully characterized by their power spectrum
(2)
whose values as a function of l are independent in a given realization For this reason predictions and analyses are typically performed in harmonic space On small sections of the sky where its curvature can be neglected the spherical harmonic analysis becomes ordinary Fourier analysis in two dimensions In this limit becomes the Fourier wavenumber Since the angular wavelength large multipole moments corresponds to small angular scales l~102 with representing degree scale separations Likewise since in this limit the variance of the field is the power spectrum is usually displayed as
(3)httpbackgrounduchicagoedu~whuaraanode4htm
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 43
httpwwwphysicsprincetoneducosmologycapmapcalpaperpdf
In a fixed (xy) basis the Stokes parameters are
For purely monochromatic coherent radiation one can show that
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 44
Key words ndashComplementary and Brand newPolarization power spectrum is complementary to the temperature power spectrum -Combined with temperature anisotropy pol helps reconstruction of cosmological model (Ref Prof Holderrsquos talk)Polarization accesses to vector amp tensor perturbations -Measure Stochastic Gravitational wave -Estimate energy scale of Inflation -Test of Inflation -Observe Gravitation Lensing
Thomson cross section depends on polarization and angleScattered radiation polarized parallel to the incident polarizationBut to polarize Thomson scattering is not enoughBipolar anisotropy cancel out polarization Only Quadruple Anisotropy induces linear polarizationThe combination of Thomson Scattering and Quadruple Anisotropy is relevant
We map all the sky with Stokes parameter S=(I Q U V) Total Intensity IQ amp U parameter describe linear polarizationCircular pol gives V=0These are the property of vector on the point (local quantity)Q and U depends on the coordinate selectionSay with 45 deg rotationQU-Q-UQ Coordinate invariant quantity is better
More suitable description is to define globally One example is called E mode and B mode E amp B mode are group of several polarization vectors E is ldquoDivergencerdquo like and B is ldquoCurlrdquo like No coordinate dependence Important for Gravitational Wave detection B mode can be generated from Gravitational Wave etc What characterize E amp B mode quantitatively
There are two directions in a polarization field -The orientation of polarization -The direction in which pol Changes (eg Temps Modulation)Modulation changes pol amplitude sign but not nature (Q remains Q)The hall mark of E mode is both are parallel or perpendicular In B mode not necessarily alignedImportant is relative orientation not absolute orientation (Q or U) What types of sources realize eachpattern
E mode B mode Bardzo dobre wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 45
wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
Quadruple Anisotropy is categorized into 3 perturbationSpherical harmonic Ylm with l=2 m=0 +-1 +-2Scalar Vector and Tensor perturbationsEach perturbation generates characteristic geometries of polarization Their projection determine the pol Pattern The polarization pattern determines whether E amp B mode are generated
Scalar Perturbation Represent perturbation in the temperature fluctuationPhoton from different temperature produce net polarizationProjection of quadruple anisotropy allows polarization pattern
Polarization is maximum at equatorOnly Q parameter is generated
bullVector perturbation The pattern are dominated by U mode
Tensor Perturbation Both Q and U are present nearly equal amount
Scalar Q E mode only
Vector U mainly B mode
Tensor Q amp U both E amp B mode
3 Peculiar pol pattern raise different pol mode (EampB)Scalar mode never generates B mode Vector amp Tensor modes generate B modeUnder inflation paradigm vector modes decay away and scalar and tensor survive (Topological Defect Model) Detection of B mode would suggests possible existence of Gravity Wave Polarization behaves as a field with spin 2Polarization separates property of Perturbation up to spin 2 ( Temps)Thatrsquos why Polarization is BRAND NEW
New frontier in Physics Polarization provides new probe to access scalar vector and tensor mode Especially B mode by tensor perturbation provides clue to Inflation EnergyHowever challenging -Requirement High sensitivity (B mode detection) Further understanding of foreground Improvement of systematicBut exciting Handful future mission (PLANCK etc) Reach testify Inflation theory by CMB (Non Gaussianity etc)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 46
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 47
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 48
KWASARY a CMB
Wyniki z LYkwasaroacutew i CMB są konsystentne
Z badań LY kwasaroacutew bullprzy z~6 IGM jest w 1 neutralne -gt jest to bdquoogonrdquo procesu rejonizacjibullPomiary dla 3 najodleglejszych kwasaroacutew wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6 z niewielką dyspersją dla roacuteżnych linii widzeniabullCMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17 Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji
WnioskibullRejonizacja nie jest przejściem fazowymbullRejonizacja trwała w zakresie 6ltzlt20 (6108 lat)bullPierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 20
Kwasary Quasi-stellar radio source quasi stellar object
Większośc quasaroacutew NIE jest źroacutedłem promieniowania radiowego
Najkroacutetsza charakterystyka kwasaroacutew
Bardzo jasne jedne z najjaśniejszych we Wszechświecie i odległe obiekty
Pojedynczy kwasar może być jaśniejszy tysiąc razy od całej galaktyki
Jasność może być zmienna z okresem ~godzin
Energia kwasara pochodzi z objętości ~ objętości naszego Układu Slonecznego
kwasar jest jądrem młodej galaktyki
Wydaje się że energia kwasara pochodzi z gazu zasysanego przez super ciężką czarną dziurę
Taka czarna dziura może mieć M ~109 Mo
O QSO httpwwwastruaedukeelagnquasar40html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 21
wwwcfaustceducnotherssummerschoolDocE6A88AE69993E8BE89E6A88AE69993E8BE893ppt [PPT] widefieldlblgovtalks2004fan_snap2ppt
Rekordzista 2007
z = 643
t = 870 106 ABB
kwasary we Wszechświecie
Gęstość kwasaroacutew szybko maleje ze wzrostem z (z=25) (z=6) =40Znane liczby QSO zgt4 ponad 1000
zgt6 około 15
Canada-France-Hawaii Telescope CFHQS J2329-0301
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 22
httpe-collectionethbibethzchecol-poolinkonfinkonf_185pdf
Widma kwasaroacutew w ich układzie nie wydają się zależeć od z
małe z
z ~ 6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 23
Las Ly (linie absorpcyjne) powstaje gdy ultrafiolet odległego źroacutedła jest absorbowany przez randomnie rozłożone kieszenie neutralnego wodoru Przestrzeń jednorodnie wypełniona neutralnym H powoduje całkowitą absorpcję - bdquorynnęrdquo Jest to efekt (przewidziany przez) Gunn-Petersona
httpwwwphysicstodayorgvol-54iss-10p17html
wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
Obserwowana Długość fali - z ndash look back time
Przechodzący strumień
Rynna ndash pełna absorpcja
Obserwowane Widmo kwasarain
ten
syw
no
ść
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 24
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
Obserwowane widmo
1 kwasar
2 Linia obserwacji
3 zjonizowane bąble gazu na linii obserwacji quasara
4 Pojedyncze zjonizowane bąble
5 Nieprzezroczysty obojętny gaz we wczesnym Wszechświecie
6 Obszar silnego pochłaniania przez obojętny gaz
7 Pojedyncze obszary transmisji przez już zjonizowany gaz
3 54
2 1
7 6
Długość fali ndash red shift
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 25
httpe-collectionethbibethzchecol-poolinkonfinkonf_185pdf
= 700nm 800nm 900nmWidma kwasaroacutew z dużymi z
Emitowana to 121 nm (Ly)
Podobieństwo kształtu widm dla roacuteznych z
Dla maksymalnych znanych z widoczne całkowite pochłoniecie strumienia
Obserwacja bdquorynny Gunn-Petersona spowodowanej obecnościa neutralnego wodoru w gazie międzygwiezdnym
dane SDSS ndash Sloan Digital Sky Survey ndash dedykowany 25m teleskop na Apache Point NM
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 26
Spectra of the 11 quasars from 574 to 642
Note the two prominent spectral features the presence of strong emission lines not only ly a
but also strong metal lines from N C Si etc indicating high metallicity in the quasar environement
and the strong evolution and complete absorption of ly a forest where the complete or almost complete g-p troughs appear at zgt6
PPT] wwwmporzioastroit~fioreVATFanppt
wavelength4000 A 9000 A
reds
hift
46420 Quasars from the SDSS Data Release Three
MgII
Ly
5
2
1
CIII
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 27
1 Do z~57 Lyα absorpcja zachowuje się zgodnie z
oczekiwaniami z mniejszych red shiftoacutew
Widma Lyα kwasaroacutew odkrytych przez SDSS
Dane z 10-m Keck II teleskopu Mauna Kea na Hawajach
2 W widmie dla z = 582 i 599 las Ly- pojawia się zaraz koło maksimum Ly- QSO po stronie kroacutetszych długości fal
3 Dla z=628 średni transmitowany strumień w zakresie 845 nm lt lt871nm jest zgodny z 0
4 Jest to przekonywująca obserwacja rynny Gunn-Petersona spowodowanej przez neutralny wodoacuter w IGM
5 Nawet niewielka ilość neutralnego wodoru w IGM powoduje absorpcję strumienia w obszarze lasu Lyα
6 Istnienie rynny G-P jako takiej nie pokazuje jeszcze ze QSO jest obserwowany przed epoką rejonizacji
7 Średnia zmiana absorpcji dla QSO z dużymi z sugeruje że średnia jonizacja wzdłuż linii obserwacji zmalała znacząco od z ~5 do z~6 i że Wszechświat zbliża się do epoki jonizacji przy z ~6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 28
CFHQS J1509-1749 at z=612
Effective optical depth from the spectrum of CFHQS J1509-1749 (Lyman alpha red symbols Lyman beta blue symbol)
The small black symbols show data from SDSS quasars (Fan et al 2006)
The solid line is the extrapolation of optical depth evolution at lower redshift
For J1509-1749 and the SDSS quasars there is a more rapid evolution at z gt 54 than indicated in this extrapolation
The dotted and dot-dashed lines are the effective optical depth evolution for two theoretical models
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 29
Red squares show the Ly transmission and the blue square is the Ly transmission in bins of width z = 015 Small circles show the Lytransmission from the sample of 19 SDSS quasars (Fan et al 2006b) The solid line is the fit to the Lytransmission of z lt 55 quasars (Fan et al 2006b) The dashed line was obtained by (Becker et al 2007) by fitting flux PDFs of z lt 54 quasars with a lognormal optical depth distributionAt z gt 57 our data (and most of those in the SDSS) fall below the extrapolation of the Fan et al curve
CFHQS J1509-1749 at z=612
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
Lyman transmission in the spectrum of CFHQS J1509-1749
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 30
Obserwacja rynny Gunn Petersona dla fal kroacutetszych od Ly i Ly
Silna i trudna do symulacji linia emisyjna Ly
Silny efekt sąsiedztwa wpływający na jonizacje IMG
To są minusy QSO
QSO obserwowane przez SDSS zgt58
Ale jest jeszcze informacja z CMB GRB oraz linii 21 cmhellip
Rejonizacja obserwowana w widmie kwasaroacutew
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 31
Rosette Nebulahttpastrosun2astrocornelleduacademicscoursesastro201stromgren_spherehtm
Region of ionized hydrogen (HII T~10 000K) surrounding a hot young O-B star The hydrogen is ionized by the ultraviolet photons being emitted by the hot star Stromgrem spheres are also called HII regions
Stromgren sphere
przykład
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 32
Informacje z anisotropii CMB
Wczesny Wszechświat Primary anisotropies niosą informację o roacuteżnych charakterystykach Wszechświata w okresie gdy fotony CMB rozproszyły się po raz ostatni (last scattering) gdy Wszechświat stał się neutralny (z ~ 1100)
bull fluktuacje temperatury bullFluktuacje gęstości i prędkości plazmy
Zrozumienie primary anisotropies jest niezbędne dla użycia wynikoacutew badania CMB do testoacutew modeli kosmologicznych
Powstawanie wielkich struktur Secondary anisotropies - powstają w wyniku oddziaływań CMB fotonoacutew z materią na drodze do obserwatora
bullefekty grawitacyjne (Gravitational lensing non-static gravitational potential wells) bullefekty scatteringu (Sunyaev-Zeldovich (SZ) thermal effect Doppler effects)
Secondary anisotropies pomagają w zrozumieniu powstawania i rozwoju struktur
httpwwwiasu-psudfrwebsitemodulescontent_micindexphpid=35
Dyskusja skal katowych w httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 33
Komentarz Problem polaryzacji jest trudny
Polega na rozdzieleniu wkładu od tego
bullco zdarzyło się na powierzchni ostatniego rozproszenia
bullco zdarzyło się na drodze CMB do obserwatora
Takie rozdzielenie pozwala na wyciąganie wnioskoacutew dot
bull kosmologii (primary anisotropies) oraz
bull obecności zjonizowanego wodoru i oddziaływań grawitacyjnych na drodze do obserwatora (Secondary anisotropies)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 34
visibleHP MM
pe
of90
He
fotony CMB
Fotony CMB oddziaływają
grawitacyjne (efekt integrated Sachs-Wolfe) Z elektronami w klustrach galaktyk efekt Sunyaeva-Zeldovicha
bullthermal - Inverse Compton scattering) bullDoppler shift Kinematic Sunyaev-Zeldovich Effect
wwwphysicssceduneutrinoworkshopSZ_Effectppt
Hot plasmas
33
8
cm10densitynumber
K1010keVetemperatur-
e
e
N
T )(
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 35
Anizotropia temperatury w CMB jest dobrze znana
Polaryzacja (mierzona przez WMAP) jest wynikiem stosunkowo nowym
Polaryzacja daje informacje zaroacutewno o Wszechświecie w czasie t~10-35 sec jak i historii jonizacji Stopień polaryzacji zależy bezpośrednio od kwadrupolowych fluktuacji gęstości rozpraszanych fotonoacutewPatern polaryzacji jest odbiciem lokalnej anizotropii na powierzchni last scattering Fluktuacje temperatury mogą mieć 3 źroacutedła fluktuacje skalarne wektorowe i tensorowe
httpastroberkeleyedu~mwhitepolarnode1htmlSECTION00010000000000000000
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 36
MECHANIZM POWSTAWANIA POLARYZACJI
Anizotropie temperaturowe są rzedu 10-5K polaryzacja rzędu 10-6 czyli poniżej K co przedstawia wyzwanie dla pomiaru
Anizotropie kwadrupolowe ktoacutere powodują powstanie polaryzacji CMB są wynikiem roacuteżnych mechanizmoacutew w roacuteżnych okresach
W okresie z ~1100 (decoupling) gradient prędkości plazmy powoduje powstanie kwqdrupolowych rozkładoacutew ( w układzie środka masy elektronu promieniowanie reliktowe ma rozkład kwadrupolowy proporcjonalny do gradientu prędkości i średniej drogo swobodnej między rozproszeniami)
Dla zgt1100 fotony sprzęgają się silnie z elektronami średnia droga swobodna między rozproszeniami jest mała i więc mała jest polaryzacja
Dla zlt 1100 nie ma swobodnych elektronoacutew i
CMB może się rozpraszać dopiero gdy pojawia się swobodne elektrony tzn gdy światło pierwszego pokolenia gwiazd zacznie jonizować Wszechświat
Ten proces zachodzi dla zltltz = 1100 i może być wydzielony z sygnału rozproszenia na last scattering surface
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 37
Temperature perturbations have 3 geometrically distinct sources
the scalar (compressional) scalar modesrepresent perturbations in the (energy) density of the cosmological
fluid(s) at last scattering and are the only fluctuations which can form structure though gravitational instability
vector (vortical) and
tensor (gravitational wave) perturbations
Formally they form the irreducible basis of the symmetric metric tensor
We shall consider each of these below and show that the scalar vector and tensor quadrupole anisotropy correspond to respectively
This leads to different patterns of polarization for the three sources
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 38
Secondary anisotropies get contributions from the entire line of sight
Sachs-Wolfe effect It is broken into two parts
the effect of the potential at the surface of last scattering which is the ordinary Sachs-Wolfe effect and
the integrated Sachs-Wolfe (ISW) effect which depends on the change of the gravitational potential while photons of the CMB are passing through a potential well This redshifting or blueshifting of a photon as it passes through potential wells is called the Integrated Sachs-Wolfe effect
Thermal Sunyaev-Zeldovich(SZ) effect1048713Scattering of CMB photons off hot electrons1048713Negative for low and positive for high frequencies1048713Point Sources1048713Contaminate the CMB
The thermal Sunyaev-Zeldovich effect arises from the frequency shift when CMB photons are scattered by the hot electrons in the intra-cluster gas
Peculiar velocities of the hot intra-cluster gas lead to a Doppler shift of the scattered photons which is proportional to the product of the radial peculiar velocity and the electron density integrated along the line of sight through the cluster
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 39
Korelacja TE mierzy głębokość obszaru reionizacjiPomiary modoacutew E
Pozwalana precyzyjniejsze wyznaczenie parametroacutew kosmologicznych rejonizacji indeksu spektralnego widma mocy
Mody B z soczewkowatych modoacutew EBadanie wielkoskalowych struktur do z ~1100
Mody B z fal grawitacyjnych niosą informacje o modelach inflacji
In the foreground-corrected maps we detect l(l + 1)C 2 = 0086 plusmn 0029 ( K)2 This is interpreted as the result of rescattering of the CMB by free electrons released during reionization at zr = 109(+27-23) for a model with instantaneous reionization
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 40
Podsumowując WMAP zaobserwował
sygnał polaryzacji pochodzący z dużego obszaru nieba
Zmierzył bullanizotropie temperaturowe (CTT
l TT power spectrum)
bullKorelacje temperatura ndash polaryzacja E ( CTEl TE power
spectrum)bullAnizotropie polaryzacji E (EE power spectrum)
wynik reionizacja przy z = 11 +-3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 41
Wyniki badania CMB (WMAP)
Rozkład roacuteżnic temperatury TTndash wykres wielokrotnie pokazywany tutaj w skali log
Korelacje temperatura ndash polaryzacja E TE
Polaryzacja E
Polaryzacja B i modele
Wyniki WMAP rysunki wzory etc chyba dobre Fig 25 z pliku httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
TT
TE
EE
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 42
The basic observable of the CMB is its intensity as a function of frequency and direction on the sky n Since the CMB spectrum is an extremely good blackbody with a nearly constant temperature across the sky T we generally describe this observable in terms of a temperature fluctuation
If these fluctuations are Gaussian then the multipole moments of the temperature field
(1)
are fully characterized by their power spectrum
(2)
whose values as a function of l are independent in a given realization For this reason predictions and analyses are typically performed in harmonic space On small sections of the sky where its curvature can be neglected the spherical harmonic analysis becomes ordinary Fourier analysis in two dimensions In this limit becomes the Fourier wavenumber Since the angular wavelength large multipole moments corresponds to small angular scales l~102 with representing degree scale separations Likewise since in this limit the variance of the field is the power spectrum is usually displayed as
(3)httpbackgrounduchicagoedu~whuaraanode4htm
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 43
httpwwwphysicsprincetoneducosmologycapmapcalpaperpdf
In a fixed (xy) basis the Stokes parameters are
For purely monochromatic coherent radiation one can show that
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 44
Key words ndashComplementary and Brand newPolarization power spectrum is complementary to the temperature power spectrum -Combined with temperature anisotropy pol helps reconstruction of cosmological model (Ref Prof Holderrsquos talk)Polarization accesses to vector amp tensor perturbations -Measure Stochastic Gravitational wave -Estimate energy scale of Inflation -Test of Inflation -Observe Gravitation Lensing
Thomson cross section depends on polarization and angleScattered radiation polarized parallel to the incident polarizationBut to polarize Thomson scattering is not enoughBipolar anisotropy cancel out polarization Only Quadruple Anisotropy induces linear polarizationThe combination of Thomson Scattering and Quadruple Anisotropy is relevant
We map all the sky with Stokes parameter S=(I Q U V) Total Intensity IQ amp U parameter describe linear polarizationCircular pol gives V=0These are the property of vector on the point (local quantity)Q and U depends on the coordinate selectionSay with 45 deg rotationQU-Q-UQ Coordinate invariant quantity is better
More suitable description is to define globally One example is called E mode and B mode E amp B mode are group of several polarization vectors E is ldquoDivergencerdquo like and B is ldquoCurlrdquo like No coordinate dependence Important for Gravitational Wave detection B mode can be generated from Gravitational Wave etc What characterize E amp B mode quantitatively
There are two directions in a polarization field -The orientation of polarization -The direction in which pol Changes (eg Temps Modulation)Modulation changes pol amplitude sign but not nature (Q remains Q)The hall mark of E mode is both are parallel or perpendicular In B mode not necessarily alignedImportant is relative orientation not absolute orientation (Q or U) What types of sources realize eachpattern
E mode B mode Bardzo dobre wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 45
wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
Quadruple Anisotropy is categorized into 3 perturbationSpherical harmonic Ylm with l=2 m=0 +-1 +-2Scalar Vector and Tensor perturbationsEach perturbation generates characteristic geometries of polarization Their projection determine the pol Pattern The polarization pattern determines whether E amp B mode are generated
Scalar Perturbation Represent perturbation in the temperature fluctuationPhoton from different temperature produce net polarizationProjection of quadruple anisotropy allows polarization pattern
Polarization is maximum at equatorOnly Q parameter is generated
bullVector perturbation The pattern are dominated by U mode
Tensor Perturbation Both Q and U are present nearly equal amount
Scalar Q E mode only
Vector U mainly B mode
Tensor Q amp U both E amp B mode
3 Peculiar pol pattern raise different pol mode (EampB)Scalar mode never generates B mode Vector amp Tensor modes generate B modeUnder inflation paradigm vector modes decay away and scalar and tensor survive (Topological Defect Model) Detection of B mode would suggests possible existence of Gravity Wave Polarization behaves as a field with spin 2Polarization separates property of Perturbation up to spin 2 ( Temps)Thatrsquos why Polarization is BRAND NEW
New frontier in Physics Polarization provides new probe to access scalar vector and tensor mode Especially B mode by tensor perturbation provides clue to Inflation EnergyHowever challenging -Requirement High sensitivity (B mode detection) Further understanding of foreground Improvement of systematicBut exciting Handful future mission (PLANCK etc) Reach testify Inflation theory by CMB (Non Gaussianity etc)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 46
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 47
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 48
KWASARY a CMB
Wyniki z LYkwasaroacutew i CMB są konsystentne
Z badań LY kwasaroacutew bullprzy z~6 IGM jest w 1 neutralne -gt jest to bdquoogonrdquo procesu rejonizacjibullPomiary dla 3 najodleglejszych kwasaroacutew wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6 z niewielką dyspersją dla roacuteżnych linii widzeniabullCMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17 Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji
WnioskibullRejonizacja nie jest przejściem fazowymbullRejonizacja trwała w zakresie 6ltzlt20 (6108 lat)bullPierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 21
wwwcfaustceducnotherssummerschoolDocE6A88AE69993E8BE89E6A88AE69993E8BE893ppt [PPT] widefieldlblgovtalks2004fan_snap2ppt
Rekordzista 2007
z = 643
t = 870 106 ABB
kwasary we Wszechświecie
Gęstość kwasaroacutew szybko maleje ze wzrostem z (z=25) (z=6) =40Znane liczby QSO zgt4 ponad 1000
zgt6 około 15
Canada-France-Hawaii Telescope CFHQS J2329-0301
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 22
httpe-collectionethbibethzchecol-poolinkonfinkonf_185pdf
Widma kwasaroacutew w ich układzie nie wydają się zależeć od z
małe z
z ~ 6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 23
Las Ly (linie absorpcyjne) powstaje gdy ultrafiolet odległego źroacutedła jest absorbowany przez randomnie rozłożone kieszenie neutralnego wodoru Przestrzeń jednorodnie wypełniona neutralnym H powoduje całkowitą absorpcję - bdquorynnęrdquo Jest to efekt (przewidziany przez) Gunn-Petersona
httpwwwphysicstodayorgvol-54iss-10p17html
wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
Obserwowana Długość fali - z ndash look back time
Przechodzący strumień
Rynna ndash pełna absorpcja
Obserwowane Widmo kwasarain
ten
syw
no
ść
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 24
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
Obserwowane widmo
1 kwasar
2 Linia obserwacji
3 zjonizowane bąble gazu na linii obserwacji quasara
4 Pojedyncze zjonizowane bąble
5 Nieprzezroczysty obojętny gaz we wczesnym Wszechświecie
6 Obszar silnego pochłaniania przez obojętny gaz
7 Pojedyncze obszary transmisji przez już zjonizowany gaz
3 54
2 1
7 6
Długość fali ndash red shift
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 25
httpe-collectionethbibethzchecol-poolinkonfinkonf_185pdf
= 700nm 800nm 900nmWidma kwasaroacutew z dużymi z
Emitowana to 121 nm (Ly)
Podobieństwo kształtu widm dla roacuteznych z
Dla maksymalnych znanych z widoczne całkowite pochłoniecie strumienia
Obserwacja bdquorynny Gunn-Petersona spowodowanej obecnościa neutralnego wodoru w gazie międzygwiezdnym
dane SDSS ndash Sloan Digital Sky Survey ndash dedykowany 25m teleskop na Apache Point NM
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 26
Spectra of the 11 quasars from 574 to 642
Note the two prominent spectral features the presence of strong emission lines not only ly a
but also strong metal lines from N C Si etc indicating high metallicity in the quasar environement
and the strong evolution and complete absorption of ly a forest where the complete or almost complete g-p troughs appear at zgt6
PPT] wwwmporzioastroit~fioreVATFanppt
wavelength4000 A 9000 A
reds
hift
46420 Quasars from the SDSS Data Release Three
MgII
Ly
5
2
1
CIII
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 27
1 Do z~57 Lyα absorpcja zachowuje się zgodnie z
oczekiwaniami z mniejszych red shiftoacutew
Widma Lyα kwasaroacutew odkrytych przez SDSS
Dane z 10-m Keck II teleskopu Mauna Kea na Hawajach
2 W widmie dla z = 582 i 599 las Ly- pojawia się zaraz koło maksimum Ly- QSO po stronie kroacutetszych długości fal
3 Dla z=628 średni transmitowany strumień w zakresie 845 nm lt lt871nm jest zgodny z 0
4 Jest to przekonywująca obserwacja rynny Gunn-Petersona spowodowanej przez neutralny wodoacuter w IGM
5 Nawet niewielka ilość neutralnego wodoru w IGM powoduje absorpcję strumienia w obszarze lasu Lyα
6 Istnienie rynny G-P jako takiej nie pokazuje jeszcze ze QSO jest obserwowany przed epoką rejonizacji
7 Średnia zmiana absorpcji dla QSO z dużymi z sugeruje że średnia jonizacja wzdłuż linii obserwacji zmalała znacząco od z ~5 do z~6 i że Wszechświat zbliża się do epoki jonizacji przy z ~6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 28
CFHQS J1509-1749 at z=612
Effective optical depth from the spectrum of CFHQS J1509-1749 (Lyman alpha red symbols Lyman beta blue symbol)
The small black symbols show data from SDSS quasars (Fan et al 2006)
The solid line is the extrapolation of optical depth evolution at lower redshift
For J1509-1749 and the SDSS quasars there is a more rapid evolution at z gt 54 than indicated in this extrapolation
The dotted and dot-dashed lines are the effective optical depth evolution for two theoretical models
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 29
Red squares show the Ly transmission and the blue square is the Ly transmission in bins of width z = 015 Small circles show the Lytransmission from the sample of 19 SDSS quasars (Fan et al 2006b) The solid line is the fit to the Lytransmission of z lt 55 quasars (Fan et al 2006b) The dashed line was obtained by (Becker et al 2007) by fitting flux PDFs of z lt 54 quasars with a lognormal optical depth distributionAt z gt 57 our data (and most of those in the SDSS) fall below the extrapolation of the Fan et al curve
CFHQS J1509-1749 at z=612
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
Lyman transmission in the spectrum of CFHQS J1509-1749
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 30
Obserwacja rynny Gunn Petersona dla fal kroacutetszych od Ly i Ly
Silna i trudna do symulacji linia emisyjna Ly
Silny efekt sąsiedztwa wpływający na jonizacje IMG
To są minusy QSO
QSO obserwowane przez SDSS zgt58
Ale jest jeszcze informacja z CMB GRB oraz linii 21 cmhellip
Rejonizacja obserwowana w widmie kwasaroacutew
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 31
Rosette Nebulahttpastrosun2astrocornelleduacademicscoursesastro201stromgren_spherehtm
Region of ionized hydrogen (HII T~10 000K) surrounding a hot young O-B star The hydrogen is ionized by the ultraviolet photons being emitted by the hot star Stromgrem spheres are also called HII regions
Stromgren sphere
przykład
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 32
Informacje z anisotropii CMB
Wczesny Wszechświat Primary anisotropies niosą informację o roacuteżnych charakterystykach Wszechświata w okresie gdy fotony CMB rozproszyły się po raz ostatni (last scattering) gdy Wszechświat stał się neutralny (z ~ 1100)
bull fluktuacje temperatury bullFluktuacje gęstości i prędkości plazmy
Zrozumienie primary anisotropies jest niezbędne dla użycia wynikoacutew badania CMB do testoacutew modeli kosmologicznych
Powstawanie wielkich struktur Secondary anisotropies - powstają w wyniku oddziaływań CMB fotonoacutew z materią na drodze do obserwatora
bullefekty grawitacyjne (Gravitational lensing non-static gravitational potential wells) bullefekty scatteringu (Sunyaev-Zeldovich (SZ) thermal effect Doppler effects)
Secondary anisotropies pomagają w zrozumieniu powstawania i rozwoju struktur
httpwwwiasu-psudfrwebsitemodulescontent_micindexphpid=35
Dyskusja skal katowych w httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 33
Komentarz Problem polaryzacji jest trudny
Polega na rozdzieleniu wkładu od tego
bullco zdarzyło się na powierzchni ostatniego rozproszenia
bullco zdarzyło się na drodze CMB do obserwatora
Takie rozdzielenie pozwala na wyciąganie wnioskoacutew dot
bull kosmologii (primary anisotropies) oraz
bull obecności zjonizowanego wodoru i oddziaływań grawitacyjnych na drodze do obserwatora (Secondary anisotropies)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 34
visibleHP MM
pe
of90
He
fotony CMB
Fotony CMB oddziaływają
grawitacyjne (efekt integrated Sachs-Wolfe) Z elektronami w klustrach galaktyk efekt Sunyaeva-Zeldovicha
bullthermal - Inverse Compton scattering) bullDoppler shift Kinematic Sunyaev-Zeldovich Effect
wwwphysicssceduneutrinoworkshopSZ_Effectppt
Hot plasmas
33
8
cm10densitynumber
K1010keVetemperatur-
e
e
N
T )(
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 35
Anizotropia temperatury w CMB jest dobrze znana
Polaryzacja (mierzona przez WMAP) jest wynikiem stosunkowo nowym
Polaryzacja daje informacje zaroacutewno o Wszechświecie w czasie t~10-35 sec jak i historii jonizacji Stopień polaryzacji zależy bezpośrednio od kwadrupolowych fluktuacji gęstości rozpraszanych fotonoacutewPatern polaryzacji jest odbiciem lokalnej anizotropii na powierzchni last scattering Fluktuacje temperatury mogą mieć 3 źroacutedła fluktuacje skalarne wektorowe i tensorowe
httpastroberkeleyedu~mwhitepolarnode1htmlSECTION00010000000000000000
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 36
MECHANIZM POWSTAWANIA POLARYZACJI
Anizotropie temperaturowe są rzedu 10-5K polaryzacja rzędu 10-6 czyli poniżej K co przedstawia wyzwanie dla pomiaru
Anizotropie kwadrupolowe ktoacutere powodują powstanie polaryzacji CMB są wynikiem roacuteżnych mechanizmoacutew w roacuteżnych okresach
W okresie z ~1100 (decoupling) gradient prędkości plazmy powoduje powstanie kwqdrupolowych rozkładoacutew ( w układzie środka masy elektronu promieniowanie reliktowe ma rozkład kwadrupolowy proporcjonalny do gradientu prędkości i średniej drogo swobodnej między rozproszeniami)
Dla zgt1100 fotony sprzęgają się silnie z elektronami średnia droga swobodna między rozproszeniami jest mała i więc mała jest polaryzacja
Dla zlt 1100 nie ma swobodnych elektronoacutew i
CMB może się rozpraszać dopiero gdy pojawia się swobodne elektrony tzn gdy światło pierwszego pokolenia gwiazd zacznie jonizować Wszechświat
Ten proces zachodzi dla zltltz = 1100 i może być wydzielony z sygnału rozproszenia na last scattering surface
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 37
Temperature perturbations have 3 geometrically distinct sources
the scalar (compressional) scalar modesrepresent perturbations in the (energy) density of the cosmological
fluid(s) at last scattering and are the only fluctuations which can form structure though gravitational instability
vector (vortical) and
tensor (gravitational wave) perturbations
Formally they form the irreducible basis of the symmetric metric tensor
We shall consider each of these below and show that the scalar vector and tensor quadrupole anisotropy correspond to respectively
This leads to different patterns of polarization for the three sources
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 38
Secondary anisotropies get contributions from the entire line of sight
Sachs-Wolfe effect It is broken into two parts
the effect of the potential at the surface of last scattering which is the ordinary Sachs-Wolfe effect and
the integrated Sachs-Wolfe (ISW) effect which depends on the change of the gravitational potential while photons of the CMB are passing through a potential well This redshifting or blueshifting of a photon as it passes through potential wells is called the Integrated Sachs-Wolfe effect
Thermal Sunyaev-Zeldovich(SZ) effect1048713Scattering of CMB photons off hot electrons1048713Negative for low and positive for high frequencies1048713Point Sources1048713Contaminate the CMB
The thermal Sunyaev-Zeldovich effect arises from the frequency shift when CMB photons are scattered by the hot electrons in the intra-cluster gas
Peculiar velocities of the hot intra-cluster gas lead to a Doppler shift of the scattered photons which is proportional to the product of the radial peculiar velocity and the electron density integrated along the line of sight through the cluster
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 39
Korelacja TE mierzy głębokość obszaru reionizacjiPomiary modoacutew E
Pozwalana precyzyjniejsze wyznaczenie parametroacutew kosmologicznych rejonizacji indeksu spektralnego widma mocy
Mody B z soczewkowatych modoacutew EBadanie wielkoskalowych struktur do z ~1100
Mody B z fal grawitacyjnych niosą informacje o modelach inflacji
In the foreground-corrected maps we detect l(l + 1)C 2 = 0086 plusmn 0029 ( K)2 This is interpreted as the result of rescattering of the CMB by free electrons released during reionization at zr = 109(+27-23) for a model with instantaneous reionization
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 40
Podsumowując WMAP zaobserwował
sygnał polaryzacji pochodzący z dużego obszaru nieba
Zmierzył bullanizotropie temperaturowe (CTT
l TT power spectrum)
bullKorelacje temperatura ndash polaryzacja E ( CTEl TE power
spectrum)bullAnizotropie polaryzacji E (EE power spectrum)
wynik reionizacja przy z = 11 +-3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 41
Wyniki badania CMB (WMAP)
Rozkład roacuteżnic temperatury TTndash wykres wielokrotnie pokazywany tutaj w skali log
Korelacje temperatura ndash polaryzacja E TE
Polaryzacja E
Polaryzacja B i modele
Wyniki WMAP rysunki wzory etc chyba dobre Fig 25 z pliku httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
TT
TE
EE
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 42
The basic observable of the CMB is its intensity as a function of frequency and direction on the sky n Since the CMB spectrum is an extremely good blackbody with a nearly constant temperature across the sky T we generally describe this observable in terms of a temperature fluctuation
If these fluctuations are Gaussian then the multipole moments of the temperature field
(1)
are fully characterized by their power spectrum
(2)
whose values as a function of l are independent in a given realization For this reason predictions and analyses are typically performed in harmonic space On small sections of the sky where its curvature can be neglected the spherical harmonic analysis becomes ordinary Fourier analysis in two dimensions In this limit becomes the Fourier wavenumber Since the angular wavelength large multipole moments corresponds to small angular scales l~102 with representing degree scale separations Likewise since in this limit the variance of the field is the power spectrum is usually displayed as
(3)httpbackgrounduchicagoedu~whuaraanode4htm
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 43
httpwwwphysicsprincetoneducosmologycapmapcalpaperpdf
In a fixed (xy) basis the Stokes parameters are
For purely monochromatic coherent radiation one can show that
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 44
Key words ndashComplementary and Brand newPolarization power spectrum is complementary to the temperature power spectrum -Combined with temperature anisotropy pol helps reconstruction of cosmological model (Ref Prof Holderrsquos talk)Polarization accesses to vector amp tensor perturbations -Measure Stochastic Gravitational wave -Estimate energy scale of Inflation -Test of Inflation -Observe Gravitation Lensing
Thomson cross section depends on polarization and angleScattered radiation polarized parallel to the incident polarizationBut to polarize Thomson scattering is not enoughBipolar anisotropy cancel out polarization Only Quadruple Anisotropy induces linear polarizationThe combination of Thomson Scattering and Quadruple Anisotropy is relevant
We map all the sky with Stokes parameter S=(I Q U V) Total Intensity IQ amp U parameter describe linear polarizationCircular pol gives V=0These are the property of vector on the point (local quantity)Q and U depends on the coordinate selectionSay with 45 deg rotationQU-Q-UQ Coordinate invariant quantity is better
More suitable description is to define globally One example is called E mode and B mode E amp B mode are group of several polarization vectors E is ldquoDivergencerdquo like and B is ldquoCurlrdquo like No coordinate dependence Important for Gravitational Wave detection B mode can be generated from Gravitational Wave etc What characterize E amp B mode quantitatively
There are two directions in a polarization field -The orientation of polarization -The direction in which pol Changes (eg Temps Modulation)Modulation changes pol amplitude sign but not nature (Q remains Q)The hall mark of E mode is both are parallel or perpendicular In B mode not necessarily alignedImportant is relative orientation not absolute orientation (Q or U) What types of sources realize eachpattern
E mode B mode Bardzo dobre wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 45
wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
Quadruple Anisotropy is categorized into 3 perturbationSpherical harmonic Ylm with l=2 m=0 +-1 +-2Scalar Vector and Tensor perturbationsEach perturbation generates characteristic geometries of polarization Their projection determine the pol Pattern The polarization pattern determines whether E amp B mode are generated
Scalar Perturbation Represent perturbation in the temperature fluctuationPhoton from different temperature produce net polarizationProjection of quadruple anisotropy allows polarization pattern
Polarization is maximum at equatorOnly Q parameter is generated
bullVector perturbation The pattern are dominated by U mode
Tensor Perturbation Both Q and U are present nearly equal amount
Scalar Q E mode only
Vector U mainly B mode
Tensor Q amp U both E amp B mode
3 Peculiar pol pattern raise different pol mode (EampB)Scalar mode never generates B mode Vector amp Tensor modes generate B modeUnder inflation paradigm vector modes decay away and scalar and tensor survive (Topological Defect Model) Detection of B mode would suggests possible existence of Gravity Wave Polarization behaves as a field with spin 2Polarization separates property of Perturbation up to spin 2 ( Temps)Thatrsquos why Polarization is BRAND NEW
New frontier in Physics Polarization provides new probe to access scalar vector and tensor mode Especially B mode by tensor perturbation provides clue to Inflation EnergyHowever challenging -Requirement High sensitivity (B mode detection) Further understanding of foreground Improvement of systematicBut exciting Handful future mission (PLANCK etc) Reach testify Inflation theory by CMB (Non Gaussianity etc)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 46
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 47
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 48
KWASARY a CMB
Wyniki z LYkwasaroacutew i CMB są konsystentne
Z badań LY kwasaroacutew bullprzy z~6 IGM jest w 1 neutralne -gt jest to bdquoogonrdquo procesu rejonizacjibullPomiary dla 3 najodleglejszych kwasaroacutew wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6 z niewielką dyspersją dla roacuteżnych linii widzeniabullCMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17 Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji
WnioskibullRejonizacja nie jest przejściem fazowymbullRejonizacja trwała w zakresie 6ltzlt20 (6108 lat)bullPierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 22
httpe-collectionethbibethzchecol-poolinkonfinkonf_185pdf
Widma kwasaroacutew w ich układzie nie wydają się zależeć od z
małe z
z ~ 6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 23
Las Ly (linie absorpcyjne) powstaje gdy ultrafiolet odległego źroacutedła jest absorbowany przez randomnie rozłożone kieszenie neutralnego wodoru Przestrzeń jednorodnie wypełniona neutralnym H powoduje całkowitą absorpcję - bdquorynnęrdquo Jest to efekt (przewidziany przez) Gunn-Petersona
httpwwwphysicstodayorgvol-54iss-10p17html
wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
Obserwowana Długość fali - z ndash look back time
Przechodzący strumień
Rynna ndash pełna absorpcja
Obserwowane Widmo kwasarain
ten
syw
no
ść
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 24
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
Obserwowane widmo
1 kwasar
2 Linia obserwacji
3 zjonizowane bąble gazu na linii obserwacji quasara
4 Pojedyncze zjonizowane bąble
5 Nieprzezroczysty obojętny gaz we wczesnym Wszechświecie
6 Obszar silnego pochłaniania przez obojętny gaz
7 Pojedyncze obszary transmisji przez już zjonizowany gaz
3 54
2 1
7 6
Długość fali ndash red shift
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 25
httpe-collectionethbibethzchecol-poolinkonfinkonf_185pdf
= 700nm 800nm 900nmWidma kwasaroacutew z dużymi z
Emitowana to 121 nm (Ly)
Podobieństwo kształtu widm dla roacuteznych z
Dla maksymalnych znanych z widoczne całkowite pochłoniecie strumienia
Obserwacja bdquorynny Gunn-Petersona spowodowanej obecnościa neutralnego wodoru w gazie międzygwiezdnym
dane SDSS ndash Sloan Digital Sky Survey ndash dedykowany 25m teleskop na Apache Point NM
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 26
Spectra of the 11 quasars from 574 to 642
Note the two prominent spectral features the presence of strong emission lines not only ly a
but also strong metal lines from N C Si etc indicating high metallicity in the quasar environement
and the strong evolution and complete absorption of ly a forest where the complete or almost complete g-p troughs appear at zgt6
PPT] wwwmporzioastroit~fioreVATFanppt
wavelength4000 A 9000 A
reds
hift
46420 Quasars from the SDSS Data Release Three
MgII
Ly
5
2
1
CIII
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 27
1 Do z~57 Lyα absorpcja zachowuje się zgodnie z
oczekiwaniami z mniejszych red shiftoacutew
Widma Lyα kwasaroacutew odkrytych przez SDSS
Dane z 10-m Keck II teleskopu Mauna Kea na Hawajach
2 W widmie dla z = 582 i 599 las Ly- pojawia się zaraz koło maksimum Ly- QSO po stronie kroacutetszych długości fal
3 Dla z=628 średni transmitowany strumień w zakresie 845 nm lt lt871nm jest zgodny z 0
4 Jest to przekonywująca obserwacja rynny Gunn-Petersona spowodowanej przez neutralny wodoacuter w IGM
5 Nawet niewielka ilość neutralnego wodoru w IGM powoduje absorpcję strumienia w obszarze lasu Lyα
6 Istnienie rynny G-P jako takiej nie pokazuje jeszcze ze QSO jest obserwowany przed epoką rejonizacji
7 Średnia zmiana absorpcji dla QSO z dużymi z sugeruje że średnia jonizacja wzdłuż linii obserwacji zmalała znacząco od z ~5 do z~6 i że Wszechświat zbliża się do epoki jonizacji przy z ~6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 28
CFHQS J1509-1749 at z=612
Effective optical depth from the spectrum of CFHQS J1509-1749 (Lyman alpha red symbols Lyman beta blue symbol)
The small black symbols show data from SDSS quasars (Fan et al 2006)
The solid line is the extrapolation of optical depth evolution at lower redshift
For J1509-1749 and the SDSS quasars there is a more rapid evolution at z gt 54 than indicated in this extrapolation
The dotted and dot-dashed lines are the effective optical depth evolution for two theoretical models
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 29
Red squares show the Ly transmission and the blue square is the Ly transmission in bins of width z = 015 Small circles show the Lytransmission from the sample of 19 SDSS quasars (Fan et al 2006b) The solid line is the fit to the Lytransmission of z lt 55 quasars (Fan et al 2006b) The dashed line was obtained by (Becker et al 2007) by fitting flux PDFs of z lt 54 quasars with a lognormal optical depth distributionAt z gt 57 our data (and most of those in the SDSS) fall below the extrapolation of the Fan et al curve
CFHQS J1509-1749 at z=612
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
Lyman transmission in the spectrum of CFHQS J1509-1749
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 30
Obserwacja rynny Gunn Petersona dla fal kroacutetszych od Ly i Ly
Silna i trudna do symulacji linia emisyjna Ly
Silny efekt sąsiedztwa wpływający na jonizacje IMG
To są minusy QSO
QSO obserwowane przez SDSS zgt58
Ale jest jeszcze informacja z CMB GRB oraz linii 21 cmhellip
Rejonizacja obserwowana w widmie kwasaroacutew
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 31
Rosette Nebulahttpastrosun2astrocornelleduacademicscoursesastro201stromgren_spherehtm
Region of ionized hydrogen (HII T~10 000K) surrounding a hot young O-B star The hydrogen is ionized by the ultraviolet photons being emitted by the hot star Stromgrem spheres are also called HII regions
Stromgren sphere
przykład
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 32
Informacje z anisotropii CMB
Wczesny Wszechświat Primary anisotropies niosą informację o roacuteżnych charakterystykach Wszechświata w okresie gdy fotony CMB rozproszyły się po raz ostatni (last scattering) gdy Wszechświat stał się neutralny (z ~ 1100)
bull fluktuacje temperatury bullFluktuacje gęstości i prędkości plazmy
Zrozumienie primary anisotropies jest niezbędne dla użycia wynikoacutew badania CMB do testoacutew modeli kosmologicznych
Powstawanie wielkich struktur Secondary anisotropies - powstają w wyniku oddziaływań CMB fotonoacutew z materią na drodze do obserwatora
bullefekty grawitacyjne (Gravitational lensing non-static gravitational potential wells) bullefekty scatteringu (Sunyaev-Zeldovich (SZ) thermal effect Doppler effects)
Secondary anisotropies pomagają w zrozumieniu powstawania i rozwoju struktur
httpwwwiasu-psudfrwebsitemodulescontent_micindexphpid=35
Dyskusja skal katowych w httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 33
Komentarz Problem polaryzacji jest trudny
Polega na rozdzieleniu wkładu od tego
bullco zdarzyło się na powierzchni ostatniego rozproszenia
bullco zdarzyło się na drodze CMB do obserwatora
Takie rozdzielenie pozwala na wyciąganie wnioskoacutew dot
bull kosmologii (primary anisotropies) oraz
bull obecności zjonizowanego wodoru i oddziaływań grawitacyjnych na drodze do obserwatora (Secondary anisotropies)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 34
visibleHP MM
pe
of90
He
fotony CMB
Fotony CMB oddziaływają
grawitacyjne (efekt integrated Sachs-Wolfe) Z elektronami w klustrach galaktyk efekt Sunyaeva-Zeldovicha
bullthermal - Inverse Compton scattering) bullDoppler shift Kinematic Sunyaev-Zeldovich Effect
wwwphysicssceduneutrinoworkshopSZ_Effectppt
Hot plasmas
33
8
cm10densitynumber
K1010keVetemperatur-
e
e
N
T )(
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 35
Anizotropia temperatury w CMB jest dobrze znana
Polaryzacja (mierzona przez WMAP) jest wynikiem stosunkowo nowym
Polaryzacja daje informacje zaroacutewno o Wszechświecie w czasie t~10-35 sec jak i historii jonizacji Stopień polaryzacji zależy bezpośrednio od kwadrupolowych fluktuacji gęstości rozpraszanych fotonoacutewPatern polaryzacji jest odbiciem lokalnej anizotropii na powierzchni last scattering Fluktuacje temperatury mogą mieć 3 źroacutedła fluktuacje skalarne wektorowe i tensorowe
httpastroberkeleyedu~mwhitepolarnode1htmlSECTION00010000000000000000
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 36
MECHANIZM POWSTAWANIA POLARYZACJI
Anizotropie temperaturowe są rzedu 10-5K polaryzacja rzędu 10-6 czyli poniżej K co przedstawia wyzwanie dla pomiaru
Anizotropie kwadrupolowe ktoacutere powodują powstanie polaryzacji CMB są wynikiem roacuteżnych mechanizmoacutew w roacuteżnych okresach
W okresie z ~1100 (decoupling) gradient prędkości plazmy powoduje powstanie kwqdrupolowych rozkładoacutew ( w układzie środka masy elektronu promieniowanie reliktowe ma rozkład kwadrupolowy proporcjonalny do gradientu prędkości i średniej drogo swobodnej między rozproszeniami)
Dla zgt1100 fotony sprzęgają się silnie z elektronami średnia droga swobodna między rozproszeniami jest mała i więc mała jest polaryzacja
Dla zlt 1100 nie ma swobodnych elektronoacutew i
CMB może się rozpraszać dopiero gdy pojawia się swobodne elektrony tzn gdy światło pierwszego pokolenia gwiazd zacznie jonizować Wszechświat
Ten proces zachodzi dla zltltz = 1100 i może być wydzielony z sygnału rozproszenia na last scattering surface
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 37
Temperature perturbations have 3 geometrically distinct sources
the scalar (compressional) scalar modesrepresent perturbations in the (energy) density of the cosmological
fluid(s) at last scattering and are the only fluctuations which can form structure though gravitational instability
vector (vortical) and
tensor (gravitational wave) perturbations
Formally they form the irreducible basis of the symmetric metric tensor
We shall consider each of these below and show that the scalar vector and tensor quadrupole anisotropy correspond to respectively
This leads to different patterns of polarization for the three sources
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 38
Secondary anisotropies get contributions from the entire line of sight
Sachs-Wolfe effect It is broken into two parts
the effect of the potential at the surface of last scattering which is the ordinary Sachs-Wolfe effect and
the integrated Sachs-Wolfe (ISW) effect which depends on the change of the gravitational potential while photons of the CMB are passing through a potential well This redshifting or blueshifting of a photon as it passes through potential wells is called the Integrated Sachs-Wolfe effect
Thermal Sunyaev-Zeldovich(SZ) effect1048713Scattering of CMB photons off hot electrons1048713Negative for low and positive for high frequencies1048713Point Sources1048713Contaminate the CMB
The thermal Sunyaev-Zeldovich effect arises from the frequency shift when CMB photons are scattered by the hot electrons in the intra-cluster gas
Peculiar velocities of the hot intra-cluster gas lead to a Doppler shift of the scattered photons which is proportional to the product of the radial peculiar velocity and the electron density integrated along the line of sight through the cluster
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 39
Korelacja TE mierzy głębokość obszaru reionizacjiPomiary modoacutew E
Pozwalana precyzyjniejsze wyznaczenie parametroacutew kosmologicznych rejonizacji indeksu spektralnego widma mocy
Mody B z soczewkowatych modoacutew EBadanie wielkoskalowych struktur do z ~1100
Mody B z fal grawitacyjnych niosą informacje o modelach inflacji
In the foreground-corrected maps we detect l(l + 1)C 2 = 0086 plusmn 0029 ( K)2 This is interpreted as the result of rescattering of the CMB by free electrons released during reionization at zr = 109(+27-23) for a model with instantaneous reionization
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 40
Podsumowując WMAP zaobserwował
sygnał polaryzacji pochodzący z dużego obszaru nieba
Zmierzył bullanizotropie temperaturowe (CTT
l TT power spectrum)
bullKorelacje temperatura ndash polaryzacja E ( CTEl TE power
spectrum)bullAnizotropie polaryzacji E (EE power spectrum)
wynik reionizacja przy z = 11 +-3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 41
Wyniki badania CMB (WMAP)
Rozkład roacuteżnic temperatury TTndash wykres wielokrotnie pokazywany tutaj w skali log
Korelacje temperatura ndash polaryzacja E TE
Polaryzacja E
Polaryzacja B i modele
Wyniki WMAP rysunki wzory etc chyba dobre Fig 25 z pliku httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
TT
TE
EE
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 42
The basic observable of the CMB is its intensity as a function of frequency and direction on the sky n Since the CMB spectrum is an extremely good blackbody with a nearly constant temperature across the sky T we generally describe this observable in terms of a temperature fluctuation
If these fluctuations are Gaussian then the multipole moments of the temperature field
(1)
are fully characterized by their power spectrum
(2)
whose values as a function of l are independent in a given realization For this reason predictions and analyses are typically performed in harmonic space On small sections of the sky where its curvature can be neglected the spherical harmonic analysis becomes ordinary Fourier analysis in two dimensions In this limit becomes the Fourier wavenumber Since the angular wavelength large multipole moments corresponds to small angular scales l~102 with representing degree scale separations Likewise since in this limit the variance of the field is the power spectrum is usually displayed as
(3)httpbackgrounduchicagoedu~whuaraanode4htm
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 43
httpwwwphysicsprincetoneducosmologycapmapcalpaperpdf
In a fixed (xy) basis the Stokes parameters are
For purely monochromatic coherent radiation one can show that
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 44
Key words ndashComplementary and Brand newPolarization power spectrum is complementary to the temperature power spectrum -Combined with temperature anisotropy pol helps reconstruction of cosmological model (Ref Prof Holderrsquos talk)Polarization accesses to vector amp tensor perturbations -Measure Stochastic Gravitational wave -Estimate energy scale of Inflation -Test of Inflation -Observe Gravitation Lensing
Thomson cross section depends on polarization and angleScattered radiation polarized parallel to the incident polarizationBut to polarize Thomson scattering is not enoughBipolar anisotropy cancel out polarization Only Quadruple Anisotropy induces linear polarizationThe combination of Thomson Scattering and Quadruple Anisotropy is relevant
We map all the sky with Stokes parameter S=(I Q U V) Total Intensity IQ amp U parameter describe linear polarizationCircular pol gives V=0These are the property of vector on the point (local quantity)Q and U depends on the coordinate selectionSay with 45 deg rotationQU-Q-UQ Coordinate invariant quantity is better
More suitable description is to define globally One example is called E mode and B mode E amp B mode are group of several polarization vectors E is ldquoDivergencerdquo like and B is ldquoCurlrdquo like No coordinate dependence Important for Gravitational Wave detection B mode can be generated from Gravitational Wave etc What characterize E amp B mode quantitatively
There are two directions in a polarization field -The orientation of polarization -The direction in which pol Changes (eg Temps Modulation)Modulation changes pol amplitude sign but not nature (Q remains Q)The hall mark of E mode is both are parallel or perpendicular In B mode not necessarily alignedImportant is relative orientation not absolute orientation (Q or U) What types of sources realize eachpattern
E mode B mode Bardzo dobre wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 45
wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
Quadruple Anisotropy is categorized into 3 perturbationSpherical harmonic Ylm with l=2 m=0 +-1 +-2Scalar Vector and Tensor perturbationsEach perturbation generates characteristic geometries of polarization Their projection determine the pol Pattern The polarization pattern determines whether E amp B mode are generated
Scalar Perturbation Represent perturbation in the temperature fluctuationPhoton from different temperature produce net polarizationProjection of quadruple anisotropy allows polarization pattern
Polarization is maximum at equatorOnly Q parameter is generated
bullVector perturbation The pattern are dominated by U mode
Tensor Perturbation Both Q and U are present nearly equal amount
Scalar Q E mode only
Vector U mainly B mode
Tensor Q amp U both E amp B mode
3 Peculiar pol pattern raise different pol mode (EampB)Scalar mode never generates B mode Vector amp Tensor modes generate B modeUnder inflation paradigm vector modes decay away and scalar and tensor survive (Topological Defect Model) Detection of B mode would suggests possible existence of Gravity Wave Polarization behaves as a field with spin 2Polarization separates property of Perturbation up to spin 2 ( Temps)Thatrsquos why Polarization is BRAND NEW
New frontier in Physics Polarization provides new probe to access scalar vector and tensor mode Especially B mode by tensor perturbation provides clue to Inflation EnergyHowever challenging -Requirement High sensitivity (B mode detection) Further understanding of foreground Improvement of systematicBut exciting Handful future mission (PLANCK etc) Reach testify Inflation theory by CMB (Non Gaussianity etc)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 46
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 47
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 48
KWASARY a CMB
Wyniki z LYkwasaroacutew i CMB są konsystentne
Z badań LY kwasaroacutew bullprzy z~6 IGM jest w 1 neutralne -gt jest to bdquoogonrdquo procesu rejonizacjibullPomiary dla 3 najodleglejszych kwasaroacutew wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6 z niewielką dyspersją dla roacuteżnych linii widzeniabullCMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17 Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji
WnioskibullRejonizacja nie jest przejściem fazowymbullRejonizacja trwała w zakresie 6ltzlt20 (6108 lat)bullPierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 23
Las Ly (linie absorpcyjne) powstaje gdy ultrafiolet odległego źroacutedła jest absorbowany przez randomnie rozłożone kieszenie neutralnego wodoru Przestrzeń jednorodnie wypełniona neutralnym H powoduje całkowitą absorpcję - bdquorynnęrdquo Jest to efekt (przewidziany przez) Gunn-Petersona
httpwwwphysicstodayorgvol-54iss-10p17html
wwwmpempgde~amuellerdownloadstalksppt1stQSOsppt
Obserwowana Długość fali - z ndash look back time
Przechodzący strumień
Rynna ndash pełna absorpcja
Obserwowane Widmo kwasarain
ten
syw
no
ść
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 24
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
Obserwowane widmo
1 kwasar
2 Linia obserwacji
3 zjonizowane bąble gazu na linii obserwacji quasara
4 Pojedyncze zjonizowane bąble
5 Nieprzezroczysty obojętny gaz we wczesnym Wszechświecie
6 Obszar silnego pochłaniania przez obojętny gaz
7 Pojedyncze obszary transmisji przez już zjonizowany gaz
3 54
2 1
7 6
Długość fali ndash red shift
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 25
httpe-collectionethbibethzchecol-poolinkonfinkonf_185pdf
= 700nm 800nm 900nmWidma kwasaroacutew z dużymi z
Emitowana to 121 nm (Ly)
Podobieństwo kształtu widm dla roacuteznych z
Dla maksymalnych znanych z widoczne całkowite pochłoniecie strumienia
Obserwacja bdquorynny Gunn-Petersona spowodowanej obecnościa neutralnego wodoru w gazie międzygwiezdnym
dane SDSS ndash Sloan Digital Sky Survey ndash dedykowany 25m teleskop na Apache Point NM
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 26
Spectra of the 11 quasars from 574 to 642
Note the two prominent spectral features the presence of strong emission lines not only ly a
but also strong metal lines from N C Si etc indicating high metallicity in the quasar environement
and the strong evolution and complete absorption of ly a forest where the complete or almost complete g-p troughs appear at zgt6
PPT] wwwmporzioastroit~fioreVATFanppt
wavelength4000 A 9000 A
reds
hift
46420 Quasars from the SDSS Data Release Three
MgII
Ly
5
2
1
CIII
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 27
1 Do z~57 Lyα absorpcja zachowuje się zgodnie z
oczekiwaniami z mniejszych red shiftoacutew
Widma Lyα kwasaroacutew odkrytych przez SDSS
Dane z 10-m Keck II teleskopu Mauna Kea na Hawajach
2 W widmie dla z = 582 i 599 las Ly- pojawia się zaraz koło maksimum Ly- QSO po stronie kroacutetszych długości fal
3 Dla z=628 średni transmitowany strumień w zakresie 845 nm lt lt871nm jest zgodny z 0
4 Jest to przekonywująca obserwacja rynny Gunn-Petersona spowodowanej przez neutralny wodoacuter w IGM
5 Nawet niewielka ilość neutralnego wodoru w IGM powoduje absorpcję strumienia w obszarze lasu Lyα
6 Istnienie rynny G-P jako takiej nie pokazuje jeszcze ze QSO jest obserwowany przed epoką rejonizacji
7 Średnia zmiana absorpcji dla QSO z dużymi z sugeruje że średnia jonizacja wzdłuż linii obserwacji zmalała znacząco od z ~5 do z~6 i że Wszechświat zbliża się do epoki jonizacji przy z ~6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 28
CFHQS J1509-1749 at z=612
Effective optical depth from the spectrum of CFHQS J1509-1749 (Lyman alpha red symbols Lyman beta blue symbol)
The small black symbols show data from SDSS quasars (Fan et al 2006)
The solid line is the extrapolation of optical depth evolution at lower redshift
For J1509-1749 and the SDSS quasars there is a more rapid evolution at z gt 54 than indicated in this extrapolation
The dotted and dot-dashed lines are the effective optical depth evolution for two theoretical models
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 29
Red squares show the Ly transmission and the blue square is the Ly transmission in bins of width z = 015 Small circles show the Lytransmission from the sample of 19 SDSS quasars (Fan et al 2006b) The solid line is the fit to the Lytransmission of z lt 55 quasars (Fan et al 2006b) The dashed line was obtained by (Becker et al 2007) by fitting flux PDFs of z lt 54 quasars with a lognormal optical depth distributionAt z gt 57 our data (and most of those in the SDSS) fall below the extrapolation of the Fan et al curve
CFHQS J1509-1749 at z=612
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
Lyman transmission in the spectrum of CFHQS J1509-1749
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 30
Obserwacja rynny Gunn Petersona dla fal kroacutetszych od Ly i Ly
Silna i trudna do symulacji linia emisyjna Ly
Silny efekt sąsiedztwa wpływający na jonizacje IMG
To są minusy QSO
QSO obserwowane przez SDSS zgt58
Ale jest jeszcze informacja z CMB GRB oraz linii 21 cmhellip
Rejonizacja obserwowana w widmie kwasaroacutew
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 31
Rosette Nebulahttpastrosun2astrocornelleduacademicscoursesastro201stromgren_spherehtm
Region of ionized hydrogen (HII T~10 000K) surrounding a hot young O-B star The hydrogen is ionized by the ultraviolet photons being emitted by the hot star Stromgrem spheres are also called HII regions
Stromgren sphere
przykład
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 32
Informacje z anisotropii CMB
Wczesny Wszechświat Primary anisotropies niosą informację o roacuteżnych charakterystykach Wszechświata w okresie gdy fotony CMB rozproszyły się po raz ostatni (last scattering) gdy Wszechświat stał się neutralny (z ~ 1100)
bull fluktuacje temperatury bullFluktuacje gęstości i prędkości plazmy
Zrozumienie primary anisotropies jest niezbędne dla użycia wynikoacutew badania CMB do testoacutew modeli kosmologicznych
Powstawanie wielkich struktur Secondary anisotropies - powstają w wyniku oddziaływań CMB fotonoacutew z materią na drodze do obserwatora
bullefekty grawitacyjne (Gravitational lensing non-static gravitational potential wells) bullefekty scatteringu (Sunyaev-Zeldovich (SZ) thermal effect Doppler effects)
Secondary anisotropies pomagają w zrozumieniu powstawania i rozwoju struktur
httpwwwiasu-psudfrwebsitemodulescontent_micindexphpid=35
Dyskusja skal katowych w httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 33
Komentarz Problem polaryzacji jest trudny
Polega na rozdzieleniu wkładu od tego
bullco zdarzyło się na powierzchni ostatniego rozproszenia
bullco zdarzyło się na drodze CMB do obserwatora
Takie rozdzielenie pozwala na wyciąganie wnioskoacutew dot
bull kosmologii (primary anisotropies) oraz
bull obecności zjonizowanego wodoru i oddziaływań grawitacyjnych na drodze do obserwatora (Secondary anisotropies)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 34
visibleHP MM
pe
of90
He
fotony CMB
Fotony CMB oddziaływają
grawitacyjne (efekt integrated Sachs-Wolfe) Z elektronami w klustrach galaktyk efekt Sunyaeva-Zeldovicha
bullthermal - Inverse Compton scattering) bullDoppler shift Kinematic Sunyaev-Zeldovich Effect
wwwphysicssceduneutrinoworkshopSZ_Effectppt
Hot plasmas
33
8
cm10densitynumber
K1010keVetemperatur-
e
e
N
T )(
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 35
Anizotropia temperatury w CMB jest dobrze znana
Polaryzacja (mierzona przez WMAP) jest wynikiem stosunkowo nowym
Polaryzacja daje informacje zaroacutewno o Wszechświecie w czasie t~10-35 sec jak i historii jonizacji Stopień polaryzacji zależy bezpośrednio od kwadrupolowych fluktuacji gęstości rozpraszanych fotonoacutewPatern polaryzacji jest odbiciem lokalnej anizotropii na powierzchni last scattering Fluktuacje temperatury mogą mieć 3 źroacutedła fluktuacje skalarne wektorowe i tensorowe
httpastroberkeleyedu~mwhitepolarnode1htmlSECTION00010000000000000000
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 36
MECHANIZM POWSTAWANIA POLARYZACJI
Anizotropie temperaturowe są rzedu 10-5K polaryzacja rzędu 10-6 czyli poniżej K co przedstawia wyzwanie dla pomiaru
Anizotropie kwadrupolowe ktoacutere powodują powstanie polaryzacji CMB są wynikiem roacuteżnych mechanizmoacutew w roacuteżnych okresach
W okresie z ~1100 (decoupling) gradient prędkości plazmy powoduje powstanie kwqdrupolowych rozkładoacutew ( w układzie środka masy elektronu promieniowanie reliktowe ma rozkład kwadrupolowy proporcjonalny do gradientu prędkości i średniej drogo swobodnej między rozproszeniami)
Dla zgt1100 fotony sprzęgają się silnie z elektronami średnia droga swobodna między rozproszeniami jest mała i więc mała jest polaryzacja
Dla zlt 1100 nie ma swobodnych elektronoacutew i
CMB może się rozpraszać dopiero gdy pojawia się swobodne elektrony tzn gdy światło pierwszego pokolenia gwiazd zacznie jonizować Wszechświat
Ten proces zachodzi dla zltltz = 1100 i może być wydzielony z sygnału rozproszenia na last scattering surface
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 37
Temperature perturbations have 3 geometrically distinct sources
the scalar (compressional) scalar modesrepresent perturbations in the (energy) density of the cosmological
fluid(s) at last scattering and are the only fluctuations which can form structure though gravitational instability
vector (vortical) and
tensor (gravitational wave) perturbations
Formally they form the irreducible basis of the symmetric metric tensor
We shall consider each of these below and show that the scalar vector and tensor quadrupole anisotropy correspond to respectively
This leads to different patterns of polarization for the three sources
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 38
Secondary anisotropies get contributions from the entire line of sight
Sachs-Wolfe effect It is broken into two parts
the effect of the potential at the surface of last scattering which is the ordinary Sachs-Wolfe effect and
the integrated Sachs-Wolfe (ISW) effect which depends on the change of the gravitational potential while photons of the CMB are passing through a potential well This redshifting or blueshifting of a photon as it passes through potential wells is called the Integrated Sachs-Wolfe effect
Thermal Sunyaev-Zeldovich(SZ) effect1048713Scattering of CMB photons off hot electrons1048713Negative for low and positive for high frequencies1048713Point Sources1048713Contaminate the CMB
The thermal Sunyaev-Zeldovich effect arises from the frequency shift when CMB photons are scattered by the hot electrons in the intra-cluster gas
Peculiar velocities of the hot intra-cluster gas lead to a Doppler shift of the scattered photons which is proportional to the product of the radial peculiar velocity and the electron density integrated along the line of sight through the cluster
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 39
Korelacja TE mierzy głębokość obszaru reionizacjiPomiary modoacutew E
Pozwalana precyzyjniejsze wyznaczenie parametroacutew kosmologicznych rejonizacji indeksu spektralnego widma mocy
Mody B z soczewkowatych modoacutew EBadanie wielkoskalowych struktur do z ~1100
Mody B z fal grawitacyjnych niosą informacje o modelach inflacji
In the foreground-corrected maps we detect l(l + 1)C 2 = 0086 plusmn 0029 ( K)2 This is interpreted as the result of rescattering of the CMB by free electrons released during reionization at zr = 109(+27-23) for a model with instantaneous reionization
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 40
Podsumowując WMAP zaobserwował
sygnał polaryzacji pochodzący z dużego obszaru nieba
Zmierzył bullanizotropie temperaturowe (CTT
l TT power spectrum)
bullKorelacje temperatura ndash polaryzacja E ( CTEl TE power
spectrum)bullAnizotropie polaryzacji E (EE power spectrum)
wynik reionizacja przy z = 11 +-3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 41
Wyniki badania CMB (WMAP)
Rozkład roacuteżnic temperatury TTndash wykres wielokrotnie pokazywany tutaj w skali log
Korelacje temperatura ndash polaryzacja E TE
Polaryzacja E
Polaryzacja B i modele
Wyniki WMAP rysunki wzory etc chyba dobre Fig 25 z pliku httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
TT
TE
EE
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 42
The basic observable of the CMB is its intensity as a function of frequency and direction on the sky n Since the CMB spectrum is an extremely good blackbody with a nearly constant temperature across the sky T we generally describe this observable in terms of a temperature fluctuation
If these fluctuations are Gaussian then the multipole moments of the temperature field
(1)
are fully characterized by their power spectrum
(2)
whose values as a function of l are independent in a given realization For this reason predictions and analyses are typically performed in harmonic space On small sections of the sky where its curvature can be neglected the spherical harmonic analysis becomes ordinary Fourier analysis in two dimensions In this limit becomes the Fourier wavenumber Since the angular wavelength large multipole moments corresponds to small angular scales l~102 with representing degree scale separations Likewise since in this limit the variance of the field is the power spectrum is usually displayed as
(3)httpbackgrounduchicagoedu~whuaraanode4htm
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 43
httpwwwphysicsprincetoneducosmologycapmapcalpaperpdf
In a fixed (xy) basis the Stokes parameters are
For purely monochromatic coherent radiation one can show that
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 44
Key words ndashComplementary and Brand newPolarization power spectrum is complementary to the temperature power spectrum -Combined with temperature anisotropy pol helps reconstruction of cosmological model (Ref Prof Holderrsquos talk)Polarization accesses to vector amp tensor perturbations -Measure Stochastic Gravitational wave -Estimate energy scale of Inflation -Test of Inflation -Observe Gravitation Lensing
Thomson cross section depends on polarization and angleScattered radiation polarized parallel to the incident polarizationBut to polarize Thomson scattering is not enoughBipolar anisotropy cancel out polarization Only Quadruple Anisotropy induces linear polarizationThe combination of Thomson Scattering and Quadruple Anisotropy is relevant
We map all the sky with Stokes parameter S=(I Q U V) Total Intensity IQ amp U parameter describe linear polarizationCircular pol gives V=0These are the property of vector on the point (local quantity)Q and U depends on the coordinate selectionSay with 45 deg rotationQU-Q-UQ Coordinate invariant quantity is better
More suitable description is to define globally One example is called E mode and B mode E amp B mode are group of several polarization vectors E is ldquoDivergencerdquo like and B is ldquoCurlrdquo like No coordinate dependence Important for Gravitational Wave detection B mode can be generated from Gravitational Wave etc What characterize E amp B mode quantitatively
There are two directions in a polarization field -The orientation of polarization -The direction in which pol Changes (eg Temps Modulation)Modulation changes pol amplitude sign but not nature (Q remains Q)The hall mark of E mode is both are parallel or perpendicular In B mode not necessarily alignedImportant is relative orientation not absolute orientation (Q or U) What types of sources realize eachpattern
E mode B mode Bardzo dobre wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 45
wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
Quadruple Anisotropy is categorized into 3 perturbationSpherical harmonic Ylm with l=2 m=0 +-1 +-2Scalar Vector and Tensor perturbationsEach perturbation generates characteristic geometries of polarization Their projection determine the pol Pattern The polarization pattern determines whether E amp B mode are generated
Scalar Perturbation Represent perturbation in the temperature fluctuationPhoton from different temperature produce net polarizationProjection of quadruple anisotropy allows polarization pattern
Polarization is maximum at equatorOnly Q parameter is generated
bullVector perturbation The pattern are dominated by U mode
Tensor Perturbation Both Q and U are present nearly equal amount
Scalar Q E mode only
Vector U mainly B mode
Tensor Q amp U both E amp B mode
3 Peculiar pol pattern raise different pol mode (EampB)Scalar mode never generates B mode Vector amp Tensor modes generate B modeUnder inflation paradigm vector modes decay away and scalar and tensor survive (Topological Defect Model) Detection of B mode would suggests possible existence of Gravity Wave Polarization behaves as a field with spin 2Polarization separates property of Perturbation up to spin 2 ( Temps)Thatrsquos why Polarization is BRAND NEW
New frontier in Physics Polarization provides new probe to access scalar vector and tensor mode Especially B mode by tensor perturbation provides clue to Inflation EnergyHowever challenging -Requirement High sensitivity (B mode detection) Further understanding of foreground Improvement of systematicBut exciting Handful future mission (PLANCK etc) Reach testify Inflation theory by CMB (Non Gaussianity etc)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 46
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 47
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 48
KWASARY a CMB
Wyniki z LYkwasaroacutew i CMB są konsystentne
Z badań LY kwasaroacutew bullprzy z~6 IGM jest w 1 neutralne -gt jest to bdquoogonrdquo procesu rejonizacjibullPomiary dla 3 najodleglejszych kwasaroacutew wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6 z niewielką dyspersją dla roacuteżnych linii widzeniabullCMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17 Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji
WnioskibullRejonizacja nie jest przejściem fazowymbullRejonizacja trwała w zakresie 6ltzlt20 (6108 lat)bullPierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 24
httpwwwastrocaltechedu~georgereionreionexplbigjpg
Obserwowane widmo
1 kwasar
2 Linia obserwacji
3 zjonizowane bąble gazu na linii obserwacji quasara
4 Pojedyncze zjonizowane bąble
5 Nieprzezroczysty obojętny gaz we wczesnym Wszechświecie
6 Obszar silnego pochłaniania przez obojętny gaz
7 Pojedyncze obszary transmisji przez już zjonizowany gaz
3 54
2 1
7 6
Długość fali ndash red shift
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 25
httpe-collectionethbibethzchecol-poolinkonfinkonf_185pdf
= 700nm 800nm 900nmWidma kwasaroacutew z dużymi z
Emitowana to 121 nm (Ly)
Podobieństwo kształtu widm dla roacuteznych z
Dla maksymalnych znanych z widoczne całkowite pochłoniecie strumienia
Obserwacja bdquorynny Gunn-Petersona spowodowanej obecnościa neutralnego wodoru w gazie międzygwiezdnym
dane SDSS ndash Sloan Digital Sky Survey ndash dedykowany 25m teleskop na Apache Point NM
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 26
Spectra of the 11 quasars from 574 to 642
Note the two prominent spectral features the presence of strong emission lines not only ly a
but also strong metal lines from N C Si etc indicating high metallicity in the quasar environement
and the strong evolution and complete absorption of ly a forest where the complete or almost complete g-p troughs appear at zgt6
PPT] wwwmporzioastroit~fioreVATFanppt
wavelength4000 A 9000 A
reds
hift
46420 Quasars from the SDSS Data Release Three
MgII
Ly
5
2
1
CIII
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 27
1 Do z~57 Lyα absorpcja zachowuje się zgodnie z
oczekiwaniami z mniejszych red shiftoacutew
Widma Lyα kwasaroacutew odkrytych przez SDSS
Dane z 10-m Keck II teleskopu Mauna Kea na Hawajach
2 W widmie dla z = 582 i 599 las Ly- pojawia się zaraz koło maksimum Ly- QSO po stronie kroacutetszych długości fal
3 Dla z=628 średni transmitowany strumień w zakresie 845 nm lt lt871nm jest zgodny z 0
4 Jest to przekonywująca obserwacja rynny Gunn-Petersona spowodowanej przez neutralny wodoacuter w IGM
5 Nawet niewielka ilość neutralnego wodoru w IGM powoduje absorpcję strumienia w obszarze lasu Lyα
6 Istnienie rynny G-P jako takiej nie pokazuje jeszcze ze QSO jest obserwowany przed epoką rejonizacji
7 Średnia zmiana absorpcji dla QSO z dużymi z sugeruje że średnia jonizacja wzdłuż linii obserwacji zmalała znacząco od z ~5 do z~6 i że Wszechświat zbliża się do epoki jonizacji przy z ~6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 28
CFHQS J1509-1749 at z=612
Effective optical depth from the spectrum of CFHQS J1509-1749 (Lyman alpha red symbols Lyman beta blue symbol)
The small black symbols show data from SDSS quasars (Fan et al 2006)
The solid line is the extrapolation of optical depth evolution at lower redshift
For J1509-1749 and the SDSS quasars there is a more rapid evolution at z gt 54 than indicated in this extrapolation
The dotted and dot-dashed lines are the effective optical depth evolution for two theoretical models
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 29
Red squares show the Ly transmission and the blue square is the Ly transmission in bins of width z = 015 Small circles show the Lytransmission from the sample of 19 SDSS quasars (Fan et al 2006b) The solid line is the fit to the Lytransmission of z lt 55 quasars (Fan et al 2006b) The dashed line was obtained by (Becker et al 2007) by fitting flux PDFs of z lt 54 quasars with a lognormal optical depth distributionAt z gt 57 our data (and most of those in the SDSS) fall below the extrapolation of the Fan et al curve
CFHQS J1509-1749 at z=612
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
Lyman transmission in the spectrum of CFHQS J1509-1749
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 30
Obserwacja rynny Gunn Petersona dla fal kroacutetszych od Ly i Ly
Silna i trudna do symulacji linia emisyjna Ly
Silny efekt sąsiedztwa wpływający na jonizacje IMG
To są minusy QSO
QSO obserwowane przez SDSS zgt58
Ale jest jeszcze informacja z CMB GRB oraz linii 21 cmhellip
Rejonizacja obserwowana w widmie kwasaroacutew
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 31
Rosette Nebulahttpastrosun2astrocornelleduacademicscoursesastro201stromgren_spherehtm
Region of ionized hydrogen (HII T~10 000K) surrounding a hot young O-B star The hydrogen is ionized by the ultraviolet photons being emitted by the hot star Stromgrem spheres are also called HII regions
Stromgren sphere
przykład
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 32
Informacje z anisotropii CMB
Wczesny Wszechświat Primary anisotropies niosą informację o roacuteżnych charakterystykach Wszechświata w okresie gdy fotony CMB rozproszyły się po raz ostatni (last scattering) gdy Wszechświat stał się neutralny (z ~ 1100)
bull fluktuacje temperatury bullFluktuacje gęstości i prędkości plazmy
Zrozumienie primary anisotropies jest niezbędne dla użycia wynikoacutew badania CMB do testoacutew modeli kosmologicznych
Powstawanie wielkich struktur Secondary anisotropies - powstają w wyniku oddziaływań CMB fotonoacutew z materią na drodze do obserwatora
bullefekty grawitacyjne (Gravitational lensing non-static gravitational potential wells) bullefekty scatteringu (Sunyaev-Zeldovich (SZ) thermal effect Doppler effects)
Secondary anisotropies pomagają w zrozumieniu powstawania i rozwoju struktur
httpwwwiasu-psudfrwebsitemodulescontent_micindexphpid=35
Dyskusja skal katowych w httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 33
Komentarz Problem polaryzacji jest trudny
Polega na rozdzieleniu wkładu od tego
bullco zdarzyło się na powierzchni ostatniego rozproszenia
bullco zdarzyło się na drodze CMB do obserwatora
Takie rozdzielenie pozwala na wyciąganie wnioskoacutew dot
bull kosmologii (primary anisotropies) oraz
bull obecności zjonizowanego wodoru i oddziaływań grawitacyjnych na drodze do obserwatora (Secondary anisotropies)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 34
visibleHP MM
pe
of90
He
fotony CMB
Fotony CMB oddziaływają
grawitacyjne (efekt integrated Sachs-Wolfe) Z elektronami w klustrach galaktyk efekt Sunyaeva-Zeldovicha
bullthermal - Inverse Compton scattering) bullDoppler shift Kinematic Sunyaev-Zeldovich Effect
wwwphysicssceduneutrinoworkshopSZ_Effectppt
Hot plasmas
33
8
cm10densitynumber
K1010keVetemperatur-
e
e
N
T )(
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 35
Anizotropia temperatury w CMB jest dobrze znana
Polaryzacja (mierzona przez WMAP) jest wynikiem stosunkowo nowym
Polaryzacja daje informacje zaroacutewno o Wszechświecie w czasie t~10-35 sec jak i historii jonizacji Stopień polaryzacji zależy bezpośrednio od kwadrupolowych fluktuacji gęstości rozpraszanych fotonoacutewPatern polaryzacji jest odbiciem lokalnej anizotropii na powierzchni last scattering Fluktuacje temperatury mogą mieć 3 źroacutedła fluktuacje skalarne wektorowe i tensorowe
httpastroberkeleyedu~mwhitepolarnode1htmlSECTION00010000000000000000
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 36
MECHANIZM POWSTAWANIA POLARYZACJI
Anizotropie temperaturowe są rzedu 10-5K polaryzacja rzędu 10-6 czyli poniżej K co przedstawia wyzwanie dla pomiaru
Anizotropie kwadrupolowe ktoacutere powodują powstanie polaryzacji CMB są wynikiem roacuteżnych mechanizmoacutew w roacuteżnych okresach
W okresie z ~1100 (decoupling) gradient prędkości plazmy powoduje powstanie kwqdrupolowych rozkładoacutew ( w układzie środka masy elektronu promieniowanie reliktowe ma rozkład kwadrupolowy proporcjonalny do gradientu prędkości i średniej drogo swobodnej między rozproszeniami)
Dla zgt1100 fotony sprzęgają się silnie z elektronami średnia droga swobodna między rozproszeniami jest mała i więc mała jest polaryzacja
Dla zlt 1100 nie ma swobodnych elektronoacutew i
CMB może się rozpraszać dopiero gdy pojawia się swobodne elektrony tzn gdy światło pierwszego pokolenia gwiazd zacznie jonizować Wszechświat
Ten proces zachodzi dla zltltz = 1100 i może być wydzielony z sygnału rozproszenia na last scattering surface
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 37
Temperature perturbations have 3 geometrically distinct sources
the scalar (compressional) scalar modesrepresent perturbations in the (energy) density of the cosmological
fluid(s) at last scattering and are the only fluctuations which can form structure though gravitational instability
vector (vortical) and
tensor (gravitational wave) perturbations
Formally they form the irreducible basis of the symmetric metric tensor
We shall consider each of these below and show that the scalar vector and tensor quadrupole anisotropy correspond to respectively
This leads to different patterns of polarization for the three sources
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 38
Secondary anisotropies get contributions from the entire line of sight
Sachs-Wolfe effect It is broken into two parts
the effect of the potential at the surface of last scattering which is the ordinary Sachs-Wolfe effect and
the integrated Sachs-Wolfe (ISW) effect which depends on the change of the gravitational potential while photons of the CMB are passing through a potential well This redshifting or blueshifting of a photon as it passes through potential wells is called the Integrated Sachs-Wolfe effect
Thermal Sunyaev-Zeldovich(SZ) effect1048713Scattering of CMB photons off hot electrons1048713Negative for low and positive for high frequencies1048713Point Sources1048713Contaminate the CMB
The thermal Sunyaev-Zeldovich effect arises from the frequency shift when CMB photons are scattered by the hot electrons in the intra-cluster gas
Peculiar velocities of the hot intra-cluster gas lead to a Doppler shift of the scattered photons which is proportional to the product of the radial peculiar velocity and the electron density integrated along the line of sight through the cluster
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 39
Korelacja TE mierzy głębokość obszaru reionizacjiPomiary modoacutew E
Pozwalana precyzyjniejsze wyznaczenie parametroacutew kosmologicznych rejonizacji indeksu spektralnego widma mocy
Mody B z soczewkowatych modoacutew EBadanie wielkoskalowych struktur do z ~1100
Mody B z fal grawitacyjnych niosą informacje o modelach inflacji
In the foreground-corrected maps we detect l(l + 1)C 2 = 0086 plusmn 0029 ( K)2 This is interpreted as the result of rescattering of the CMB by free electrons released during reionization at zr = 109(+27-23) for a model with instantaneous reionization
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 40
Podsumowując WMAP zaobserwował
sygnał polaryzacji pochodzący z dużego obszaru nieba
Zmierzył bullanizotropie temperaturowe (CTT
l TT power spectrum)
bullKorelacje temperatura ndash polaryzacja E ( CTEl TE power
spectrum)bullAnizotropie polaryzacji E (EE power spectrum)
wynik reionizacja przy z = 11 +-3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 41
Wyniki badania CMB (WMAP)
Rozkład roacuteżnic temperatury TTndash wykres wielokrotnie pokazywany tutaj w skali log
Korelacje temperatura ndash polaryzacja E TE
Polaryzacja E
Polaryzacja B i modele
Wyniki WMAP rysunki wzory etc chyba dobre Fig 25 z pliku httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
TT
TE
EE
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 42
The basic observable of the CMB is its intensity as a function of frequency and direction on the sky n Since the CMB spectrum is an extremely good blackbody with a nearly constant temperature across the sky T we generally describe this observable in terms of a temperature fluctuation
If these fluctuations are Gaussian then the multipole moments of the temperature field
(1)
are fully characterized by their power spectrum
(2)
whose values as a function of l are independent in a given realization For this reason predictions and analyses are typically performed in harmonic space On small sections of the sky where its curvature can be neglected the spherical harmonic analysis becomes ordinary Fourier analysis in two dimensions In this limit becomes the Fourier wavenumber Since the angular wavelength large multipole moments corresponds to small angular scales l~102 with representing degree scale separations Likewise since in this limit the variance of the field is the power spectrum is usually displayed as
(3)httpbackgrounduchicagoedu~whuaraanode4htm
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 43
httpwwwphysicsprincetoneducosmologycapmapcalpaperpdf
In a fixed (xy) basis the Stokes parameters are
For purely monochromatic coherent radiation one can show that
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 44
Key words ndashComplementary and Brand newPolarization power spectrum is complementary to the temperature power spectrum -Combined with temperature anisotropy pol helps reconstruction of cosmological model (Ref Prof Holderrsquos talk)Polarization accesses to vector amp tensor perturbations -Measure Stochastic Gravitational wave -Estimate energy scale of Inflation -Test of Inflation -Observe Gravitation Lensing
Thomson cross section depends on polarization and angleScattered radiation polarized parallel to the incident polarizationBut to polarize Thomson scattering is not enoughBipolar anisotropy cancel out polarization Only Quadruple Anisotropy induces linear polarizationThe combination of Thomson Scattering and Quadruple Anisotropy is relevant
We map all the sky with Stokes parameter S=(I Q U V) Total Intensity IQ amp U parameter describe linear polarizationCircular pol gives V=0These are the property of vector on the point (local quantity)Q and U depends on the coordinate selectionSay with 45 deg rotationQU-Q-UQ Coordinate invariant quantity is better
More suitable description is to define globally One example is called E mode and B mode E amp B mode are group of several polarization vectors E is ldquoDivergencerdquo like and B is ldquoCurlrdquo like No coordinate dependence Important for Gravitational Wave detection B mode can be generated from Gravitational Wave etc What characterize E amp B mode quantitatively
There are two directions in a polarization field -The orientation of polarization -The direction in which pol Changes (eg Temps Modulation)Modulation changes pol amplitude sign but not nature (Q remains Q)The hall mark of E mode is both are parallel or perpendicular In B mode not necessarily alignedImportant is relative orientation not absolute orientation (Q or U) What types of sources realize eachpattern
E mode B mode Bardzo dobre wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 45
wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
Quadruple Anisotropy is categorized into 3 perturbationSpherical harmonic Ylm with l=2 m=0 +-1 +-2Scalar Vector and Tensor perturbationsEach perturbation generates characteristic geometries of polarization Their projection determine the pol Pattern The polarization pattern determines whether E amp B mode are generated
Scalar Perturbation Represent perturbation in the temperature fluctuationPhoton from different temperature produce net polarizationProjection of quadruple anisotropy allows polarization pattern
Polarization is maximum at equatorOnly Q parameter is generated
bullVector perturbation The pattern are dominated by U mode
Tensor Perturbation Both Q and U are present nearly equal amount
Scalar Q E mode only
Vector U mainly B mode
Tensor Q amp U both E amp B mode
3 Peculiar pol pattern raise different pol mode (EampB)Scalar mode never generates B mode Vector amp Tensor modes generate B modeUnder inflation paradigm vector modes decay away and scalar and tensor survive (Topological Defect Model) Detection of B mode would suggests possible existence of Gravity Wave Polarization behaves as a field with spin 2Polarization separates property of Perturbation up to spin 2 ( Temps)Thatrsquos why Polarization is BRAND NEW
New frontier in Physics Polarization provides new probe to access scalar vector and tensor mode Especially B mode by tensor perturbation provides clue to Inflation EnergyHowever challenging -Requirement High sensitivity (B mode detection) Further understanding of foreground Improvement of systematicBut exciting Handful future mission (PLANCK etc) Reach testify Inflation theory by CMB (Non Gaussianity etc)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 46
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 47
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 48
KWASARY a CMB
Wyniki z LYkwasaroacutew i CMB są konsystentne
Z badań LY kwasaroacutew bullprzy z~6 IGM jest w 1 neutralne -gt jest to bdquoogonrdquo procesu rejonizacjibullPomiary dla 3 najodleglejszych kwasaroacutew wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6 z niewielką dyspersją dla roacuteżnych linii widzeniabullCMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17 Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji
WnioskibullRejonizacja nie jest przejściem fazowymbullRejonizacja trwała w zakresie 6ltzlt20 (6108 lat)bullPierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 25
httpe-collectionethbibethzchecol-poolinkonfinkonf_185pdf
= 700nm 800nm 900nmWidma kwasaroacutew z dużymi z
Emitowana to 121 nm (Ly)
Podobieństwo kształtu widm dla roacuteznych z
Dla maksymalnych znanych z widoczne całkowite pochłoniecie strumienia
Obserwacja bdquorynny Gunn-Petersona spowodowanej obecnościa neutralnego wodoru w gazie międzygwiezdnym
dane SDSS ndash Sloan Digital Sky Survey ndash dedykowany 25m teleskop na Apache Point NM
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 26
Spectra of the 11 quasars from 574 to 642
Note the two prominent spectral features the presence of strong emission lines not only ly a
but also strong metal lines from N C Si etc indicating high metallicity in the quasar environement
and the strong evolution and complete absorption of ly a forest where the complete or almost complete g-p troughs appear at zgt6
PPT] wwwmporzioastroit~fioreVATFanppt
wavelength4000 A 9000 A
reds
hift
46420 Quasars from the SDSS Data Release Three
MgII
Ly
5
2
1
CIII
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 27
1 Do z~57 Lyα absorpcja zachowuje się zgodnie z
oczekiwaniami z mniejszych red shiftoacutew
Widma Lyα kwasaroacutew odkrytych przez SDSS
Dane z 10-m Keck II teleskopu Mauna Kea na Hawajach
2 W widmie dla z = 582 i 599 las Ly- pojawia się zaraz koło maksimum Ly- QSO po stronie kroacutetszych długości fal
3 Dla z=628 średni transmitowany strumień w zakresie 845 nm lt lt871nm jest zgodny z 0
4 Jest to przekonywująca obserwacja rynny Gunn-Petersona spowodowanej przez neutralny wodoacuter w IGM
5 Nawet niewielka ilość neutralnego wodoru w IGM powoduje absorpcję strumienia w obszarze lasu Lyα
6 Istnienie rynny G-P jako takiej nie pokazuje jeszcze ze QSO jest obserwowany przed epoką rejonizacji
7 Średnia zmiana absorpcji dla QSO z dużymi z sugeruje że średnia jonizacja wzdłuż linii obserwacji zmalała znacząco od z ~5 do z~6 i że Wszechświat zbliża się do epoki jonizacji przy z ~6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 28
CFHQS J1509-1749 at z=612
Effective optical depth from the spectrum of CFHQS J1509-1749 (Lyman alpha red symbols Lyman beta blue symbol)
The small black symbols show data from SDSS quasars (Fan et al 2006)
The solid line is the extrapolation of optical depth evolution at lower redshift
For J1509-1749 and the SDSS quasars there is a more rapid evolution at z gt 54 than indicated in this extrapolation
The dotted and dot-dashed lines are the effective optical depth evolution for two theoretical models
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 29
Red squares show the Ly transmission and the blue square is the Ly transmission in bins of width z = 015 Small circles show the Lytransmission from the sample of 19 SDSS quasars (Fan et al 2006b) The solid line is the fit to the Lytransmission of z lt 55 quasars (Fan et al 2006b) The dashed line was obtained by (Becker et al 2007) by fitting flux PDFs of z lt 54 quasars with a lognormal optical depth distributionAt z gt 57 our data (and most of those in the SDSS) fall below the extrapolation of the Fan et al curve
CFHQS J1509-1749 at z=612
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
Lyman transmission in the spectrum of CFHQS J1509-1749
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 30
Obserwacja rynny Gunn Petersona dla fal kroacutetszych od Ly i Ly
Silna i trudna do symulacji linia emisyjna Ly
Silny efekt sąsiedztwa wpływający na jonizacje IMG
To są minusy QSO
QSO obserwowane przez SDSS zgt58
Ale jest jeszcze informacja z CMB GRB oraz linii 21 cmhellip
Rejonizacja obserwowana w widmie kwasaroacutew
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 31
Rosette Nebulahttpastrosun2astrocornelleduacademicscoursesastro201stromgren_spherehtm
Region of ionized hydrogen (HII T~10 000K) surrounding a hot young O-B star The hydrogen is ionized by the ultraviolet photons being emitted by the hot star Stromgrem spheres are also called HII regions
Stromgren sphere
przykład
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 32
Informacje z anisotropii CMB
Wczesny Wszechświat Primary anisotropies niosą informację o roacuteżnych charakterystykach Wszechświata w okresie gdy fotony CMB rozproszyły się po raz ostatni (last scattering) gdy Wszechświat stał się neutralny (z ~ 1100)
bull fluktuacje temperatury bullFluktuacje gęstości i prędkości plazmy
Zrozumienie primary anisotropies jest niezbędne dla użycia wynikoacutew badania CMB do testoacutew modeli kosmologicznych
Powstawanie wielkich struktur Secondary anisotropies - powstają w wyniku oddziaływań CMB fotonoacutew z materią na drodze do obserwatora
bullefekty grawitacyjne (Gravitational lensing non-static gravitational potential wells) bullefekty scatteringu (Sunyaev-Zeldovich (SZ) thermal effect Doppler effects)
Secondary anisotropies pomagają w zrozumieniu powstawania i rozwoju struktur
httpwwwiasu-psudfrwebsitemodulescontent_micindexphpid=35
Dyskusja skal katowych w httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 33
Komentarz Problem polaryzacji jest trudny
Polega na rozdzieleniu wkładu od tego
bullco zdarzyło się na powierzchni ostatniego rozproszenia
bullco zdarzyło się na drodze CMB do obserwatora
Takie rozdzielenie pozwala na wyciąganie wnioskoacutew dot
bull kosmologii (primary anisotropies) oraz
bull obecności zjonizowanego wodoru i oddziaływań grawitacyjnych na drodze do obserwatora (Secondary anisotropies)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 34
visibleHP MM
pe
of90
He
fotony CMB
Fotony CMB oddziaływają
grawitacyjne (efekt integrated Sachs-Wolfe) Z elektronami w klustrach galaktyk efekt Sunyaeva-Zeldovicha
bullthermal - Inverse Compton scattering) bullDoppler shift Kinematic Sunyaev-Zeldovich Effect
wwwphysicssceduneutrinoworkshopSZ_Effectppt
Hot plasmas
33
8
cm10densitynumber
K1010keVetemperatur-
e
e
N
T )(
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 35
Anizotropia temperatury w CMB jest dobrze znana
Polaryzacja (mierzona przez WMAP) jest wynikiem stosunkowo nowym
Polaryzacja daje informacje zaroacutewno o Wszechświecie w czasie t~10-35 sec jak i historii jonizacji Stopień polaryzacji zależy bezpośrednio od kwadrupolowych fluktuacji gęstości rozpraszanych fotonoacutewPatern polaryzacji jest odbiciem lokalnej anizotropii na powierzchni last scattering Fluktuacje temperatury mogą mieć 3 źroacutedła fluktuacje skalarne wektorowe i tensorowe
httpastroberkeleyedu~mwhitepolarnode1htmlSECTION00010000000000000000
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 36
MECHANIZM POWSTAWANIA POLARYZACJI
Anizotropie temperaturowe są rzedu 10-5K polaryzacja rzędu 10-6 czyli poniżej K co przedstawia wyzwanie dla pomiaru
Anizotropie kwadrupolowe ktoacutere powodują powstanie polaryzacji CMB są wynikiem roacuteżnych mechanizmoacutew w roacuteżnych okresach
W okresie z ~1100 (decoupling) gradient prędkości plazmy powoduje powstanie kwqdrupolowych rozkładoacutew ( w układzie środka masy elektronu promieniowanie reliktowe ma rozkład kwadrupolowy proporcjonalny do gradientu prędkości i średniej drogo swobodnej między rozproszeniami)
Dla zgt1100 fotony sprzęgają się silnie z elektronami średnia droga swobodna między rozproszeniami jest mała i więc mała jest polaryzacja
Dla zlt 1100 nie ma swobodnych elektronoacutew i
CMB może się rozpraszać dopiero gdy pojawia się swobodne elektrony tzn gdy światło pierwszego pokolenia gwiazd zacznie jonizować Wszechświat
Ten proces zachodzi dla zltltz = 1100 i może być wydzielony z sygnału rozproszenia na last scattering surface
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 37
Temperature perturbations have 3 geometrically distinct sources
the scalar (compressional) scalar modesrepresent perturbations in the (energy) density of the cosmological
fluid(s) at last scattering and are the only fluctuations which can form structure though gravitational instability
vector (vortical) and
tensor (gravitational wave) perturbations
Formally they form the irreducible basis of the symmetric metric tensor
We shall consider each of these below and show that the scalar vector and tensor quadrupole anisotropy correspond to respectively
This leads to different patterns of polarization for the three sources
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 38
Secondary anisotropies get contributions from the entire line of sight
Sachs-Wolfe effect It is broken into two parts
the effect of the potential at the surface of last scattering which is the ordinary Sachs-Wolfe effect and
the integrated Sachs-Wolfe (ISW) effect which depends on the change of the gravitational potential while photons of the CMB are passing through a potential well This redshifting or blueshifting of a photon as it passes through potential wells is called the Integrated Sachs-Wolfe effect
Thermal Sunyaev-Zeldovich(SZ) effect1048713Scattering of CMB photons off hot electrons1048713Negative for low and positive for high frequencies1048713Point Sources1048713Contaminate the CMB
The thermal Sunyaev-Zeldovich effect arises from the frequency shift when CMB photons are scattered by the hot electrons in the intra-cluster gas
Peculiar velocities of the hot intra-cluster gas lead to a Doppler shift of the scattered photons which is proportional to the product of the radial peculiar velocity and the electron density integrated along the line of sight through the cluster
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 39
Korelacja TE mierzy głębokość obszaru reionizacjiPomiary modoacutew E
Pozwalana precyzyjniejsze wyznaczenie parametroacutew kosmologicznych rejonizacji indeksu spektralnego widma mocy
Mody B z soczewkowatych modoacutew EBadanie wielkoskalowych struktur do z ~1100
Mody B z fal grawitacyjnych niosą informacje o modelach inflacji
In the foreground-corrected maps we detect l(l + 1)C 2 = 0086 plusmn 0029 ( K)2 This is interpreted as the result of rescattering of the CMB by free electrons released during reionization at zr = 109(+27-23) for a model with instantaneous reionization
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 40
Podsumowując WMAP zaobserwował
sygnał polaryzacji pochodzący z dużego obszaru nieba
Zmierzył bullanizotropie temperaturowe (CTT
l TT power spectrum)
bullKorelacje temperatura ndash polaryzacja E ( CTEl TE power
spectrum)bullAnizotropie polaryzacji E (EE power spectrum)
wynik reionizacja przy z = 11 +-3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 41
Wyniki badania CMB (WMAP)
Rozkład roacuteżnic temperatury TTndash wykres wielokrotnie pokazywany tutaj w skali log
Korelacje temperatura ndash polaryzacja E TE
Polaryzacja E
Polaryzacja B i modele
Wyniki WMAP rysunki wzory etc chyba dobre Fig 25 z pliku httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
TT
TE
EE
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 42
The basic observable of the CMB is its intensity as a function of frequency and direction on the sky n Since the CMB spectrum is an extremely good blackbody with a nearly constant temperature across the sky T we generally describe this observable in terms of a temperature fluctuation
If these fluctuations are Gaussian then the multipole moments of the temperature field
(1)
are fully characterized by their power spectrum
(2)
whose values as a function of l are independent in a given realization For this reason predictions and analyses are typically performed in harmonic space On small sections of the sky where its curvature can be neglected the spherical harmonic analysis becomes ordinary Fourier analysis in two dimensions In this limit becomes the Fourier wavenumber Since the angular wavelength large multipole moments corresponds to small angular scales l~102 with representing degree scale separations Likewise since in this limit the variance of the field is the power spectrum is usually displayed as
(3)httpbackgrounduchicagoedu~whuaraanode4htm
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 43
httpwwwphysicsprincetoneducosmologycapmapcalpaperpdf
In a fixed (xy) basis the Stokes parameters are
For purely monochromatic coherent radiation one can show that
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 44
Key words ndashComplementary and Brand newPolarization power spectrum is complementary to the temperature power spectrum -Combined with temperature anisotropy pol helps reconstruction of cosmological model (Ref Prof Holderrsquos talk)Polarization accesses to vector amp tensor perturbations -Measure Stochastic Gravitational wave -Estimate energy scale of Inflation -Test of Inflation -Observe Gravitation Lensing
Thomson cross section depends on polarization and angleScattered radiation polarized parallel to the incident polarizationBut to polarize Thomson scattering is not enoughBipolar anisotropy cancel out polarization Only Quadruple Anisotropy induces linear polarizationThe combination of Thomson Scattering and Quadruple Anisotropy is relevant
We map all the sky with Stokes parameter S=(I Q U V) Total Intensity IQ amp U parameter describe linear polarizationCircular pol gives V=0These are the property of vector on the point (local quantity)Q and U depends on the coordinate selectionSay with 45 deg rotationQU-Q-UQ Coordinate invariant quantity is better
More suitable description is to define globally One example is called E mode and B mode E amp B mode are group of several polarization vectors E is ldquoDivergencerdquo like and B is ldquoCurlrdquo like No coordinate dependence Important for Gravitational Wave detection B mode can be generated from Gravitational Wave etc What characterize E amp B mode quantitatively
There are two directions in a polarization field -The orientation of polarization -The direction in which pol Changes (eg Temps Modulation)Modulation changes pol amplitude sign but not nature (Q remains Q)The hall mark of E mode is both are parallel or perpendicular In B mode not necessarily alignedImportant is relative orientation not absolute orientation (Q or U) What types of sources realize eachpattern
E mode B mode Bardzo dobre wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 45
wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
Quadruple Anisotropy is categorized into 3 perturbationSpherical harmonic Ylm with l=2 m=0 +-1 +-2Scalar Vector and Tensor perturbationsEach perturbation generates characteristic geometries of polarization Their projection determine the pol Pattern The polarization pattern determines whether E amp B mode are generated
Scalar Perturbation Represent perturbation in the temperature fluctuationPhoton from different temperature produce net polarizationProjection of quadruple anisotropy allows polarization pattern
Polarization is maximum at equatorOnly Q parameter is generated
bullVector perturbation The pattern are dominated by U mode
Tensor Perturbation Both Q and U are present nearly equal amount
Scalar Q E mode only
Vector U mainly B mode
Tensor Q amp U both E amp B mode
3 Peculiar pol pattern raise different pol mode (EampB)Scalar mode never generates B mode Vector amp Tensor modes generate B modeUnder inflation paradigm vector modes decay away and scalar and tensor survive (Topological Defect Model) Detection of B mode would suggests possible existence of Gravity Wave Polarization behaves as a field with spin 2Polarization separates property of Perturbation up to spin 2 ( Temps)Thatrsquos why Polarization is BRAND NEW
New frontier in Physics Polarization provides new probe to access scalar vector and tensor mode Especially B mode by tensor perturbation provides clue to Inflation EnergyHowever challenging -Requirement High sensitivity (B mode detection) Further understanding of foreground Improvement of systematicBut exciting Handful future mission (PLANCK etc) Reach testify Inflation theory by CMB (Non Gaussianity etc)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 46
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 47
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 48
KWASARY a CMB
Wyniki z LYkwasaroacutew i CMB są konsystentne
Z badań LY kwasaroacutew bullprzy z~6 IGM jest w 1 neutralne -gt jest to bdquoogonrdquo procesu rejonizacjibullPomiary dla 3 najodleglejszych kwasaroacutew wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6 z niewielką dyspersją dla roacuteżnych linii widzeniabullCMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17 Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji
WnioskibullRejonizacja nie jest przejściem fazowymbullRejonizacja trwała w zakresie 6ltzlt20 (6108 lat)bullPierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 26
Spectra of the 11 quasars from 574 to 642
Note the two prominent spectral features the presence of strong emission lines not only ly a
but also strong metal lines from N C Si etc indicating high metallicity in the quasar environement
and the strong evolution and complete absorption of ly a forest where the complete or almost complete g-p troughs appear at zgt6
PPT] wwwmporzioastroit~fioreVATFanppt
wavelength4000 A 9000 A
reds
hift
46420 Quasars from the SDSS Data Release Three
MgII
Ly
5
2
1
CIII
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 27
1 Do z~57 Lyα absorpcja zachowuje się zgodnie z
oczekiwaniami z mniejszych red shiftoacutew
Widma Lyα kwasaroacutew odkrytych przez SDSS
Dane z 10-m Keck II teleskopu Mauna Kea na Hawajach
2 W widmie dla z = 582 i 599 las Ly- pojawia się zaraz koło maksimum Ly- QSO po stronie kroacutetszych długości fal
3 Dla z=628 średni transmitowany strumień w zakresie 845 nm lt lt871nm jest zgodny z 0
4 Jest to przekonywująca obserwacja rynny Gunn-Petersona spowodowanej przez neutralny wodoacuter w IGM
5 Nawet niewielka ilość neutralnego wodoru w IGM powoduje absorpcję strumienia w obszarze lasu Lyα
6 Istnienie rynny G-P jako takiej nie pokazuje jeszcze ze QSO jest obserwowany przed epoką rejonizacji
7 Średnia zmiana absorpcji dla QSO z dużymi z sugeruje że średnia jonizacja wzdłuż linii obserwacji zmalała znacząco od z ~5 do z~6 i że Wszechświat zbliża się do epoki jonizacji przy z ~6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 28
CFHQS J1509-1749 at z=612
Effective optical depth from the spectrum of CFHQS J1509-1749 (Lyman alpha red symbols Lyman beta blue symbol)
The small black symbols show data from SDSS quasars (Fan et al 2006)
The solid line is the extrapolation of optical depth evolution at lower redshift
For J1509-1749 and the SDSS quasars there is a more rapid evolution at z gt 54 than indicated in this extrapolation
The dotted and dot-dashed lines are the effective optical depth evolution for two theoretical models
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 29
Red squares show the Ly transmission and the blue square is the Ly transmission in bins of width z = 015 Small circles show the Lytransmission from the sample of 19 SDSS quasars (Fan et al 2006b) The solid line is the fit to the Lytransmission of z lt 55 quasars (Fan et al 2006b) The dashed line was obtained by (Becker et al 2007) by fitting flux PDFs of z lt 54 quasars with a lognormal optical depth distributionAt z gt 57 our data (and most of those in the SDSS) fall below the extrapolation of the Fan et al curve
CFHQS J1509-1749 at z=612
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
Lyman transmission in the spectrum of CFHQS J1509-1749
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 30
Obserwacja rynny Gunn Petersona dla fal kroacutetszych od Ly i Ly
Silna i trudna do symulacji linia emisyjna Ly
Silny efekt sąsiedztwa wpływający na jonizacje IMG
To są minusy QSO
QSO obserwowane przez SDSS zgt58
Ale jest jeszcze informacja z CMB GRB oraz linii 21 cmhellip
Rejonizacja obserwowana w widmie kwasaroacutew
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 31
Rosette Nebulahttpastrosun2astrocornelleduacademicscoursesastro201stromgren_spherehtm
Region of ionized hydrogen (HII T~10 000K) surrounding a hot young O-B star The hydrogen is ionized by the ultraviolet photons being emitted by the hot star Stromgrem spheres are also called HII regions
Stromgren sphere
przykład
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 32
Informacje z anisotropii CMB
Wczesny Wszechświat Primary anisotropies niosą informację o roacuteżnych charakterystykach Wszechświata w okresie gdy fotony CMB rozproszyły się po raz ostatni (last scattering) gdy Wszechświat stał się neutralny (z ~ 1100)
bull fluktuacje temperatury bullFluktuacje gęstości i prędkości plazmy
Zrozumienie primary anisotropies jest niezbędne dla użycia wynikoacutew badania CMB do testoacutew modeli kosmologicznych
Powstawanie wielkich struktur Secondary anisotropies - powstają w wyniku oddziaływań CMB fotonoacutew z materią na drodze do obserwatora
bullefekty grawitacyjne (Gravitational lensing non-static gravitational potential wells) bullefekty scatteringu (Sunyaev-Zeldovich (SZ) thermal effect Doppler effects)
Secondary anisotropies pomagają w zrozumieniu powstawania i rozwoju struktur
httpwwwiasu-psudfrwebsitemodulescontent_micindexphpid=35
Dyskusja skal katowych w httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 33
Komentarz Problem polaryzacji jest trudny
Polega na rozdzieleniu wkładu od tego
bullco zdarzyło się na powierzchni ostatniego rozproszenia
bullco zdarzyło się na drodze CMB do obserwatora
Takie rozdzielenie pozwala na wyciąganie wnioskoacutew dot
bull kosmologii (primary anisotropies) oraz
bull obecności zjonizowanego wodoru i oddziaływań grawitacyjnych na drodze do obserwatora (Secondary anisotropies)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 34
visibleHP MM
pe
of90
He
fotony CMB
Fotony CMB oddziaływają
grawitacyjne (efekt integrated Sachs-Wolfe) Z elektronami w klustrach galaktyk efekt Sunyaeva-Zeldovicha
bullthermal - Inverse Compton scattering) bullDoppler shift Kinematic Sunyaev-Zeldovich Effect
wwwphysicssceduneutrinoworkshopSZ_Effectppt
Hot plasmas
33
8
cm10densitynumber
K1010keVetemperatur-
e
e
N
T )(
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 35
Anizotropia temperatury w CMB jest dobrze znana
Polaryzacja (mierzona przez WMAP) jest wynikiem stosunkowo nowym
Polaryzacja daje informacje zaroacutewno o Wszechświecie w czasie t~10-35 sec jak i historii jonizacji Stopień polaryzacji zależy bezpośrednio od kwadrupolowych fluktuacji gęstości rozpraszanych fotonoacutewPatern polaryzacji jest odbiciem lokalnej anizotropii na powierzchni last scattering Fluktuacje temperatury mogą mieć 3 źroacutedła fluktuacje skalarne wektorowe i tensorowe
httpastroberkeleyedu~mwhitepolarnode1htmlSECTION00010000000000000000
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 36
MECHANIZM POWSTAWANIA POLARYZACJI
Anizotropie temperaturowe są rzedu 10-5K polaryzacja rzędu 10-6 czyli poniżej K co przedstawia wyzwanie dla pomiaru
Anizotropie kwadrupolowe ktoacutere powodują powstanie polaryzacji CMB są wynikiem roacuteżnych mechanizmoacutew w roacuteżnych okresach
W okresie z ~1100 (decoupling) gradient prędkości plazmy powoduje powstanie kwqdrupolowych rozkładoacutew ( w układzie środka masy elektronu promieniowanie reliktowe ma rozkład kwadrupolowy proporcjonalny do gradientu prędkości i średniej drogo swobodnej między rozproszeniami)
Dla zgt1100 fotony sprzęgają się silnie z elektronami średnia droga swobodna między rozproszeniami jest mała i więc mała jest polaryzacja
Dla zlt 1100 nie ma swobodnych elektronoacutew i
CMB może się rozpraszać dopiero gdy pojawia się swobodne elektrony tzn gdy światło pierwszego pokolenia gwiazd zacznie jonizować Wszechświat
Ten proces zachodzi dla zltltz = 1100 i może być wydzielony z sygnału rozproszenia na last scattering surface
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 37
Temperature perturbations have 3 geometrically distinct sources
the scalar (compressional) scalar modesrepresent perturbations in the (energy) density of the cosmological
fluid(s) at last scattering and are the only fluctuations which can form structure though gravitational instability
vector (vortical) and
tensor (gravitational wave) perturbations
Formally they form the irreducible basis of the symmetric metric tensor
We shall consider each of these below and show that the scalar vector and tensor quadrupole anisotropy correspond to respectively
This leads to different patterns of polarization for the three sources
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 38
Secondary anisotropies get contributions from the entire line of sight
Sachs-Wolfe effect It is broken into two parts
the effect of the potential at the surface of last scattering which is the ordinary Sachs-Wolfe effect and
the integrated Sachs-Wolfe (ISW) effect which depends on the change of the gravitational potential while photons of the CMB are passing through a potential well This redshifting or blueshifting of a photon as it passes through potential wells is called the Integrated Sachs-Wolfe effect
Thermal Sunyaev-Zeldovich(SZ) effect1048713Scattering of CMB photons off hot electrons1048713Negative for low and positive for high frequencies1048713Point Sources1048713Contaminate the CMB
The thermal Sunyaev-Zeldovich effect arises from the frequency shift when CMB photons are scattered by the hot electrons in the intra-cluster gas
Peculiar velocities of the hot intra-cluster gas lead to a Doppler shift of the scattered photons which is proportional to the product of the radial peculiar velocity and the electron density integrated along the line of sight through the cluster
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 39
Korelacja TE mierzy głębokość obszaru reionizacjiPomiary modoacutew E
Pozwalana precyzyjniejsze wyznaczenie parametroacutew kosmologicznych rejonizacji indeksu spektralnego widma mocy
Mody B z soczewkowatych modoacutew EBadanie wielkoskalowych struktur do z ~1100
Mody B z fal grawitacyjnych niosą informacje o modelach inflacji
In the foreground-corrected maps we detect l(l + 1)C 2 = 0086 plusmn 0029 ( K)2 This is interpreted as the result of rescattering of the CMB by free electrons released during reionization at zr = 109(+27-23) for a model with instantaneous reionization
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 40
Podsumowując WMAP zaobserwował
sygnał polaryzacji pochodzący z dużego obszaru nieba
Zmierzył bullanizotropie temperaturowe (CTT
l TT power spectrum)
bullKorelacje temperatura ndash polaryzacja E ( CTEl TE power
spectrum)bullAnizotropie polaryzacji E (EE power spectrum)
wynik reionizacja przy z = 11 +-3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 41
Wyniki badania CMB (WMAP)
Rozkład roacuteżnic temperatury TTndash wykres wielokrotnie pokazywany tutaj w skali log
Korelacje temperatura ndash polaryzacja E TE
Polaryzacja E
Polaryzacja B i modele
Wyniki WMAP rysunki wzory etc chyba dobre Fig 25 z pliku httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
TT
TE
EE
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 42
The basic observable of the CMB is its intensity as a function of frequency and direction on the sky n Since the CMB spectrum is an extremely good blackbody with a nearly constant temperature across the sky T we generally describe this observable in terms of a temperature fluctuation
If these fluctuations are Gaussian then the multipole moments of the temperature field
(1)
are fully characterized by their power spectrum
(2)
whose values as a function of l are independent in a given realization For this reason predictions and analyses are typically performed in harmonic space On small sections of the sky where its curvature can be neglected the spherical harmonic analysis becomes ordinary Fourier analysis in two dimensions In this limit becomes the Fourier wavenumber Since the angular wavelength large multipole moments corresponds to small angular scales l~102 with representing degree scale separations Likewise since in this limit the variance of the field is the power spectrum is usually displayed as
(3)httpbackgrounduchicagoedu~whuaraanode4htm
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 43
httpwwwphysicsprincetoneducosmologycapmapcalpaperpdf
In a fixed (xy) basis the Stokes parameters are
For purely monochromatic coherent radiation one can show that
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 44
Key words ndashComplementary and Brand newPolarization power spectrum is complementary to the temperature power spectrum -Combined with temperature anisotropy pol helps reconstruction of cosmological model (Ref Prof Holderrsquos talk)Polarization accesses to vector amp tensor perturbations -Measure Stochastic Gravitational wave -Estimate energy scale of Inflation -Test of Inflation -Observe Gravitation Lensing
Thomson cross section depends on polarization and angleScattered radiation polarized parallel to the incident polarizationBut to polarize Thomson scattering is not enoughBipolar anisotropy cancel out polarization Only Quadruple Anisotropy induces linear polarizationThe combination of Thomson Scattering and Quadruple Anisotropy is relevant
We map all the sky with Stokes parameter S=(I Q U V) Total Intensity IQ amp U parameter describe linear polarizationCircular pol gives V=0These are the property of vector on the point (local quantity)Q and U depends on the coordinate selectionSay with 45 deg rotationQU-Q-UQ Coordinate invariant quantity is better
More suitable description is to define globally One example is called E mode and B mode E amp B mode are group of several polarization vectors E is ldquoDivergencerdquo like and B is ldquoCurlrdquo like No coordinate dependence Important for Gravitational Wave detection B mode can be generated from Gravitational Wave etc What characterize E amp B mode quantitatively
There are two directions in a polarization field -The orientation of polarization -The direction in which pol Changes (eg Temps Modulation)Modulation changes pol amplitude sign but not nature (Q remains Q)The hall mark of E mode is both are parallel or perpendicular In B mode not necessarily alignedImportant is relative orientation not absolute orientation (Q or U) What types of sources realize eachpattern
E mode B mode Bardzo dobre wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 45
wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
Quadruple Anisotropy is categorized into 3 perturbationSpherical harmonic Ylm with l=2 m=0 +-1 +-2Scalar Vector and Tensor perturbationsEach perturbation generates characteristic geometries of polarization Their projection determine the pol Pattern The polarization pattern determines whether E amp B mode are generated
Scalar Perturbation Represent perturbation in the temperature fluctuationPhoton from different temperature produce net polarizationProjection of quadruple anisotropy allows polarization pattern
Polarization is maximum at equatorOnly Q parameter is generated
bullVector perturbation The pattern are dominated by U mode
Tensor Perturbation Both Q and U are present nearly equal amount
Scalar Q E mode only
Vector U mainly B mode
Tensor Q amp U both E amp B mode
3 Peculiar pol pattern raise different pol mode (EampB)Scalar mode never generates B mode Vector amp Tensor modes generate B modeUnder inflation paradigm vector modes decay away and scalar and tensor survive (Topological Defect Model) Detection of B mode would suggests possible existence of Gravity Wave Polarization behaves as a field with spin 2Polarization separates property of Perturbation up to spin 2 ( Temps)Thatrsquos why Polarization is BRAND NEW
New frontier in Physics Polarization provides new probe to access scalar vector and tensor mode Especially B mode by tensor perturbation provides clue to Inflation EnergyHowever challenging -Requirement High sensitivity (B mode detection) Further understanding of foreground Improvement of systematicBut exciting Handful future mission (PLANCK etc) Reach testify Inflation theory by CMB (Non Gaussianity etc)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 46
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 47
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 48
KWASARY a CMB
Wyniki z LYkwasaroacutew i CMB są konsystentne
Z badań LY kwasaroacutew bullprzy z~6 IGM jest w 1 neutralne -gt jest to bdquoogonrdquo procesu rejonizacjibullPomiary dla 3 najodleglejszych kwasaroacutew wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6 z niewielką dyspersją dla roacuteżnych linii widzeniabullCMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17 Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji
WnioskibullRejonizacja nie jest przejściem fazowymbullRejonizacja trwała w zakresie 6ltzlt20 (6108 lat)bullPierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 27
1 Do z~57 Lyα absorpcja zachowuje się zgodnie z
oczekiwaniami z mniejszych red shiftoacutew
Widma Lyα kwasaroacutew odkrytych przez SDSS
Dane z 10-m Keck II teleskopu Mauna Kea na Hawajach
2 W widmie dla z = 582 i 599 las Ly- pojawia się zaraz koło maksimum Ly- QSO po stronie kroacutetszych długości fal
3 Dla z=628 średni transmitowany strumień w zakresie 845 nm lt lt871nm jest zgodny z 0
4 Jest to przekonywująca obserwacja rynny Gunn-Petersona spowodowanej przez neutralny wodoacuter w IGM
5 Nawet niewielka ilość neutralnego wodoru w IGM powoduje absorpcję strumienia w obszarze lasu Lyα
6 Istnienie rynny G-P jako takiej nie pokazuje jeszcze ze QSO jest obserwowany przed epoką rejonizacji
7 Średnia zmiana absorpcji dla QSO z dużymi z sugeruje że średnia jonizacja wzdłuż linii obserwacji zmalała znacząco od z ~5 do z~6 i że Wszechświat zbliża się do epoki jonizacji przy z ~6
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 28
CFHQS J1509-1749 at z=612
Effective optical depth from the spectrum of CFHQS J1509-1749 (Lyman alpha red symbols Lyman beta blue symbol)
The small black symbols show data from SDSS quasars (Fan et al 2006)
The solid line is the extrapolation of optical depth evolution at lower redshift
For J1509-1749 and the SDSS quasars there is a more rapid evolution at z gt 54 than indicated in this extrapolation
The dotted and dot-dashed lines are the effective optical depth evolution for two theoretical models
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 29
Red squares show the Ly transmission and the blue square is the Ly transmission in bins of width z = 015 Small circles show the Lytransmission from the sample of 19 SDSS quasars (Fan et al 2006b) The solid line is the fit to the Lytransmission of z lt 55 quasars (Fan et al 2006b) The dashed line was obtained by (Becker et al 2007) by fitting flux PDFs of z lt 54 quasars with a lognormal optical depth distributionAt z gt 57 our data (and most of those in the SDSS) fall below the extrapolation of the Fan et al curve
CFHQS J1509-1749 at z=612
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
Lyman transmission in the spectrum of CFHQS J1509-1749
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 30
Obserwacja rynny Gunn Petersona dla fal kroacutetszych od Ly i Ly
Silna i trudna do symulacji linia emisyjna Ly
Silny efekt sąsiedztwa wpływający na jonizacje IMG
To są minusy QSO
QSO obserwowane przez SDSS zgt58
Ale jest jeszcze informacja z CMB GRB oraz linii 21 cmhellip
Rejonizacja obserwowana w widmie kwasaroacutew
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 31
Rosette Nebulahttpastrosun2astrocornelleduacademicscoursesastro201stromgren_spherehtm
Region of ionized hydrogen (HII T~10 000K) surrounding a hot young O-B star The hydrogen is ionized by the ultraviolet photons being emitted by the hot star Stromgrem spheres are also called HII regions
Stromgren sphere
przykład
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 32
Informacje z anisotropii CMB
Wczesny Wszechświat Primary anisotropies niosą informację o roacuteżnych charakterystykach Wszechświata w okresie gdy fotony CMB rozproszyły się po raz ostatni (last scattering) gdy Wszechświat stał się neutralny (z ~ 1100)
bull fluktuacje temperatury bullFluktuacje gęstości i prędkości plazmy
Zrozumienie primary anisotropies jest niezbędne dla użycia wynikoacutew badania CMB do testoacutew modeli kosmologicznych
Powstawanie wielkich struktur Secondary anisotropies - powstają w wyniku oddziaływań CMB fotonoacutew z materią na drodze do obserwatora
bullefekty grawitacyjne (Gravitational lensing non-static gravitational potential wells) bullefekty scatteringu (Sunyaev-Zeldovich (SZ) thermal effect Doppler effects)
Secondary anisotropies pomagają w zrozumieniu powstawania i rozwoju struktur
httpwwwiasu-psudfrwebsitemodulescontent_micindexphpid=35
Dyskusja skal katowych w httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 33
Komentarz Problem polaryzacji jest trudny
Polega na rozdzieleniu wkładu od tego
bullco zdarzyło się na powierzchni ostatniego rozproszenia
bullco zdarzyło się na drodze CMB do obserwatora
Takie rozdzielenie pozwala na wyciąganie wnioskoacutew dot
bull kosmologii (primary anisotropies) oraz
bull obecności zjonizowanego wodoru i oddziaływań grawitacyjnych na drodze do obserwatora (Secondary anisotropies)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 34
visibleHP MM
pe
of90
He
fotony CMB
Fotony CMB oddziaływają
grawitacyjne (efekt integrated Sachs-Wolfe) Z elektronami w klustrach galaktyk efekt Sunyaeva-Zeldovicha
bullthermal - Inverse Compton scattering) bullDoppler shift Kinematic Sunyaev-Zeldovich Effect
wwwphysicssceduneutrinoworkshopSZ_Effectppt
Hot plasmas
33
8
cm10densitynumber
K1010keVetemperatur-
e
e
N
T )(
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 35
Anizotropia temperatury w CMB jest dobrze znana
Polaryzacja (mierzona przez WMAP) jest wynikiem stosunkowo nowym
Polaryzacja daje informacje zaroacutewno o Wszechświecie w czasie t~10-35 sec jak i historii jonizacji Stopień polaryzacji zależy bezpośrednio od kwadrupolowych fluktuacji gęstości rozpraszanych fotonoacutewPatern polaryzacji jest odbiciem lokalnej anizotropii na powierzchni last scattering Fluktuacje temperatury mogą mieć 3 źroacutedła fluktuacje skalarne wektorowe i tensorowe
httpastroberkeleyedu~mwhitepolarnode1htmlSECTION00010000000000000000
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 36
MECHANIZM POWSTAWANIA POLARYZACJI
Anizotropie temperaturowe są rzedu 10-5K polaryzacja rzędu 10-6 czyli poniżej K co przedstawia wyzwanie dla pomiaru
Anizotropie kwadrupolowe ktoacutere powodują powstanie polaryzacji CMB są wynikiem roacuteżnych mechanizmoacutew w roacuteżnych okresach
W okresie z ~1100 (decoupling) gradient prędkości plazmy powoduje powstanie kwqdrupolowych rozkładoacutew ( w układzie środka masy elektronu promieniowanie reliktowe ma rozkład kwadrupolowy proporcjonalny do gradientu prędkości i średniej drogo swobodnej między rozproszeniami)
Dla zgt1100 fotony sprzęgają się silnie z elektronami średnia droga swobodna między rozproszeniami jest mała i więc mała jest polaryzacja
Dla zlt 1100 nie ma swobodnych elektronoacutew i
CMB może się rozpraszać dopiero gdy pojawia się swobodne elektrony tzn gdy światło pierwszego pokolenia gwiazd zacznie jonizować Wszechświat
Ten proces zachodzi dla zltltz = 1100 i może być wydzielony z sygnału rozproszenia na last scattering surface
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 37
Temperature perturbations have 3 geometrically distinct sources
the scalar (compressional) scalar modesrepresent perturbations in the (energy) density of the cosmological
fluid(s) at last scattering and are the only fluctuations which can form structure though gravitational instability
vector (vortical) and
tensor (gravitational wave) perturbations
Formally they form the irreducible basis of the symmetric metric tensor
We shall consider each of these below and show that the scalar vector and tensor quadrupole anisotropy correspond to respectively
This leads to different patterns of polarization for the three sources
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 38
Secondary anisotropies get contributions from the entire line of sight
Sachs-Wolfe effect It is broken into two parts
the effect of the potential at the surface of last scattering which is the ordinary Sachs-Wolfe effect and
the integrated Sachs-Wolfe (ISW) effect which depends on the change of the gravitational potential while photons of the CMB are passing through a potential well This redshifting or blueshifting of a photon as it passes through potential wells is called the Integrated Sachs-Wolfe effect
Thermal Sunyaev-Zeldovich(SZ) effect1048713Scattering of CMB photons off hot electrons1048713Negative for low and positive for high frequencies1048713Point Sources1048713Contaminate the CMB
The thermal Sunyaev-Zeldovich effect arises from the frequency shift when CMB photons are scattered by the hot electrons in the intra-cluster gas
Peculiar velocities of the hot intra-cluster gas lead to a Doppler shift of the scattered photons which is proportional to the product of the radial peculiar velocity and the electron density integrated along the line of sight through the cluster
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 39
Korelacja TE mierzy głębokość obszaru reionizacjiPomiary modoacutew E
Pozwalana precyzyjniejsze wyznaczenie parametroacutew kosmologicznych rejonizacji indeksu spektralnego widma mocy
Mody B z soczewkowatych modoacutew EBadanie wielkoskalowych struktur do z ~1100
Mody B z fal grawitacyjnych niosą informacje o modelach inflacji
In the foreground-corrected maps we detect l(l + 1)C 2 = 0086 plusmn 0029 ( K)2 This is interpreted as the result of rescattering of the CMB by free electrons released during reionization at zr = 109(+27-23) for a model with instantaneous reionization
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 40
Podsumowując WMAP zaobserwował
sygnał polaryzacji pochodzący z dużego obszaru nieba
Zmierzył bullanizotropie temperaturowe (CTT
l TT power spectrum)
bullKorelacje temperatura ndash polaryzacja E ( CTEl TE power
spectrum)bullAnizotropie polaryzacji E (EE power spectrum)
wynik reionizacja przy z = 11 +-3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 41
Wyniki badania CMB (WMAP)
Rozkład roacuteżnic temperatury TTndash wykres wielokrotnie pokazywany tutaj w skali log
Korelacje temperatura ndash polaryzacja E TE
Polaryzacja E
Polaryzacja B i modele
Wyniki WMAP rysunki wzory etc chyba dobre Fig 25 z pliku httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
TT
TE
EE
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 42
The basic observable of the CMB is its intensity as a function of frequency and direction on the sky n Since the CMB spectrum is an extremely good blackbody with a nearly constant temperature across the sky T we generally describe this observable in terms of a temperature fluctuation
If these fluctuations are Gaussian then the multipole moments of the temperature field
(1)
are fully characterized by their power spectrum
(2)
whose values as a function of l are independent in a given realization For this reason predictions and analyses are typically performed in harmonic space On small sections of the sky where its curvature can be neglected the spherical harmonic analysis becomes ordinary Fourier analysis in two dimensions In this limit becomes the Fourier wavenumber Since the angular wavelength large multipole moments corresponds to small angular scales l~102 with representing degree scale separations Likewise since in this limit the variance of the field is the power spectrum is usually displayed as
(3)httpbackgrounduchicagoedu~whuaraanode4htm
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 43
httpwwwphysicsprincetoneducosmologycapmapcalpaperpdf
In a fixed (xy) basis the Stokes parameters are
For purely monochromatic coherent radiation one can show that
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 44
Key words ndashComplementary and Brand newPolarization power spectrum is complementary to the temperature power spectrum -Combined with temperature anisotropy pol helps reconstruction of cosmological model (Ref Prof Holderrsquos talk)Polarization accesses to vector amp tensor perturbations -Measure Stochastic Gravitational wave -Estimate energy scale of Inflation -Test of Inflation -Observe Gravitation Lensing
Thomson cross section depends on polarization and angleScattered radiation polarized parallel to the incident polarizationBut to polarize Thomson scattering is not enoughBipolar anisotropy cancel out polarization Only Quadruple Anisotropy induces linear polarizationThe combination of Thomson Scattering and Quadruple Anisotropy is relevant
We map all the sky with Stokes parameter S=(I Q U V) Total Intensity IQ amp U parameter describe linear polarizationCircular pol gives V=0These are the property of vector on the point (local quantity)Q and U depends on the coordinate selectionSay with 45 deg rotationQU-Q-UQ Coordinate invariant quantity is better
More suitable description is to define globally One example is called E mode and B mode E amp B mode are group of several polarization vectors E is ldquoDivergencerdquo like and B is ldquoCurlrdquo like No coordinate dependence Important for Gravitational Wave detection B mode can be generated from Gravitational Wave etc What characterize E amp B mode quantitatively
There are two directions in a polarization field -The orientation of polarization -The direction in which pol Changes (eg Temps Modulation)Modulation changes pol amplitude sign but not nature (Q remains Q)The hall mark of E mode is both are parallel or perpendicular In B mode not necessarily alignedImportant is relative orientation not absolute orientation (Q or U) What types of sources realize eachpattern
E mode B mode Bardzo dobre wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 45
wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
Quadruple Anisotropy is categorized into 3 perturbationSpherical harmonic Ylm with l=2 m=0 +-1 +-2Scalar Vector and Tensor perturbationsEach perturbation generates characteristic geometries of polarization Their projection determine the pol Pattern The polarization pattern determines whether E amp B mode are generated
Scalar Perturbation Represent perturbation in the temperature fluctuationPhoton from different temperature produce net polarizationProjection of quadruple anisotropy allows polarization pattern
Polarization is maximum at equatorOnly Q parameter is generated
bullVector perturbation The pattern are dominated by U mode
Tensor Perturbation Both Q and U are present nearly equal amount
Scalar Q E mode only
Vector U mainly B mode
Tensor Q amp U both E amp B mode
3 Peculiar pol pattern raise different pol mode (EampB)Scalar mode never generates B mode Vector amp Tensor modes generate B modeUnder inflation paradigm vector modes decay away and scalar and tensor survive (Topological Defect Model) Detection of B mode would suggests possible existence of Gravity Wave Polarization behaves as a field with spin 2Polarization separates property of Perturbation up to spin 2 ( Temps)Thatrsquos why Polarization is BRAND NEW
New frontier in Physics Polarization provides new probe to access scalar vector and tensor mode Especially B mode by tensor perturbation provides clue to Inflation EnergyHowever challenging -Requirement High sensitivity (B mode detection) Further understanding of foreground Improvement of systematicBut exciting Handful future mission (PLANCK etc) Reach testify Inflation theory by CMB (Non Gaussianity etc)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 46
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 47
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 48
KWASARY a CMB
Wyniki z LYkwasaroacutew i CMB są konsystentne
Z badań LY kwasaroacutew bullprzy z~6 IGM jest w 1 neutralne -gt jest to bdquoogonrdquo procesu rejonizacjibullPomiary dla 3 najodleglejszych kwasaroacutew wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6 z niewielką dyspersją dla roacuteżnych linii widzeniabullCMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17 Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji
WnioskibullRejonizacja nie jest przejściem fazowymbullRejonizacja trwała w zakresie 6ltzlt20 (6108 lat)bullPierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 28
CFHQS J1509-1749 at z=612
Effective optical depth from the spectrum of CFHQS J1509-1749 (Lyman alpha red symbols Lyman beta blue symbol)
The small black symbols show data from SDSS quasars (Fan et al 2006)
The solid line is the extrapolation of optical depth evolution at lower redshift
For J1509-1749 and the SDSS quasars there is a more rapid evolution at z gt 54 than indicated in this extrapolation
The dotted and dot-dashed lines are the effective optical depth evolution for two theoretical models
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 29
Red squares show the Ly transmission and the blue square is the Ly transmission in bins of width z = 015 Small circles show the Lytransmission from the sample of 19 SDSS quasars (Fan et al 2006b) The solid line is the fit to the Lytransmission of z lt 55 quasars (Fan et al 2006b) The dashed line was obtained by (Becker et al 2007) by fitting flux PDFs of z lt 54 quasars with a lognormal optical depth distributionAt z gt 57 our data (and most of those in the SDSS) fall below the extrapolation of the Fan et al curve
CFHQS J1509-1749 at z=612
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
Lyman transmission in the spectrum of CFHQS J1509-1749
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 30
Obserwacja rynny Gunn Petersona dla fal kroacutetszych od Ly i Ly
Silna i trudna do symulacji linia emisyjna Ly
Silny efekt sąsiedztwa wpływający na jonizacje IMG
To są minusy QSO
QSO obserwowane przez SDSS zgt58
Ale jest jeszcze informacja z CMB GRB oraz linii 21 cmhellip
Rejonizacja obserwowana w widmie kwasaroacutew
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 31
Rosette Nebulahttpastrosun2astrocornelleduacademicscoursesastro201stromgren_spherehtm
Region of ionized hydrogen (HII T~10 000K) surrounding a hot young O-B star The hydrogen is ionized by the ultraviolet photons being emitted by the hot star Stromgrem spheres are also called HII regions
Stromgren sphere
przykład
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 32
Informacje z anisotropii CMB
Wczesny Wszechświat Primary anisotropies niosą informację o roacuteżnych charakterystykach Wszechświata w okresie gdy fotony CMB rozproszyły się po raz ostatni (last scattering) gdy Wszechświat stał się neutralny (z ~ 1100)
bull fluktuacje temperatury bullFluktuacje gęstości i prędkości plazmy
Zrozumienie primary anisotropies jest niezbędne dla użycia wynikoacutew badania CMB do testoacutew modeli kosmologicznych
Powstawanie wielkich struktur Secondary anisotropies - powstają w wyniku oddziaływań CMB fotonoacutew z materią na drodze do obserwatora
bullefekty grawitacyjne (Gravitational lensing non-static gravitational potential wells) bullefekty scatteringu (Sunyaev-Zeldovich (SZ) thermal effect Doppler effects)
Secondary anisotropies pomagają w zrozumieniu powstawania i rozwoju struktur
httpwwwiasu-psudfrwebsitemodulescontent_micindexphpid=35
Dyskusja skal katowych w httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 33
Komentarz Problem polaryzacji jest trudny
Polega na rozdzieleniu wkładu od tego
bullco zdarzyło się na powierzchni ostatniego rozproszenia
bullco zdarzyło się na drodze CMB do obserwatora
Takie rozdzielenie pozwala na wyciąganie wnioskoacutew dot
bull kosmologii (primary anisotropies) oraz
bull obecności zjonizowanego wodoru i oddziaływań grawitacyjnych na drodze do obserwatora (Secondary anisotropies)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 34
visibleHP MM
pe
of90
He
fotony CMB
Fotony CMB oddziaływają
grawitacyjne (efekt integrated Sachs-Wolfe) Z elektronami w klustrach galaktyk efekt Sunyaeva-Zeldovicha
bullthermal - Inverse Compton scattering) bullDoppler shift Kinematic Sunyaev-Zeldovich Effect
wwwphysicssceduneutrinoworkshopSZ_Effectppt
Hot plasmas
33
8
cm10densitynumber
K1010keVetemperatur-
e
e
N
T )(
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 35
Anizotropia temperatury w CMB jest dobrze znana
Polaryzacja (mierzona przez WMAP) jest wynikiem stosunkowo nowym
Polaryzacja daje informacje zaroacutewno o Wszechświecie w czasie t~10-35 sec jak i historii jonizacji Stopień polaryzacji zależy bezpośrednio od kwadrupolowych fluktuacji gęstości rozpraszanych fotonoacutewPatern polaryzacji jest odbiciem lokalnej anizotropii na powierzchni last scattering Fluktuacje temperatury mogą mieć 3 źroacutedła fluktuacje skalarne wektorowe i tensorowe
httpastroberkeleyedu~mwhitepolarnode1htmlSECTION00010000000000000000
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 36
MECHANIZM POWSTAWANIA POLARYZACJI
Anizotropie temperaturowe są rzedu 10-5K polaryzacja rzędu 10-6 czyli poniżej K co przedstawia wyzwanie dla pomiaru
Anizotropie kwadrupolowe ktoacutere powodują powstanie polaryzacji CMB są wynikiem roacuteżnych mechanizmoacutew w roacuteżnych okresach
W okresie z ~1100 (decoupling) gradient prędkości plazmy powoduje powstanie kwqdrupolowych rozkładoacutew ( w układzie środka masy elektronu promieniowanie reliktowe ma rozkład kwadrupolowy proporcjonalny do gradientu prędkości i średniej drogo swobodnej między rozproszeniami)
Dla zgt1100 fotony sprzęgają się silnie z elektronami średnia droga swobodna między rozproszeniami jest mała i więc mała jest polaryzacja
Dla zlt 1100 nie ma swobodnych elektronoacutew i
CMB może się rozpraszać dopiero gdy pojawia się swobodne elektrony tzn gdy światło pierwszego pokolenia gwiazd zacznie jonizować Wszechświat
Ten proces zachodzi dla zltltz = 1100 i może być wydzielony z sygnału rozproszenia na last scattering surface
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 37
Temperature perturbations have 3 geometrically distinct sources
the scalar (compressional) scalar modesrepresent perturbations in the (energy) density of the cosmological
fluid(s) at last scattering and are the only fluctuations which can form structure though gravitational instability
vector (vortical) and
tensor (gravitational wave) perturbations
Formally they form the irreducible basis of the symmetric metric tensor
We shall consider each of these below and show that the scalar vector and tensor quadrupole anisotropy correspond to respectively
This leads to different patterns of polarization for the three sources
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 38
Secondary anisotropies get contributions from the entire line of sight
Sachs-Wolfe effect It is broken into two parts
the effect of the potential at the surface of last scattering which is the ordinary Sachs-Wolfe effect and
the integrated Sachs-Wolfe (ISW) effect which depends on the change of the gravitational potential while photons of the CMB are passing through a potential well This redshifting or blueshifting of a photon as it passes through potential wells is called the Integrated Sachs-Wolfe effect
Thermal Sunyaev-Zeldovich(SZ) effect1048713Scattering of CMB photons off hot electrons1048713Negative for low and positive for high frequencies1048713Point Sources1048713Contaminate the CMB
The thermal Sunyaev-Zeldovich effect arises from the frequency shift when CMB photons are scattered by the hot electrons in the intra-cluster gas
Peculiar velocities of the hot intra-cluster gas lead to a Doppler shift of the scattered photons which is proportional to the product of the radial peculiar velocity and the electron density integrated along the line of sight through the cluster
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 39
Korelacja TE mierzy głębokość obszaru reionizacjiPomiary modoacutew E
Pozwalana precyzyjniejsze wyznaczenie parametroacutew kosmologicznych rejonizacji indeksu spektralnego widma mocy
Mody B z soczewkowatych modoacutew EBadanie wielkoskalowych struktur do z ~1100
Mody B z fal grawitacyjnych niosą informacje o modelach inflacji
In the foreground-corrected maps we detect l(l + 1)C 2 = 0086 plusmn 0029 ( K)2 This is interpreted as the result of rescattering of the CMB by free electrons released during reionization at zr = 109(+27-23) for a model with instantaneous reionization
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 40
Podsumowując WMAP zaobserwował
sygnał polaryzacji pochodzący z dużego obszaru nieba
Zmierzył bullanizotropie temperaturowe (CTT
l TT power spectrum)
bullKorelacje temperatura ndash polaryzacja E ( CTEl TE power
spectrum)bullAnizotropie polaryzacji E (EE power spectrum)
wynik reionizacja przy z = 11 +-3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 41
Wyniki badania CMB (WMAP)
Rozkład roacuteżnic temperatury TTndash wykres wielokrotnie pokazywany tutaj w skali log
Korelacje temperatura ndash polaryzacja E TE
Polaryzacja E
Polaryzacja B i modele
Wyniki WMAP rysunki wzory etc chyba dobre Fig 25 z pliku httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
TT
TE
EE
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 42
The basic observable of the CMB is its intensity as a function of frequency and direction on the sky n Since the CMB spectrum is an extremely good blackbody with a nearly constant temperature across the sky T we generally describe this observable in terms of a temperature fluctuation
If these fluctuations are Gaussian then the multipole moments of the temperature field
(1)
are fully characterized by their power spectrum
(2)
whose values as a function of l are independent in a given realization For this reason predictions and analyses are typically performed in harmonic space On small sections of the sky where its curvature can be neglected the spherical harmonic analysis becomes ordinary Fourier analysis in two dimensions In this limit becomes the Fourier wavenumber Since the angular wavelength large multipole moments corresponds to small angular scales l~102 with representing degree scale separations Likewise since in this limit the variance of the field is the power spectrum is usually displayed as
(3)httpbackgrounduchicagoedu~whuaraanode4htm
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 43
httpwwwphysicsprincetoneducosmologycapmapcalpaperpdf
In a fixed (xy) basis the Stokes parameters are
For purely monochromatic coherent radiation one can show that
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 44
Key words ndashComplementary and Brand newPolarization power spectrum is complementary to the temperature power spectrum -Combined with temperature anisotropy pol helps reconstruction of cosmological model (Ref Prof Holderrsquos talk)Polarization accesses to vector amp tensor perturbations -Measure Stochastic Gravitational wave -Estimate energy scale of Inflation -Test of Inflation -Observe Gravitation Lensing
Thomson cross section depends on polarization and angleScattered radiation polarized parallel to the incident polarizationBut to polarize Thomson scattering is not enoughBipolar anisotropy cancel out polarization Only Quadruple Anisotropy induces linear polarizationThe combination of Thomson Scattering and Quadruple Anisotropy is relevant
We map all the sky with Stokes parameter S=(I Q U V) Total Intensity IQ amp U parameter describe linear polarizationCircular pol gives V=0These are the property of vector on the point (local quantity)Q and U depends on the coordinate selectionSay with 45 deg rotationQU-Q-UQ Coordinate invariant quantity is better
More suitable description is to define globally One example is called E mode and B mode E amp B mode are group of several polarization vectors E is ldquoDivergencerdquo like and B is ldquoCurlrdquo like No coordinate dependence Important for Gravitational Wave detection B mode can be generated from Gravitational Wave etc What characterize E amp B mode quantitatively
There are two directions in a polarization field -The orientation of polarization -The direction in which pol Changes (eg Temps Modulation)Modulation changes pol amplitude sign but not nature (Q remains Q)The hall mark of E mode is both are parallel or perpendicular In B mode not necessarily alignedImportant is relative orientation not absolute orientation (Q or U) What types of sources realize eachpattern
E mode B mode Bardzo dobre wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 45
wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
Quadruple Anisotropy is categorized into 3 perturbationSpherical harmonic Ylm with l=2 m=0 +-1 +-2Scalar Vector and Tensor perturbationsEach perturbation generates characteristic geometries of polarization Their projection determine the pol Pattern The polarization pattern determines whether E amp B mode are generated
Scalar Perturbation Represent perturbation in the temperature fluctuationPhoton from different temperature produce net polarizationProjection of quadruple anisotropy allows polarization pattern
Polarization is maximum at equatorOnly Q parameter is generated
bullVector perturbation The pattern are dominated by U mode
Tensor Perturbation Both Q and U are present nearly equal amount
Scalar Q E mode only
Vector U mainly B mode
Tensor Q amp U both E amp B mode
3 Peculiar pol pattern raise different pol mode (EampB)Scalar mode never generates B mode Vector amp Tensor modes generate B modeUnder inflation paradigm vector modes decay away and scalar and tensor survive (Topological Defect Model) Detection of B mode would suggests possible existence of Gravity Wave Polarization behaves as a field with spin 2Polarization separates property of Perturbation up to spin 2 ( Temps)Thatrsquos why Polarization is BRAND NEW
New frontier in Physics Polarization provides new probe to access scalar vector and tensor mode Especially B mode by tensor perturbation provides clue to Inflation EnergyHowever challenging -Requirement High sensitivity (B mode detection) Further understanding of foreground Improvement of systematicBut exciting Handful future mission (PLANCK etc) Reach testify Inflation theory by CMB (Non Gaussianity etc)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 46
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 47
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 48
KWASARY a CMB
Wyniki z LYkwasaroacutew i CMB są konsystentne
Z badań LY kwasaroacutew bullprzy z~6 IGM jest w 1 neutralne -gt jest to bdquoogonrdquo procesu rejonizacjibullPomiary dla 3 najodleglejszych kwasaroacutew wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6 z niewielką dyspersją dla roacuteżnych linii widzeniabullCMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17 Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji
WnioskibullRejonizacja nie jest przejściem fazowymbullRejonizacja trwała w zakresie 6ltzlt20 (6108 lat)bullPierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 29
Red squares show the Ly transmission and the blue square is the Ly transmission in bins of width z = 015 Small circles show the Lytransmission from the sample of 19 SDSS quasars (Fan et al 2006b) The solid line is the fit to the Lytransmission of z lt 55 quasars (Fan et al 2006b) The dashed line was obtained by (Becker et al 2007) by fitting flux PDFs of z lt 54 quasars with a lognormal optical depth distributionAt z gt 57 our data (and most of those in the SDSS) fall below the extrapolation of the Fan et al curve
CFHQS J1509-1749 at z=612
httparxivorgPS_cachearxivpdf070607060914v2pdf
Lyman transmission in the spectrum of CFHQS J1509-1749
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 30
Obserwacja rynny Gunn Petersona dla fal kroacutetszych od Ly i Ly
Silna i trudna do symulacji linia emisyjna Ly
Silny efekt sąsiedztwa wpływający na jonizacje IMG
To są minusy QSO
QSO obserwowane przez SDSS zgt58
Ale jest jeszcze informacja z CMB GRB oraz linii 21 cmhellip
Rejonizacja obserwowana w widmie kwasaroacutew
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 31
Rosette Nebulahttpastrosun2astrocornelleduacademicscoursesastro201stromgren_spherehtm
Region of ionized hydrogen (HII T~10 000K) surrounding a hot young O-B star The hydrogen is ionized by the ultraviolet photons being emitted by the hot star Stromgrem spheres are also called HII regions
Stromgren sphere
przykład
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 32
Informacje z anisotropii CMB
Wczesny Wszechświat Primary anisotropies niosą informację o roacuteżnych charakterystykach Wszechświata w okresie gdy fotony CMB rozproszyły się po raz ostatni (last scattering) gdy Wszechświat stał się neutralny (z ~ 1100)
bull fluktuacje temperatury bullFluktuacje gęstości i prędkości plazmy
Zrozumienie primary anisotropies jest niezbędne dla użycia wynikoacutew badania CMB do testoacutew modeli kosmologicznych
Powstawanie wielkich struktur Secondary anisotropies - powstają w wyniku oddziaływań CMB fotonoacutew z materią na drodze do obserwatora
bullefekty grawitacyjne (Gravitational lensing non-static gravitational potential wells) bullefekty scatteringu (Sunyaev-Zeldovich (SZ) thermal effect Doppler effects)
Secondary anisotropies pomagają w zrozumieniu powstawania i rozwoju struktur
httpwwwiasu-psudfrwebsitemodulescontent_micindexphpid=35
Dyskusja skal katowych w httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 33
Komentarz Problem polaryzacji jest trudny
Polega na rozdzieleniu wkładu od tego
bullco zdarzyło się na powierzchni ostatniego rozproszenia
bullco zdarzyło się na drodze CMB do obserwatora
Takie rozdzielenie pozwala na wyciąganie wnioskoacutew dot
bull kosmologii (primary anisotropies) oraz
bull obecności zjonizowanego wodoru i oddziaływań grawitacyjnych na drodze do obserwatora (Secondary anisotropies)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 34
visibleHP MM
pe
of90
He
fotony CMB
Fotony CMB oddziaływają
grawitacyjne (efekt integrated Sachs-Wolfe) Z elektronami w klustrach galaktyk efekt Sunyaeva-Zeldovicha
bullthermal - Inverse Compton scattering) bullDoppler shift Kinematic Sunyaev-Zeldovich Effect
wwwphysicssceduneutrinoworkshopSZ_Effectppt
Hot plasmas
33
8
cm10densitynumber
K1010keVetemperatur-
e
e
N
T )(
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 35
Anizotropia temperatury w CMB jest dobrze znana
Polaryzacja (mierzona przez WMAP) jest wynikiem stosunkowo nowym
Polaryzacja daje informacje zaroacutewno o Wszechświecie w czasie t~10-35 sec jak i historii jonizacji Stopień polaryzacji zależy bezpośrednio od kwadrupolowych fluktuacji gęstości rozpraszanych fotonoacutewPatern polaryzacji jest odbiciem lokalnej anizotropii na powierzchni last scattering Fluktuacje temperatury mogą mieć 3 źroacutedła fluktuacje skalarne wektorowe i tensorowe
httpastroberkeleyedu~mwhitepolarnode1htmlSECTION00010000000000000000
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 36
MECHANIZM POWSTAWANIA POLARYZACJI
Anizotropie temperaturowe są rzedu 10-5K polaryzacja rzędu 10-6 czyli poniżej K co przedstawia wyzwanie dla pomiaru
Anizotropie kwadrupolowe ktoacutere powodują powstanie polaryzacji CMB są wynikiem roacuteżnych mechanizmoacutew w roacuteżnych okresach
W okresie z ~1100 (decoupling) gradient prędkości plazmy powoduje powstanie kwqdrupolowych rozkładoacutew ( w układzie środka masy elektronu promieniowanie reliktowe ma rozkład kwadrupolowy proporcjonalny do gradientu prędkości i średniej drogo swobodnej między rozproszeniami)
Dla zgt1100 fotony sprzęgają się silnie z elektronami średnia droga swobodna między rozproszeniami jest mała i więc mała jest polaryzacja
Dla zlt 1100 nie ma swobodnych elektronoacutew i
CMB może się rozpraszać dopiero gdy pojawia się swobodne elektrony tzn gdy światło pierwszego pokolenia gwiazd zacznie jonizować Wszechświat
Ten proces zachodzi dla zltltz = 1100 i może być wydzielony z sygnału rozproszenia na last scattering surface
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 37
Temperature perturbations have 3 geometrically distinct sources
the scalar (compressional) scalar modesrepresent perturbations in the (energy) density of the cosmological
fluid(s) at last scattering and are the only fluctuations which can form structure though gravitational instability
vector (vortical) and
tensor (gravitational wave) perturbations
Formally they form the irreducible basis of the symmetric metric tensor
We shall consider each of these below and show that the scalar vector and tensor quadrupole anisotropy correspond to respectively
This leads to different patterns of polarization for the three sources
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 38
Secondary anisotropies get contributions from the entire line of sight
Sachs-Wolfe effect It is broken into two parts
the effect of the potential at the surface of last scattering which is the ordinary Sachs-Wolfe effect and
the integrated Sachs-Wolfe (ISW) effect which depends on the change of the gravitational potential while photons of the CMB are passing through a potential well This redshifting or blueshifting of a photon as it passes through potential wells is called the Integrated Sachs-Wolfe effect
Thermal Sunyaev-Zeldovich(SZ) effect1048713Scattering of CMB photons off hot electrons1048713Negative for low and positive for high frequencies1048713Point Sources1048713Contaminate the CMB
The thermal Sunyaev-Zeldovich effect arises from the frequency shift when CMB photons are scattered by the hot electrons in the intra-cluster gas
Peculiar velocities of the hot intra-cluster gas lead to a Doppler shift of the scattered photons which is proportional to the product of the radial peculiar velocity and the electron density integrated along the line of sight through the cluster
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 39
Korelacja TE mierzy głębokość obszaru reionizacjiPomiary modoacutew E
Pozwalana precyzyjniejsze wyznaczenie parametroacutew kosmologicznych rejonizacji indeksu spektralnego widma mocy
Mody B z soczewkowatych modoacutew EBadanie wielkoskalowych struktur do z ~1100
Mody B z fal grawitacyjnych niosą informacje o modelach inflacji
In the foreground-corrected maps we detect l(l + 1)C 2 = 0086 plusmn 0029 ( K)2 This is interpreted as the result of rescattering of the CMB by free electrons released during reionization at zr = 109(+27-23) for a model with instantaneous reionization
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 40
Podsumowując WMAP zaobserwował
sygnał polaryzacji pochodzący z dużego obszaru nieba
Zmierzył bullanizotropie temperaturowe (CTT
l TT power spectrum)
bullKorelacje temperatura ndash polaryzacja E ( CTEl TE power
spectrum)bullAnizotropie polaryzacji E (EE power spectrum)
wynik reionizacja przy z = 11 +-3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 41
Wyniki badania CMB (WMAP)
Rozkład roacuteżnic temperatury TTndash wykres wielokrotnie pokazywany tutaj w skali log
Korelacje temperatura ndash polaryzacja E TE
Polaryzacja E
Polaryzacja B i modele
Wyniki WMAP rysunki wzory etc chyba dobre Fig 25 z pliku httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
TT
TE
EE
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 42
The basic observable of the CMB is its intensity as a function of frequency and direction on the sky n Since the CMB spectrum is an extremely good blackbody with a nearly constant temperature across the sky T we generally describe this observable in terms of a temperature fluctuation
If these fluctuations are Gaussian then the multipole moments of the temperature field
(1)
are fully characterized by their power spectrum
(2)
whose values as a function of l are independent in a given realization For this reason predictions and analyses are typically performed in harmonic space On small sections of the sky where its curvature can be neglected the spherical harmonic analysis becomes ordinary Fourier analysis in two dimensions In this limit becomes the Fourier wavenumber Since the angular wavelength large multipole moments corresponds to small angular scales l~102 with representing degree scale separations Likewise since in this limit the variance of the field is the power spectrum is usually displayed as
(3)httpbackgrounduchicagoedu~whuaraanode4htm
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 43
httpwwwphysicsprincetoneducosmologycapmapcalpaperpdf
In a fixed (xy) basis the Stokes parameters are
For purely monochromatic coherent radiation one can show that
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 44
Key words ndashComplementary and Brand newPolarization power spectrum is complementary to the temperature power spectrum -Combined with temperature anisotropy pol helps reconstruction of cosmological model (Ref Prof Holderrsquos talk)Polarization accesses to vector amp tensor perturbations -Measure Stochastic Gravitational wave -Estimate energy scale of Inflation -Test of Inflation -Observe Gravitation Lensing
Thomson cross section depends on polarization and angleScattered radiation polarized parallel to the incident polarizationBut to polarize Thomson scattering is not enoughBipolar anisotropy cancel out polarization Only Quadruple Anisotropy induces linear polarizationThe combination of Thomson Scattering and Quadruple Anisotropy is relevant
We map all the sky with Stokes parameter S=(I Q U V) Total Intensity IQ amp U parameter describe linear polarizationCircular pol gives V=0These are the property of vector on the point (local quantity)Q and U depends on the coordinate selectionSay with 45 deg rotationQU-Q-UQ Coordinate invariant quantity is better
More suitable description is to define globally One example is called E mode and B mode E amp B mode are group of several polarization vectors E is ldquoDivergencerdquo like and B is ldquoCurlrdquo like No coordinate dependence Important for Gravitational Wave detection B mode can be generated from Gravitational Wave etc What characterize E amp B mode quantitatively
There are two directions in a polarization field -The orientation of polarization -The direction in which pol Changes (eg Temps Modulation)Modulation changes pol amplitude sign but not nature (Q remains Q)The hall mark of E mode is both are parallel or perpendicular In B mode not necessarily alignedImportant is relative orientation not absolute orientation (Q or U) What types of sources realize eachpattern
E mode B mode Bardzo dobre wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 45
wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
Quadruple Anisotropy is categorized into 3 perturbationSpherical harmonic Ylm with l=2 m=0 +-1 +-2Scalar Vector and Tensor perturbationsEach perturbation generates characteristic geometries of polarization Their projection determine the pol Pattern The polarization pattern determines whether E amp B mode are generated
Scalar Perturbation Represent perturbation in the temperature fluctuationPhoton from different temperature produce net polarizationProjection of quadruple anisotropy allows polarization pattern
Polarization is maximum at equatorOnly Q parameter is generated
bullVector perturbation The pattern are dominated by U mode
Tensor Perturbation Both Q and U are present nearly equal amount
Scalar Q E mode only
Vector U mainly B mode
Tensor Q amp U both E amp B mode
3 Peculiar pol pattern raise different pol mode (EampB)Scalar mode never generates B mode Vector amp Tensor modes generate B modeUnder inflation paradigm vector modes decay away and scalar and tensor survive (Topological Defect Model) Detection of B mode would suggests possible existence of Gravity Wave Polarization behaves as a field with spin 2Polarization separates property of Perturbation up to spin 2 ( Temps)Thatrsquos why Polarization is BRAND NEW
New frontier in Physics Polarization provides new probe to access scalar vector and tensor mode Especially B mode by tensor perturbation provides clue to Inflation EnergyHowever challenging -Requirement High sensitivity (B mode detection) Further understanding of foreground Improvement of systematicBut exciting Handful future mission (PLANCK etc) Reach testify Inflation theory by CMB (Non Gaussianity etc)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 46
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 47
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 48
KWASARY a CMB
Wyniki z LYkwasaroacutew i CMB są konsystentne
Z badań LY kwasaroacutew bullprzy z~6 IGM jest w 1 neutralne -gt jest to bdquoogonrdquo procesu rejonizacjibullPomiary dla 3 najodleglejszych kwasaroacutew wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6 z niewielką dyspersją dla roacuteżnych linii widzeniabullCMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17 Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji
WnioskibullRejonizacja nie jest przejściem fazowymbullRejonizacja trwała w zakresie 6ltzlt20 (6108 lat)bullPierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 30
Obserwacja rynny Gunn Petersona dla fal kroacutetszych od Ly i Ly
Silna i trudna do symulacji linia emisyjna Ly
Silny efekt sąsiedztwa wpływający na jonizacje IMG
To są minusy QSO
QSO obserwowane przez SDSS zgt58
Ale jest jeszcze informacja z CMB GRB oraz linii 21 cmhellip
Rejonizacja obserwowana w widmie kwasaroacutew
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 31
Rosette Nebulahttpastrosun2astrocornelleduacademicscoursesastro201stromgren_spherehtm
Region of ionized hydrogen (HII T~10 000K) surrounding a hot young O-B star The hydrogen is ionized by the ultraviolet photons being emitted by the hot star Stromgrem spheres are also called HII regions
Stromgren sphere
przykład
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 32
Informacje z anisotropii CMB
Wczesny Wszechświat Primary anisotropies niosą informację o roacuteżnych charakterystykach Wszechświata w okresie gdy fotony CMB rozproszyły się po raz ostatni (last scattering) gdy Wszechświat stał się neutralny (z ~ 1100)
bull fluktuacje temperatury bullFluktuacje gęstości i prędkości plazmy
Zrozumienie primary anisotropies jest niezbędne dla użycia wynikoacutew badania CMB do testoacutew modeli kosmologicznych
Powstawanie wielkich struktur Secondary anisotropies - powstają w wyniku oddziaływań CMB fotonoacutew z materią na drodze do obserwatora
bullefekty grawitacyjne (Gravitational lensing non-static gravitational potential wells) bullefekty scatteringu (Sunyaev-Zeldovich (SZ) thermal effect Doppler effects)
Secondary anisotropies pomagają w zrozumieniu powstawania i rozwoju struktur
httpwwwiasu-psudfrwebsitemodulescontent_micindexphpid=35
Dyskusja skal katowych w httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 33
Komentarz Problem polaryzacji jest trudny
Polega na rozdzieleniu wkładu od tego
bullco zdarzyło się na powierzchni ostatniego rozproszenia
bullco zdarzyło się na drodze CMB do obserwatora
Takie rozdzielenie pozwala na wyciąganie wnioskoacutew dot
bull kosmologii (primary anisotropies) oraz
bull obecności zjonizowanego wodoru i oddziaływań grawitacyjnych na drodze do obserwatora (Secondary anisotropies)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 34
visibleHP MM
pe
of90
He
fotony CMB
Fotony CMB oddziaływają
grawitacyjne (efekt integrated Sachs-Wolfe) Z elektronami w klustrach galaktyk efekt Sunyaeva-Zeldovicha
bullthermal - Inverse Compton scattering) bullDoppler shift Kinematic Sunyaev-Zeldovich Effect
wwwphysicssceduneutrinoworkshopSZ_Effectppt
Hot plasmas
33
8
cm10densitynumber
K1010keVetemperatur-
e
e
N
T )(
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 35
Anizotropia temperatury w CMB jest dobrze znana
Polaryzacja (mierzona przez WMAP) jest wynikiem stosunkowo nowym
Polaryzacja daje informacje zaroacutewno o Wszechświecie w czasie t~10-35 sec jak i historii jonizacji Stopień polaryzacji zależy bezpośrednio od kwadrupolowych fluktuacji gęstości rozpraszanych fotonoacutewPatern polaryzacji jest odbiciem lokalnej anizotropii na powierzchni last scattering Fluktuacje temperatury mogą mieć 3 źroacutedła fluktuacje skalarne wektorowe i tensorowe
httpastroberkeleyedu~mwhitepolarnode1htmlSECTION00010000000000000000
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 36
MECHANIZM POWSTAWANIA POLARYZACJI
Anizotropie temperaturowe są rzedu 10-5K polaryzacja rzędu 10-6 czyli poniżej K co przedstawia wyzwanie dla pomiaru
Anizotropie kwadrupolowe ktoacutere powodują powstanie polaryzacji CMB są wynikiem roacuteżnych mechanizmoacutew w roacuteżnych okresach
W okresie z ~1100 (decoupling) gradient prędkości plazmy powoduje powstanie kwqdrupolowych rozkładoacutew ( w układzie środka masy elektronu promieniowanie reliktowe ma rozkład kwadrupolowy proporcjonalny do gradientu prędkości i średniej drogo swobodnej między rozproszeniami)
Dla zgt1100 fotony sprzęgają się silnie z elektronami średnia droga swobodna między rozproszeniami jest mała i więc mała jest polaryzacja
Dla zlt 1100 nie ma swobodnych elektronoacutew i
CMB może się rozpraszać dopiero gdy pojawia się swobodne elektrony tzn gdy światło pierwszego pokolenia gwiazd zacznie jonizować Wszechświat
Ten proces zachodzi dla zltltz = 1100 i może być wydzielony z sygnału rozproszenia na last scattering surface
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 37
Temperature perturbations have 3 geometrically distinct sources
the scalar (compressional) scalar modesrepresent perturbations in the (energy) density of the cosmological
fluid(s) at last scattering and are the only fluctuations which can form structure though gravitational instability
vector (vortical) and
tensor (gravitational wave) perturbations
Formally they form the irreducible basis of the symmetric metric tensor
We shall consider each of these below and show that the scalar vector and tensor quadrupole anisotropy correspond to respectively
This leads to different patterns of polarization for the three sources
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 38
Secondary anisotropies get contributions from the entire line of sight
Sachs-Wolfe effect It is broken into two parts
the effect of the potential at the surface of last scattering which is the ordinary Sachs-Wolfe effect and
the integrated Sachs-Wolfe (ISW) effect which depends on the change of the gravitational potential while photons of the CMB are passing through a potential well This redshifting or blueshifting of a photon as it passes through potential wells is called the Integrated Sachs-Wolfe effect
Thermal Sunyaev-Zeldovich(SZ) effect1048713Scattering of CMB photons off hot electrons1048713Negative for low and positive for high frequencies1048713Point Sources1048713Contaminate the CMB
The thermal Sunyaev-Zeldovich effect arises from the frequency shift when CMB photons are scattered by the hot electrons in the intra-cluster gas
Peculiar velocities of the hot intra-cluster gas lead to a Doppler shift of the scattered photons which is proportional to the product of the radial peculiar velocity and the electron density integrated along the line of sight through the cluster
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 39
Korelacja TE mierzy głębokość obszaru reionizacjiPomiary modoacutew E
Pozwalana precyzyjniejsze wyznaczenie parametroacutew kosmologicznych rejonizacji indeksu spektralnego widma mocy
Mody B z soczewkowatych modoacutew EBadanie wielkoskalowych struktur do z ~1100
Mody B z fal grawitacyjnych niosą informacje o modelach inflacji
In the foreground-corrected maps we detect l(l + 1)C 2 = 0086 plusmn 0029 ( K)2 This is interpreted as the result of rescattering of the CMB by free electrons released during reionization at zr = 109(+27-23) for a model with instantaneous reionization
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 40
Podsumowując WMAP zaobserwował
sygnał polaryzacji pochodzący z dużego obszaru nieba
Zmierzył bullanizotropie temperaturowe (CTT
l TT power spectrum)
bullKorelacje temperatura ndash polaryzacja E ( CTEl TE power
spectrum)bullAnizotropie polaryzacji E (EE power spectrum)
wynik reionizacja przy z = 11 +-3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 41
Wyniki badania CMB (WMAP)
Rozkład roacuteżnic temperatury TTndash wykres wielokrotnie pokazywany tutaj w skali log
Korelacje temperatura ndash polaryzacja E TE
Polaryzacja E
Polaryzacja B i modele
Wyniki WMAP rysunki wzory etc chyba dobre Fig 25 z pliku httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
TT
TE
EE
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 42
The basic observable of the CMB is its intensity as a function of frequency and direction on the sky n Since the CMB spectrum is an extremely good blackbody with a nearly constant temperature across the sky T we generally describe this observable in terms of a temperature fluctuation
If these fluctuations are Gaussian then the multipole moments of the temperature field
(1)
are fully characterized by their power spectrum
(2)
whose values as a function of l are independent in a given realization For this reason predictions and analyses are typically performed in harmonic space On small sections of the sky where its curvature can be neglected the spherical harmonic analysis becomes ordinary Fourier analysis in two dimensions In this limit becomes the Fourier wavenumber Since the angular wavelength large multipole moments corresponds to small angular scales l~102 with representing degree scale separations Likewise since in this limit the variance of the field is the power spectrum is usually displayed as
(3)httpbackgrounduchicagoedu~whuaraanode4htm
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 43
httpwwwphysicsprincetoneducosmologycapmapcalpaperpdf
In a fixed (xy) basis the Stokes parameters are
For purely monochromatic coherent radiation one can show that
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 44
Key words ndashComplementary and Brand newPolarization power spectrum is complementary to the temperature power spectrum -Combined with temperature anisotropy pol helps reconstruction of cosmological model (Ref Prof Holderrsquos talk)Polarization accesses to vector amp tensor perturbations -Measure Stochastic Gravitational wave -Estimate energy scale of Inflation -Test of Inflation -Observe Gravitation Lensing
Thomson cross section depends on polarization and angleScattered radiation polarized parallel to the incident polarizationBut to polarize Thomson scattering is not enoughBipolar anisotropy cancel out polarization Only Quadruple Anisotropy induces linear polarizationThe combination of Thomson Scattering and Quadruple Anisotropy is relevant
We map all the sky with Stokes parameter S=(I Q U V) Total Intensity IQ amp U parameter describe linear polarizationCircular pol gives V=0These are the property of vector on the point (local quantity)Q and U depends on the coordinate selectionSay with 45 deg rotationQU-Q-UQ Coordinate invariant quantity is better
More suitable description is to define globally One example is called E mode and B mode E amp B mode are group of several polarization vectors E is ldquoDivergencerdquo like and B is ldquoCurlrdquo like No coordinate dependence Important for Gravitational Wave detection B mode can be generated from Gravitational Wave etc What characterize E amp B mode quantitatively
There are two directions in a polarization field -The orientation of polarization -The direction in which pol Changes (eg Temps Modulation)Modulation changes pol amplitude sign but not nature (Q remains Q)The hall mark of E mode is both are parallel or perpendicular In B mode not necessarily alignedImportant is relative orientation not absolute orientation (Q or U) What types of sources realize eachpattern
E mode B mode Bardzo dobre wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 45
wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
Quadruple Anisotropy is categorized into 3 perturbationSpherical harmonic Ylm with l=2 m=0 +-1 +-2Scalar Vector and Tensor perturbationsEach perturbation generates characteristic geometries of polarization Their projection determine the pol Pattern The polarization pattern determines whether E amp B mode are generated
Scalar Perturbation Represent perturbation in the temperature fluctuationPhoton from different temperature produce net polarizationProjection of quadruple anisotropy allows polarization pattern
Polarization is maximum at equatorOnly Q parameter is generated
bullVector perturbation The pattern are dominated by U mode
Tensor Perturbation Both Q and U are present nearly equal amount
Scalar Q E mode only
Vector U mainly B mode
Tensor Q amp U both E amp B mode
3 Peculiar pol pattern raise different pol mode (EampB)Scalar mode never generates B mode Vector amp Tensor modes generate B modeUnder inflation paradigm vector modes decay away and scalar and tensor survive (Topological Defect Model) Detection of B mode would suggests possible existence of Gravity Wave Polarization behaves as a field with spin 2Polarization separates property of Perturbation up to spin 2 ( Temps)Thatrsquos why Polarization is BRAND NEW
New frontier in Physics Polarization provides new probe to access scalar vector and tensor mode Especially B mode by tensor perturbation provides clue to Inflation EnergyHowever challenging -Requirement High sensitivity (B mode detection) Further understanding of foreground Improvement of systematicBut exciting Handful future mission (PLANCK etc) Reach testify Inflation theory by CMB (Non Gaussianity etc)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 46
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 47
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 48
KWASARY a CMB
Wyniki z LYkwasaroacutew i CMB są konsystentne
Z badań LY kwasaroacutew bullprzy z~6 IGM jest w 1 neutralne -gt jest to bdquoogonrdquo procesu rejonizacjibullPomiary dla 3 najodleglejszych kwasaroacutew wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6 z niewielką dyspersją dla roacuteżnych linii widzeniabullCMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17 Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji
WnioskibullRejonizacja nie jest przejściem fazowymbullRejonizacja trwała w zakresie 6ltzlt20 (6108 lat)bullPierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 31
Rosette Nebulahttpastrosun2astrocornelleduacademicscoursesastro201stromgren_spherehtm
Region of ionized hydrogen (HII T~10 000K) surrounding a hot young O-B star The hydrogen is ionized by the ultraviolet photons being emitted by the hot star Stromgrem spheres are also called HII regions
Stromgren sphere
przykład
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 32
Informacje z anisotropii CMB
Wczesny Wszechświat Primary anisotropies niosą informację o roacuteżnych charakterystykach Wszechświata w okresie gdy fotony CMB rozproszyły się po raz ostatni (last scattering) gdy Wszechświat stał się neutralny (z ~ 1100)
bull fluktuacje temperatury bullFluktuacje gęstości i prędkości plazmy
Zrozumienie primary anisotropies jest niezbędne dla użycia wynikoacutew badania CMB do testoacutew modeli kosmologicznych
Powstawanie wielkich struktur Secondary anisotropies - powstają w wyniku oddziaływań CMB fotonoacutew z materią na drodze do obserwatora
bullefekty grawitacyjne (Gravitational lensing non-static gravitational potential wells) bullefekty scatteringu (Sunyaev-Zeldovich (SZ) thermal effect Doppler effects)
Secondary anisotropies pomagają w zrozumieniu powstawania i rozwoju struktur
httpwwwiasu-psudfrwebsitemodulescontent_micindexphpid=35
Dyskusja skal katowych w httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 33
Komentarz Problem polaryzacji jest trudny
Polega na rozdzieleniu wkładu od tego
bullco zdarzyło się na powierzchni ostatniego rozproszenia
bullco zdarzyło się na drodze CMB do obserwatora
Takie rozdzielenie pozwala na wyciąganie wnioskoacutew dot
bull kosmologii (primary anisotropies) oraz
bull obecności zjonizowanego wodoru i oddziaływań grawitacyjnych na drodze do obserwatora (Secondary anisotropies)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 34
visibleHP MM
pe
of90
He
fotony CMB
Fotony CMB oddziaływają
grawitacyjne (efekt integrated Sachs-Wolfe) Z elektronami w klustrach galaktyk efekt Sunyaeva-Zeldovicha
bullthermal - Inverse Compton scattering) bullDoppler shift Kinematic Sunyaev-Zeldovich Effect
wwwphysicssceduneutrinoworkshopSZ_Effectppt
Hot plasmas
33
8
cm10densitynumber
K1010keVetemperatur-
e
e
N
T )(
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 35
Anizotropia temperatury w CMB jest dobrze znana
Polaryzacja (mierzona przez WMAP) jest wynikiem stosunkowo nowym
Polaryzacja daje informacje zaroacutewno o Wszechświecie w czasie t~10-35 sec jak i historii jonizacji Stopień polaryzacji zależy bezpośrednio od kwadrupolowych fluktuacji gęstości rozpraszanych fotonoacutewPatern polaryzacji jest odbiciem lokalnej anizotropii na powierzchni last scattering Fluktuacje temperatury mogą mieć 3 źroacutedła fluktuacje skalarne wektorowe i tensorowe
httpastroberkeleyedu~mwhitepolarnode1htmlSECTION00010000000000000000
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 36
MECHANIZM POWSTAWANIA POLARYZACJI
Anizotropie temperaturowe są rzedu 10-5K polaryzacja rzędu 10-6 czyli poniżej K co przedstawia wyzwanie dla pomiaru
Anizotropie kwadrupolowe ktoacutere powodują powstanie polaryzacji CMB są wynikiem roacuteżnych mechanizmoacutew w roacuteżnych okresach
W okresie z ~1100 (decoupling) gradient prędkości plazmy powoduje powstanie kwqdrupolowych rozkładoacutew ( w układzie środka masy elektronu promieniowanie reliktowe ma rozkład kwadrupolowy proporcjonalny do gradientu prędkości i średniej drogo swobodnej między rozproszeniami)
Dla zgt1100 fotony sprzęgają się silnie z elektronami średnia droga swobodna między rozproszeniami jest mała i więc mała jest polaryzacja
Dla zlt 1100 nie ma swobodnych elektronoacutew i
CMB może się rozpraszać dopiero gdy pojawia się swobodne elektrony tzn gdy światło pierwszego pokolenia gwiazd zacznie jonizować Wszechświat
Ten proces zachodzi dla zltltz = 1100 i może być wydzielony z sygnału rozproszenia na last scattering surface
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 37
Temperature perturbations have 3 geometrically distinct sources
the scalar (compressional) scalar modesrepresent perturbations in the (energy) density of the cosmological
fluid(s) at last scattering and are the only fluctuations which can form structure though gravitational instability
vector (vortical) and
tensor (gravitational wave) perturbations
Formally they form the irreducible basis of the symmetric metric tensor
We shall consider each of these below and show that the scalar vector and tensor quadrupole anisotropy correspond to respectively
This leads to different patterns of polarization for the three sources
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 38
Secondary anisotropies get contributions from the entire line of sight
Sachs-Wolfe effect It is broken into two parts
the effect of the potential at the surface of last scattering which is the ordinary Sachs-Wolfe effect and
the integrated Sachs-Wolfe (ISW) effect which depends on the change of the gravitational potential while photons of the CMB are passing through a potential well This redshifting or blueshifting of a photon as it passes through potential wells is called the Integrated Sachs-Wolfe effect
Thermal Sunyaev-Zeldovich(SZ) effect1048713Scattering of CMB photons off hot electrons1048713Negative for low and positive for high frequencies1048713Point Sources1048713Contaminate the CMB
The thermal Sunyaev-Zeldovich effect arises from the frequency shift when CMB photons are scattered by the hot electrons in the intra-cluster gas
Peculiar velocities of the hot intra-cluster gas lead to a Doppler shift of the scattered photons which is proportional to the product of the radial peculiar velocity and the electron density integrated along the line of sight through the cluster
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 39
Korelacja TE mierzy głębokość obszaru reionizacjiPomiary modoacutew E
Pozwalana precyzyjniejsze wyznaczenie parametroacutew kosmologicznych rejonizacji indeksu spektralnego widma mocy
Mody B z soczewkowatych modoacutew EBadanie wielkoskalowych struktur do z ~1100
Mody B z fal grawitacyjnych niosą informacje o modelach inflacji
In the foreground-corrected maps we detect l(l + 1)C 2 = 0086 plusmn 0029 ( K)2 This is interpreted as the result of rescattering of the CMB by free electrons released during reionization at zr = 109(+27-23) for a model with instantaneous reionization
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 40
Podsumowując WMAP zaobserwował
sygnał polaryzacji pochodzący z dużego obszaru nieba
Zmierzył bullanizotropie temperaturowe (CTT
l TT power spectrum)
bullKorelacje temperatura ndash polaryzacja E ( CTEl TE power
spectrum)bullAnizotropie polaryzacji E (EE power spectrum)
wynik reionizacja przy z = 11 +-3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 41
Wyniki badania CMB (WMAP)
Rozkład roacuteżnic temperatury TTndash wykres wielokrotnie pokazywany tutaj w skali log
Korelacje temperatura ndash polaryzacja E TE
Polaryzacja E
Polaryzacja B i modele
Wyniki WMAP rysunki wzory etc chyba dobre Fig 25 z pliku httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
TT
TE
EE
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 42
The basic observable of the CMB is its intensity as a function of frequency and direction on the sky n Since the CMB spectrum is an extremely good blackbody with a nearly constant temperature across the sky T we generally describe this observable in terms of a temperature fluctuation
If these fluctuations are Gaussian then the multipole moments of the temperature field
(1)
are fully characterized by their power spectrum
(2)
whose values as a function of l are independent in a given realization For this reason predictions and analyses are typically performed in harmonic space On small sections of the sky where its curvature can be neglected the spherical harmonic analysis becomes ordinary Fourier analysis in two dimensions In this limit becomes the Fourier wavenumber Since the angular wavelength large multipole moments corresponds to small angular scales l~102 with representing degree scale separations Likewise since in this limit the variance of the field is the power spectrum is usually displayed as
(3)httpbackgrounduchicagoedu~whuaraanode4htm
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 43
httpwwwphysicsprincetoneducosmologycapmapcalpaperpdf
In a fixed (xy) basis the Stokes parameters are
For purely monochromatic coherent radiation one can show that
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 44
Key words ndashComplementary and Brand newPolarization power spectrum is complementary to the temperature power spectrum -Combined with temperature anisotropy pol helps reconstruction of cosmological model (Ref Prof Holderrsquos talk)Polarization accesses to vector amp tensor perturbations -Measure Stochastic Gravitational wave -Estimate energy scale of Inflation -Test of Inflation -Observe Gravitation Lensing
Thomson cross section depends on polarization and angleScattered radiation polarized parallel to the incident polarizationBut to polarize Thomson scattering is not enoughBipolar anisotropy cancel out polarization Only Quadruple Anisotropy induces linear polarizationThe combination of Thomson Scattering and Quadruple Anisotropy is relevant
We map all the sky with Stokes parameter S=(I Q U V) Total Intensity IQ amp U parameter describe linear polarizationCircular pol gives V=0These are the property of vector on the point (local quantity)Q and U depends on the coordinate selectionSay with 45 deg rotationQU-Q-UQ Coordinate invariant quantity is better
More suitable description is to define globally One example is called E mode and B mode E amp B mode are group of several polarization vectors E is ldquoDivergencerdquo like and B is ldquoCurlrdquo like No coordinate dependence Important for Gravitational Wave detection B mode can be generated from Gravitational Wave etc What characterize E amp B mode quantitatively
There are two directions in a polarization field -The orientation of polarization -The direction in which pol Changes (eg Temps Modulation)Modulation changes pol amplitude sign but not nature (Q remains Q)The hall mark of E mode is both are parallel or perpendicular In B mode not necessarily alignedImportant is relative orientation not absolute orientation (Q or U) What types of sources realize eachpattern
E mode B mode Bardzo dobre wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 45
wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
Quadruple Anisotropy is categorized into 3 perturbationSpherical harmonic Ylm with l=2 m=0 +-1 +-2Scalar Vector and Tensor perturbationsEach perturbation generates characteristic geometries of polarization Their projection determine the pol Pattern The polarization pattern determines whether E amp B mode are generated
Scalar Perturbation Represent perturbation in the temperature fluctuationPhoton from different temperature produce net polarizationProjection of quadruple anisotropy allows polarization pattern
Polarization is maximum at equatorOnly Q parameter is generated
bullVector perturbation The pattern are dominated by U mode
Tensor Perturbation Both Q and U are present nearly equal amount
Scalar Q E mode only
Vector U mainly B mode
Tensor Q amp U both E amp B mode
3 Peculiar pol pattern raise different pol mode (EampB)Scalar mode never generates B mode Vector amp Tensor modes generate B modeUnder inflation paradigm vector modes decay away and scalar and tensor survive (Topological Defect Model) Detection of B mode would suggests possible existence of Gravity Wave Polarization behaves as a field with spin 2Polarization separates property of Perturbation up to spin 2 ( Temps)Thatrsquos why Polarization is BRAND NEW
New frontier in Physics Polarization provides new probe to access scalar vector and tensor mode Especially B mode by tensor perturbation provides clue to Inflation EnergyHowever challenging -Requirement High sensitivity (B mode detection) Further understanding of foreground Improvement of systematicBut exciting Handful future mission (PLANCK etc) Reach testify Inflation theory by CMB (Non Gaussianity etc)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 46
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 47
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 48
KWASARY a CMB
Wyniki z LYkwasaroacutew i CMB są konsystentne
Z badań LY kwasaroacutew bullprzy z~6 IGM jest w 1 neutralne -gt jest to bdquoogonrdquo procesu rejonizacjibullPomiary dla 3 najodleglejszych kwasaroacutew wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6 z niewielką dyspersją dla roacuteżnych linii widzeniabullCMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17 Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji
WnioskibullRejonizacja nie jest przejściem fazowymbullRejonizacja trwała w zakresie 6ltzlt20 (6108 lat)bullPierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 32
Informacje z anisotropii CMB
Wczesny Wszechświat Primary anisotropies niosą informację o roacuteżnych charakterystykach Wszechświata w okresie gdy fotony CMB rozproszyły się po raz ostatni (last scattering) gdy Wszechświat stał się neutralny (z ~ 1100)
bull fluktuacje temperatury bullFluktuacje gęstości i prędkości plazmy
Zrozumienie primary anisotropies jest niezbędne dla użycia wynikoacutew badania CMB do testoacutew modeli kosmologicznych
Powstawanie wielkich struktur Secondary anisotropies - powstają w wyniku oddziaływań CMB fotonoacutew z materią na drodze do obserwatora
bullefekty grawitacyjne (Gravitational lensing non-static gravitational potential wells) bullefekty scatteringu (Sunyaev-Zeldovich (SZ) thermal effect Doppler effects)
Secondary anisotropies pomagają w zrozumieniu powstawania i rozwoju struktur
httpwwwiasu-psudfrwebsitemodulescontent_micindexphpid=35
Dyskusja skal katowych w httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 33
Komentarz Problem polaryzacji jest trudny
Polega na rozdzieleniu wkładu od tego
bullco zdarzyło się na powierzchni ostatniego rozproszenia
bullco zdarzyło się na drodze CMB do obserwatora
Takie rozdzielenie pozwala na wyciąganie wnioskoacutew dot
bull kosmologii (primary anisotropies) oraz
bull obecności zjonizowanego wodoru i oddziaływań grawitacyjnych na drodze do obserwatora (Secondary anisotropies)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 34
visibleHP MM
pe
of90
He
fotony CMB
Fotony CMB oddziaływają
grawitacyjne (efekt integrated Sachs-Wolfe) Z elektronami w klustrach galaktyk efekt Sunyaeva-Zeldovicha
bullthermal - Inverse Compton scattering) bullDoppler shift Kinematic Sunyaev-Zeldovich Effect
wwwphysicssceduneutrinoworkshopSZ_Effectppt
Hot plasmas
33
8
cm10densitynumber
K1010keVetemperatur-
e
e
N
T )(
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 35
Anizotropia temperatury w CMB jest dobrze znana
Polaryzacja (mierzona przez WMAP) jest wynikiem stosunkowo nowym
Polaryzacja daje informacje zaroacutewno o Wszechświecie w czasie t~10-35 sec jak i historii jonizacji Stopień polaryzacji zależy bezpośrednio od kwadrupolowych fluktuacji gęstości rozpraszanych fotonoacutewPatern polaryzacji jest odbiciem lokalnej anizotropii na powierzchni last scattering Fluktuacje temperatury mogą mieć 3 źroacutedła fluktuacje skalarne wektorowe i tensorowe
httpastroberkeleyedu~mwhitepolarnode1htmlSECTION00010000000000000000
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 36
MECHANIZM POWSTAWANIA POLARYZACJI
Anizotropie temperaturowe są rzedu 10-5K polaryzacja rzędu 10-6 czyli poniżej K co przedstawia wyzwanie dla pomiaru
Anizotropie kwadrupolowe ktoacutere powodują powstanie polaryzacji CMB są wynikiem roacuteżnych mechanizmoacutew w roacuteżnych okresach
W okresie z ~1100 (decoupling) gradient prędkości plazmy powoduje powstanie kwqdrupolowych rozkładoacutew ( w układzie środka masy elektronu promieniowanie reliktowe ma rozkład kwadrupolowy proporcjonalny do gradientu prędkości i średniej drogo swobodnej między rozproszeniami)
Dla zgt1100 fotony sprzęgają się silnie z elektronami średnia droga swobodna między rozproszeniami jest mała i więc mała jest polaryzacja
Dla zlt 1100 nie ma swobodnych elektronoacutew i
CMB może się rozpraszać dopiero gdy pojawia się swobodne elektrony tzn gdy światło pierwszego pokolenia gwiazd zacznie jonizować Wszechświat
Ten proces zachodzi dla zltltz = 1100 i może być wydzielony z sygnału rozproszenia na last scattering surface
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 37
Temperature perturbations have 3 geometrically distinct sources
the scalar (compressional) scalar modesrepresent perturbations in the (energy) density of the cosmological
fluid(s) at last scattering and are the only fluctuations which can form structure though gravitational instability
vector (vortical) and
tensor (gravitational wave) perturbations
Formally they form the irreducible basis of the symmetric metric tensor
We shall consider each of these below and show that the scalar vector and tensor quadrupole anisotropy correspond to respectively
This leads to different patterns of polarization for the three sources
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 38
Secondary anisotropies get contributions from the entire line of sight
Sachs-Wolfe effect It is broken into two parts
the effect of the potential at the surface of last scattering which is the ordinary Sachs-Wolfe effect and
the integrated Sachs-Wolfe (ISW) effect which depends on the change of the gravitational potential while photons of the CMB are passing through a potential well This redshifting or blueshifting of a photon as it passes through potential wells is called the Integrated Sachs-Wolfe effect
Thermal Sunyaev-Zeldovich(SZ) effect1048713Scattering of CMB photons off hot electrons1048713Negative for low and positive for high frequencies1048713Point Sources1048713Contaminate the CMB
The thermal Sunyaev-Zeldovich effect arises from the frequency shift when CMB photons are scattered by the hot electrons in the intra-cluster gas
Peculiar velocities of the hot intra-cluster gas lead to a Doppler shift of the scattered photons which is proportional to the product of the radial peculiar velocity and the electron density integrated along the line of sight through the cluster
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 39
Korelacja TE mierzy głębokość obszaru reionizacjiPomiary modoacutew E
Pozwalana precyzyjniejsze wyznaczenie parametroacutew kosmologicznych rejonizacji indeksu spektralnego widma mocy
Mody B z soczewkowatych modoacutew EBadanie wielkoskalowych struktur do z ~1100
Mody B z fal grawitacyjnych niosą informacje o modelach inflacji
In the foreground-corrected maps we detect l(l + 1)C 2 = 0086 plusmn 0029 ( K)2 This is interpreted as the result of rescattering of the CMB by free electrons released during reionization at zr = 109(+27-23) for a model with instantaneous reionization
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 40
Podsumowując WMAP zaobserwował
sygnał polaryzacji pochodzący z dużego obszaru nieba
Zmierzył bullanizotropie temperaturowe (CTT
l TT power spectrum)
bullKorelacje temperatura ndash polaryzacja E ( CTEl TE power
spectrum)bullAnizotropie polaryzacji E (EE power spectrum)
wynik reionizacja przy z = 11 +-3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 41
Wyniki badania CMB (WMAP)
Rozkład roacuteżnic temperatury TTndash wykres wielokrotnie pokazywany tutaj w skali log
Korelacje temperatura ndash polaryzacja E TE
Polaryzacja E
Polaryzacja B i modele
Wyniki WMAP rysunki wzory etc chyba dobre Fig 25 z pliku httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
TT
TE
EE
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 42
The basic observable of the CMB is its intensity as a function of frequency and direction on the sky n Since the CMB spectrum is an extremely good blackbody with a nearly constant temperature across the sky T we generally describe this observable in terms of a temperature fluctuation
If these fluctuations are Gaussian then the multipole moments of the temperature field
(1)
are fully characterized by their power spectrum
(2)
whose values as a function of l are independent in a given realization For this reason predictions and analyses are typically performed in harmonic space On small sections of the sky where its curvature can be neglected the spherical harmonic analysis becomes ordinary Fourier analysis in two dimensions In this limit becomes the Fourier wavenumber Since the angular wavelength large multipole moments corresponds to small angular scales l~102 with representing degree scale separations Likewise since in this limit the variance of the field is the power spectrum is usually displayed as
(3)httpbackgrounduchicagoedu~whuaraanode4htm
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 43
httpwwwphysicsprincetoneducosmologycapmapcalpaperpdf
In a fixed (xy) basis the Stokes parameters are
For purely monochromatic coherent radiation one can show that
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 44
Key words ndashComplementary and Brand newPolarization power spectrum is complementary to the temperature power spectrum -Combined with temperature anisotropy pol helps reconstruction of cosmological model (Ref Prof Holderrsquos talk)Polarization accesses to vector amp tensor perturbations -Measure Stochastic Gravitational wave -Estimate energy scale of Inflation -Test of Inflation -Observe Gravitation Lensing
Thomson cross section depends on polarization and angleScattered radiation polarized parallel to the incident polarizationBut to polarize Thomson scattering is not enoughBipolar anisotropy cancel out polarization Only Quadruple Anisotropy induces linear polarizationThe combination of Thomson Scattering and Quadruple Anisotropy is relevant
We map all the sky with Stokes parameter S=(I Q U V) Total Intensity IQ amp U parameter describe linear polarizationCircular pol gives V=0These are the property of vector on the point (local quantity)Q and U depends on the coordinate selectionSay with 45 deg rotationQU-Q-UQ Coordinate invariant quantity is better
More suitable description is to define globally One example is called E mode and B mode E amp B mode are group of several polarization vectors E is ldquoDivergencerdquo like and B is ldquoCurlrdquo like No coordinate dependence Important for Gravitational Wave detection B mode can be generated from Gravitational Wave etc What characterize E amp B mode quantitatively
There are two directions in a polarization field -The orientation of polarization -The direction in which pol Changes (eg Temps Modulation)Modulation changes pol amplitude sign but not nature (Q remains Q)The hall mark of E mode is both are parallel or perpendicular In B mode not necessarily alignedImportant is relative orientation not absolute orientation (Q or U) What types of sources realize eachpattern
E mode B mode Bardzo dobre wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 45
wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
Quadruple Anisotropy is categorized into 3 perturbationSpherical harmonic Ylm with l=2 m=0 +-1 +-2Scalar Vector and Tensor perturbationsEach perturbation generates characteristic geometries of polarization Their projection determine the pol Pattern The polarization pattern determines whether E amp B mode are generated
Scalar Perturbation Represent perturbation in the temperature fluctuationPhoton from different temperature produce net polarizationProjection of quadruple anisotropy allows polarization pattern
Polarization is maximum at equatorOnly Q parameter is generated
bullVector perturbation The pattern are dominated by U mode
Tensor Perturbation Both Q and U are present nearly equal amount
Scalar Q E mode only
Vector U mainly B mode
Tensor Q amp U both E amp B mode
3 Peculiar pol pattern raise different pol mode (EampB)Scalar mode never generates B mode Vector amp Tensor modes generate B modeUnder inflation paradigm vector modes decay away and scalar and tensor survive (Topological Defect Model) Detection of B mode would suggests possible existence of Gravity Wave Polarization behaves as a field with spin 2Polarization separates property of Perturbation up to spin 2 ( Temps)Thatrsquos why Polarization is BRAND NEW
New frontier in Physics Polarization provides new probe to access scalar vector and tensor mode Especially B mode by tensor perturbation provides clue to Inflation EnergyHowever challenging -Requirement High sensitivity (B mode detection) Further understanding of foreground Improvement of systematicBut exciting Handful future mission (PLANCK etc) Reach testify Inflation theory by CMB (Non Gaussianity etc)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 46
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 47
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 48
KWASARY a CMB
Wyniki z LYkwasaroacutew i CMB są konsystentne
Z badań LY kwasaroacutew bullprzy z~6 IGM jest w 1 neutralne -gt jest to bdquoogonrdquo procesu rejonizacjibullPomiary dla 3 najodleglejszych kwasaroacutew wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6 z niewielką dyspersją dla roacuteżnych linii widzeniabullCMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17 Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji
WnioskibullRejonizacja nie jest przejściem fazowymbullRejonizacja trwała w zakresie 6ltzlt20 (6108 lat)bullPierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 33
Komentarz Problem polaryzacji jest trudny
Polega na rozdzieleniu wkładu od tego
bullco zdarzyło się na powierzchni ostatniego rozproszenia
bullco zdarzyło się na drodze CMB do obserwatora
Takie rozdzielenie pozwala na wyciąganie wnioskoacutew dot
bull kosmologii (primary anisotropies) oraz
bull obecności zjonizowanego wodoru i oddziaływań grawitacyjnych na drodze do obserwatora (Secondary anisotropies)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 34
visibleHP MM
pe
of90
He
fotony CMB
Fotony CMB oddziaływają
grawitacyjne (efekt integrated Sachs-Wolfe) Z elektronami w klustrach galaktyk efekt Sunyaeva-Zeldovicha
bullthermal - Inverse Compton scattering) bullDoppler shift Kinematic Sunyaev-Zeldovich Effect
wwwphysicssceduneutrinoworkshopSZ_Effectppt
Hot plasmas
33
8
cm10densitynumber
K1010keVetemperatur-
e
e
N
T )(
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 35
Anizotropia temperatury w CMB jest dobrze znana
Polaryzacja (mierzona przez WMAP) jest wynikiem stosunkowo nowym
Polaryzacja daje informacje zaroacutewno o Wszechświecie w czasie t~10-35 sec jak i historii jonizacji Stopień polaryzacji zależy bezpośrednio od kwadrupolowych fluktuacji gęstości rozpraszanych fotonoacutewPatern polaryzacji jest odbiciem lokalnej anizotropii na powierzchni last scattering Fluktuacje temperatury mogą mieć 3 źroacutedła fluktuacje skalarne wektorowe i tensorowe
httpastroberkeleyedu~mwhitepolarnode1htmlSECTION00010000000000000000
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 36
MECHANIZM POWSTAWANIA POLARYZACJI
Anizotropie temperaturowe są rzedu 10-5K polaryzacja rzędu 10-6 czyli poniżej K co przedstawia wyzwanie dla pomiaru
Anizotropie kwadrupolowe ktoacutere powodują powstanie polaryzacji CMB są wynikiem roacuteżnych mechanizmoacutew w roacuteżnych okresach
W okresie z ~1100 (decoupling) gradient prędkości plazmy powoduje powstanie kwqdrupolowych rozkładoacutew ( w układzie środka masy elektronu promieniowanie reliktowe ma rozkład kwadrupolowy proporcjonalny do gradientu prędkości i średniej drogo swobodnej między rozproszeniami)
Dla zgt1100 fotony sprzęgają się silnie z elektronami średnia droga swobodna między rozproszeniami jest mała i więc mała jest polaryzacja
Dla zlt 1100 nie ma swobodnych elektronoacutew i
CMB może się rozpraszać dopiero gdy pojawia się swobodne elektrony tzn gdy światło pierwszego pokolenia gwiazd zacznie jonizować Wszechświat
Ten proces zachodzi dla zltltz = 1100 i może być wydzielony z sygnału rozproszenia na last scattering surface
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 37
Temperature perturbations have 3 geometrically distinct sources
the scalar (compressional) scalar modesrepresent perturbations in the (energy) density of the cosmological
fluid(s) at last scattering and are the only fluctuations which can form structure though gravitational instability
vector (vortical) and
tensor (gravitational wave) perturbations
Formally they form the irreducible basis of the symmetric metric tensor
We shall consider each of these below and show that the scalar vector and tensor quadrupole anisotropy correspond to respectively
This leads to different patterns of polarization for the three sources
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 38
Secondary anisotropies get contributions from the entire line of sight
Sachs-Wolfe effect It is broken into two parts
the effect of the potential at the surface of last scattering which is the ordinary Sachs-Wolfe effect and
the integrated Sachs-Wolfe (ISW) effect which depends on the change of the gravitational potential while photons of the CMB are passing through a potential well This redshifting or blueshifting of a photon as it passes through potential wells is called the Integrated Sachs-Wolfe effect
Thermal Sunyaev-Zeldovich(SZ) effect1048713Scattering of CMB photons off hot electrons1048713Negative for low and positive for high frequencies1048713Point Sources1048713Contaminate the CMB
The thermal Sunyaev-Zeldovich effect arises from the frequency shift when CMB photons are scattered by the hot electrons in the intra-cluster gas
Peculiar velocities of the hot intra-cluster gas lead to a Doppler shift of the scattered photons which is proportional to the product of the radial peculiar velocity and the electron density integrated along the line of sight through the cluster
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 39
Korelacja TE mierzy głębokość obszaru reionizacjiPomiary modoacutew E
Pozwalana precyzyjniejsze wyznaczenie parametroacutew kosmologicznych rejonizacji indeksu spektralnego widma mocy
Mody B z soczewkowatych modoacutew EBadanie wielkoskalowych struktur do z ~1100
Mody B z fal grawitacyjnych niosą informacje o modelach inflacji
In the foreground-corrected maps we detect l(l + 1)C 2 = 0086 plusmn 0029 ( K)2 This is interpreted as the result of rescattering of the CMB by free electrons released during reionization at zr = 109(+27-23) for a model with instantaneous reionization
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 40
Podsumowując WMAP zaobserwował
sygnał polaryzacji pochodzący z dużego obszaru nieba
Zmierzył bullanizotropie temperaturowe (CTT
l TT power spectrum)
bullKorelacje temperatura ndash polaryzacja E ( CTEl TE power
spectrum)bullAnizotropie polaryzacji E (EE power spectrum)
wynik reionizacja przy z = 11 +-3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 41
Wyniki badania CMB (WMAP)
Rozkład roacuteżnic temperatury TTndash wykres wielokrotnie pokazywany tutaj w skali log
Korelacje temperatura ndash polaryzacja E TE
Polaryzacja E
Polaryzacja B i modele
Wyniki WMAP rysunki wzory etc chyba dobre Fig 25 z pliku httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
TT
TE
EE
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 42
The basic observable of the CMB is its intensity as a function of frequency and direction on the sky n Since the CMB spectrum is an extremely good blackbody with a nearly constant temperature across the sky T we generally describe this observable in terms of a temperature fluctuation
If these fluctuations are Gaussian then the multipole moments of the temperature field
(1)
are fully characterized by their power spectrum
(2)
whose values as a function of l are independent in a given realization For this reason predictions and analyses are typically performed in harmonic space On small sections of the sky where its curvature can be neglected the spherical harmonic analysis becomes ordinary Fourier analysis in two dimensions In this limit becomes the Fourier wavenumber Since the angular wavelength large multipole moments corresponds to small angular scales l~102 with representing degree scale separations Likewise since in this limit the variance of the field is the power spectrum is usually displayed as
(3)httpbackgrounduchicagoedu~whuaraanode4htm
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 43
httpwwwphysicsprincetoneducosmologycapmapcalpaperpdf
In a fixed (xy) basis the Stokes parameters are
For purely monochromatic coherent radiation one can show that
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 44
Key words ndashComplementary and Brand newPolarization power spectrum is complementary to the temperature power spectrum -Combined with temperature anisotropy pol helps reconstruction of cosmological model (Ref Prof Holderrsquos talk)Polarization accesses to vector amp tensor perturbations -Measure Stochastic Gravitational wave -Estimate energy scale of Inflation -Test of Inflation -Observe Gravitation Lensing
Thomson cross section depends on polarization and angleScattered radiation polarized parallel to the incident polarizationBut to polarize Thomson scattering is not enoughBipolar anisotropy cancel out polarization Only Quadruple Anisotropy induces linear polarizationThe combination of Thomson Scattering and Quadruple Anisotropy is relevant
We map all the sky with Stokes parameter S=(I Q U V) Total Intensity IQ amp U parameter describe linear polarizationCircular pol gives V=0These are the property of vector on the point (local quantity)Q and U depends on the coordinate selectionSay with 45 deg rotationQU-Q-UQ Coordinate invariant quantity is better
More suitable description is to define globally One example is called E mode and B mode E amp B mode are group of several polarization vectors E is ldquoDivergencerdquo like and B is ldquoCurlrdquo like No coordinate dependence Important for Gravitational Wave detection B mode can be generated from Gravitational Wave etc What characterize E amp B mode quantitatively
There are two directions in a polarization field -The orientation of polarization -The direction in which pol Changes (eg Temps Modulation)Modulation changes pol amplitude sign but not nature (Q remains Q)The hall mark of E mode is both are parallel or perpendicular In B mode not necessarily alignedImportant is relative orientation not absolute orientation (Q or U) What types of sources realize eachpattern
E mode B mode Bardzo dobre wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 45
wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
Quadruple Anisotropy is categorized into 3 perturbationSpherical harmonic Ylm with l=2 m=0 +-1 +-2Scalar Vector and Tensor perturbationsEach perturbation generates characteristic geometries of polarization Their projection determine the pol Pattern The polarization pattern determines whether E amp B mode are generated
Scalar Perturbation Represent perturbation in the temperature fluctuationPhoton from different temperature produce net polarizationProjection of quadruple anisotropy allows polarization pattern
Polarization is maximum at equatorOnly Q parameter is generated
bullVector perturbation The pattern are dominated by U mode
Tensor Perturbation Both Q and U are present nearly equal amount
Scalar Q E mode only
Vector U mainly B mode
Tensor Q amp U both E amp B mode
3 Peculiar pol pattern raise different pol mode (EampB)Scalar mode never generates B mode Vector amp Tensor modes generate B modeUnder inflation paradigm vector modes decay away and scalar and tensor survive (Topological Defect Model) Detection of B mode would suggests possible existence of Gravity Wave Polarization behaves as a field with spin 2Polarization separates property of Perturbation up to spin 2 ( Temps)Thatrsquos why Polarization is BRAND NEW
New frontier in Physics Polarization provides new probe to access scalar vector and tensor mode Especially B mode by tensor perturbation provides clue to Inflation EnergyHowever challenging -Requirement High sensitivity (B mode detection) Further understanding of foreground Improvement of systematicBut exciting Handful future mission (PLANCK etc) Reach testify Inflation theory by CMB (Non Gaussianity etc)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 46
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 47
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 48
KWASARY a CMB
Wyniki z LYkwasaroacutew i CMB są konsystentne
Z badań LY kwasaroacutew bullprzy z~6 IGM jest w 1 neutralne -gt jest to bdquoogonrdquo procesu rejonizacjibullPomiary dla 3 najodleglejszych kwasaroacutew wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6 z niewielką dyspersją dla roacuteżnych linii widzeniabullCMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17 Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji
WnioskibullRejonizacja nie jest przejściem fazowymbullRejonizacja trwała w zakresie 6ltzlt20 (6108 lat)bullPierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 34
visibleHP MM
pe
of90
He
fotony CMB
Fotony CMB oddziaływają
grawitacyjne (efekt integrated Sachs-Wolfe) Z elektronami w klustrach galaktyk efekt Sunyaeva-Zeldovicha
bullthermal - Inverse Compton scattering) bullDoppler shift Kinematic Sunyaev-Zeldovich Effect
wwwphysicssceduneutrinoworkshopSZ_Effectppt
Hot plasmas
33
8
cm10densitynumber
K1010keVetemperatur-
e
e
N
T )(
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 35
Anizotropia temperatury w CMB jest dobrze znana
Polaryzacja (mierzona przez WMAP) jest wynikiem stosunkowo nowym
Polaryzacja daje informacje zaroacutewno o Wszechświecie w czasie t~10-35 sec jak i historii jonizacji Stopień polaryzacji zależy bezpośrednio od kwadrupolowych fluktuacji gęstości rozpraszanych fotonoacutewPatern polaryzacji jest odbiciem lokalnej anizotropii na powierzchni last scattering Fluktuacje temperatury mogą mieć 3 źroacutedła fluktuacje skalarne wektorowe i tensorowe
httpastroberkeleyedu~mwhitepolarnode1htmlSECTION00010000000000000000
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 36
MECHANIZM POWSTAWANIA POLARYZACJI
Anizotropie temperaturowe są rzedu 10-5K polaryzacja rzędu 10-6 czyli poniżej K co przedstawia wyzwanie dla pomiaru
Anizotropie kwadrupolowe ktoacutere powodują powstanie polaryzacji CMB są wynikiem roacuteżnych mechanizmoacutew w roacuteżnych okresach
W okresie z ~1100 (decoupling) gradient prędkości plazmy powoduje powstanie kwqdrupolowych rozkładoacutew ( w układzie środka masy elektronu promieniowanie reliktowe ma rozkład kwadrupolowy proporcjonalny do gradientu prędkości i średniej drogo swobodnej między rozproszeniami)
Dla zgt1100 fotony sprzęgają się silnie z elektronami średnia droga swobodna między rozproszeniami jest mała i więc mała jest polaryzacja
Dla zlt 1100 nie ma swobodnych elektronoacutew i
CMB może się rozpraszać dopiero gdy pojawia się swobodne elektrony tzn gdy światło pierwszego pokolenia gwiazd zacznie jonizować Wszechświat
Ten proces zachodzi dla zltltz = 1100 i może być wydzielony z sygnału rozproszenia na last scattering surface
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 37
Temperature perturbations have 3 geometrically distinct sources
the scalar (compressional) scalar modesrepresent perturbations in the (energy) density of the cosmological
fluid(s) at last scattering and are the only fluctuations which can form structure though gravitational instability
vector (vortical) and
tensor (gravitational wave) perturbations
Formally they form the irreducible basis of the symmetric metric tensor
We shall consider each of these below and show that the scalar vector and tensor quadrupole anisotropy correspond to respectively
This leads to different patterns of polarization for the three sources
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 38
Secondary anisotropies get contributions from the entire line of sight
Sachs-Wolfe effect It is broken into two parts
the effect of the potential at the surface of last scattering which is the ordinary Sachs-Wolfe effect and
the integrated Sachs-Wolfe (ISW) effect which depends on the change of the gravitational potential while photons of the CMB are passing through a potential well This redshifting or blueshifting of a photon as it passes through potential wells is called the Integrated Sachs-Wolfe effect
Thermal Sunyaev-Zeldovich(SZ) effect1048713Scattering of CMB photons off hot electrons1048713Negative for low and positive for high frequencies1048713Point Sources1048713Contaminate the CMB
The thermal Sunyaev-Zeldovich effect arises from the frequency shift when CMB photons are scattered by the hot electrons in the intra-cluster gas
Peculiar velocities of the hot intra-cluster gas lead to a Doppler shift of the scattered photons which is proportional to the product of the radial peculiar velocity and the electron density integrated along the line of sight through the cluster
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 39
Korelacja TE mierzy głębokość obszaru reionizacjiPomiary modoacutew E
Pozwalana precyzyjniejsze wyznaczenie parametroacutew kosmologicznych rejonizacji indeksu spektralnego widma mocy
Mody B z soczewkowatych modoacutew EBadanie wielkoskalowych struktur do z ~1100
Mody B z fal grawitacyjnych niosą informacje o modelach inflacji
In the foreground-corrected maps we detect l(l + 1)C 2 = 0086 plusmn 0029 ( K)2 This is interpreted as the result of rescattering of the CMB by free electrons released during reionization at zr = 109(+27-23) for a model with instantaneous reionization
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 40
Podsumowując WMAP zaobserwował
sygnał polaryzacji pochodzący z dużego obszaru nieba
Zmierzył bullanizotropie temperaturowe (CTT
l TT power spectrum)
bullKorelacje temperatura ndash polaryzacja E ( CTEl TE power
spectrum)bullAnizotropie polaryzacji E (EE power spectrum)
wynik reionizacja przy z = 11 +-3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 41
Wyniki badania CMB (WMAP)
Rozkład roacuteżnic temperatury TTndash wykres wielokrotnie pokazywany tutaj w skali log
Korelacje temperatura ndash polaryzacja E TE
Polaryzacja E
Polaryzacja B i modele
Wyniki WMAP rysunki wzory etc chyba dobre Fig 25 z pliku httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
TT
TE
EE
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 42
The basic observable of the CMB is its intensity as a function of frequency and direction on the sky n Since the CMB spectrum is an extremely good blackbody with a nearly constant temperature across the sky T we generally describe this observable in terms of a temperature fluctuation
If these fluctuations are Gaussian then the multipole moments of the temperature field
(1)
are fully characterized by their power spectrum
(2)
whose values as a function of l are independent in a given realization For this reason predictions and analyses are typically performed in harmonic space On small sections of the sky where its curvature can be neglected the spherical harmonic analysis becomes ordinary Fourier analysis in two dimensions In this limit becomes the Fourier wavenumber Since the angular wavelength large multipole moments corresponds to small angular scales l~102 with representing degree scale separations Likewise since in this limit the variance of the field is the power spectrum is usually displayed as
(3)httpbackgrounduchicagoedu~whuaraanode4htm
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 43
httpwwwphysicsprincetoneducosmologycapmapcalpaperpdf
In a fixed (xy) basis the Stokes parameters are
For purely monochromatic coherent radiation one can show that
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 44
Key words ndashComplementary and Brand newPolarization power spectrum is complementary to the temperature power spectrum -Combined with temperature anisotropy pol helps reconstruction of cosmological model (Ref Prof Holderrsquos talk)Polarization accesses to vector amp tensor perturbations -Measure Stochastic Gravitational wave -Estimate energy scale of Inflation -Test of Inflation -Observe Gravitation Lensing
Thomson cross section depends on polarization and angleScattered radiation polarized parallel to the incident polarizationBut to polarize Thomson scattering is not enoughBipolar anisotropy cancel out polarization Only Quadruple Anisotropy induces linear polarizationThe combination of Thomson Scattering and Quadruple Anisotropy is relevant
We map all the sky with Stokes parameter S=(I Q U V) Total Intensity IQ amp U parameter describe linear polarizationCircular pol gives V=0These are the property of vector on the point (local quantity)Q and U depends on the coordinate selectionSay with 45 deg rotationQU-Q-UQ Coordinate invariant quantity is better
More suitable description is to define globally One example is called E mode and B mode E amp B mode are group of several polarization vectors E is ldquoDivergencerdquo like and B is ldquoCurlrdquo like No coordinate dependence Important for Gravitational Wave detection B mode can be generated from Gravitational Wave etc What characterize E amp B mode quantitatively
There are two directions in a polarization field -The orientation of polarization -The direction in which pol Changes (eg Temps Modulation)Modulation changes pol amplitude sign but not nature (Q remains Q)The hall mark of E mode is both are parallel or perpendicular In B mode not necessarily alignedImportant is relative orientation not absolute orientation (Q or U) What types of sources realize eachpattern
E mode B mode Bardzo dobre wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 45
wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
Quadruple Anisotropy is categorized into 3 perturbationSpherical harmonic Ylm with l=2 m=0 +-1 +-2Scalar Vector and Tensor perturbationsEach perturbation generates characteristic geometries of polarization Their projection determine the pol Pattern The polarization pattern determines whether E amp B mode are generated
Scalar Perturbation Represent perturbation in the temperature fluctuationPhoton from different temperature produce net polarizationProjection of quadruple anisotropy allows polarization pattern
Polarization is maximum at equatorOnly Q parameter is generated
bullVector perturbation The pattern are dominated by U mode
Tensor Perturbation Both Q and U are present nearly equal amount
Scalar Q E mode only
Vector U mainly B mode
Tensor Q amp U both E amp B mode
3 Peculiar pol pattern raise different pol mode (EampB)Scalar mode never generates B mode Vector amp Tensor modes generate B modeUnder inflation paradigm vector modes decay away and scalar and tensor survive (Topological Defect Model) Detection of B mode would suggests possible existence of Gravity Wave Polarization behaves as a field with spin 2Polarization separates property of Perturbation up to spin 2 ( Temps)Thatrsquos why Polarization is BRAND NEW
New frontier in Physics Polarization provides new probe to access scalar vector and tensor mode Especially B mode by tensor perturbation provides clue to Inflation EnergyHowever challenging -Requirement High sensitivity (B mode detection) Further understanding of foreground Improvement of systematicBut exciting Handful future mission (PLANCK etc) Reach testify Inflation theory by CMB (Non Gaussianity etc)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 46
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 47
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 48
KWASARY a CMB
Wyniki z LYkwasaroacutew i CMB są konsystentne
Z badań LY kwasaroacutew bullprzy z~6 IGM jest w 1 neutralne -gt jest to bdquoogonrdquo procesu rejonizacjibullPomiary dla 3 najodleglejszych kwasaroacutew wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6 z niewielką dyspersją dla roacuteżnych linii widzeniabullCMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17 Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji
WnioskibullRejonizacja nie jest przejściem fazowymbullRejonizacja trwała w zakresie 6ltzlt20 (6108 lat)bullPierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 35
Anizotropia temperatury w CMB jest dobrze znana
Polaryzacja (mierzona przez WMAP) jest wynikiem stosunkowo nowym
Polaryzacja daje informacje zaroacutewno o Wszechświecie w czasie t~10-35 sec jak i historii jonizacji Stopień polaryzacji zależy bezpośrednio od kwadrupolowych fluktuacji gęstości rozpraszanych fotonoacutewPatern polaryzacji jest odbiciem lokalnej anizotropii na powierzchni last scattering Fluktuacje temperatury mogą mieć 3 źroacutedła fluktuacje skalarne wektorowe i tensorowe
httpastroberkeleyedu~mwhitepolarnode1htmlSECTION00010000000000000000
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 36
MECHANIZM POWSTAWANIA POLARYZACJI
Anizotropie temperaturowe są rzedu 10-5K polaryzacja rzędu 10-6 czyli poniżej K co przedstawia wyzwanie dla pomiaru
Anizotropie kwadrupolowe ktoacutere powodują powstanie polaryzacji CMB są wynikiem roacuteżnych mechanizmoacutew w roacuteżnych okresach
W okresie z ~1100 (decoupling) gradient prędkości plazmy powoduje powstanie kwqdrupolowych rozkładoacutew ( w układzie środka masy elektronu promieniowanie reliktowe ma rozkład kwadrupolowy proporcjonalny do gradientu prędkości i średniej drogo swobodnej między rozproszeniami)
Dla zgt1100 fotony sprzęgają się silnie z elektronami średnia droga swobodna między rozproszeniami jest mała i więc mała jest polaryzacja
Dla zlt 1100 nie ma swobodnych elektronoacutew i
CMB może się rozpraszać dopiero gdy pojawia się swobodne elektrony tzn gdy światło pierwszego pokolenia gwiazd zacznie jonizować Wszechświat
Ten proces zachodzi dla zltltz = 1100 i może być wydzielony z sygnału rozproszenia na last scattering surface
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 37
Temperature perturbations have 3 geometrically distinct sources
the scalar (compressional) scalar modesrepresent perturbations in the (energy) density of the cosmological
fluid(s) at last scattering and are the only fluctuations which can form structure though gravitational instability
vector (vortical) and
tensor (gravitational wave) perturbations
Formally they form the irreducible basis of the symmetric metric tensor
We shall consider each of these below and show that the scalar vector and tensor quadrupole anisotropy correspond to respectively
This leads to different patterns of polarization for the three sources
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 38
Secondary anisotropies get contributions from the entire line of sight
Sachs-Wolfe effect It is broken into two parts
the effect of the potential at the surface of last scattering which is the ordinary Sachs-Wolfe effect and
the integrated Sachs-Wolfe (ISW) effect which depends on the change of the gravitational potential while photons of the CMB are passing through a potential well This redshifting or blueshifting of a photon as it passes through potential wells is called the Integrated Sachs-Wolfe effect
Thermal Sunyaev-Zeldovich(SZ) effect1048713Scattering of CMB photons off hot electrons1048713Negative for low and positive for high frequencies1048713Point Sources1048713Contaminate the CMB
The thermal Sunyaev-Zeldovich effect arises from the frequency shift when CMB photons are scattered by the hot electrons in the intra-cluster gas
Peculiar velocities of the hot intra-cluster gas lead to a Doppler shift of the scattered photons which is proportional to the product of the radial peculiar velocity and the electron density integrated along the line of sight through the cluster
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 39
Korelacja TE mierzy głębokość obszaru reionizacjiPomiary modoacutew E
Pozwalana precyzyjniejsze wyznaczenie parametroacutew kosmologicznych rejonizacji indeksu spektralnego widma mocy
Mody B z soczewkowatych modoacutew EBadanie wielkoskalowych struktur do z ~1100
Mody B z fal grawitacyjnych niosą informacje o modelach inflacji
In the foreground-corrected maps we detect l(l + 1)C 2 = 0086 plusmn 0029 ( K)2 This is interpreted as the result of rescattering of the CMB by free electrons released during reionization at zr = 109(+27-23) for a model with instantaneous reionization
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 40
Podsumowując WMAP zaobserwował
sygnał polaryzacji pochodzący z dużego obszaru nieba
Zmierzył bullanizotropie temperaturowe (CTT
l TT power spectrum)
bullKorelacje temperatura ndash polaryzacja E ( CTEl TE power
spectrum)bullAnizotropie polaryzacji E (EE power spectrum)
wynik reionizacja przy z = 11 +-3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 41
Wyniki badania CMB (WMAP)
Rozkład roacuteżnic temperatury TTndash wykres wielokrotnie pokazywany tutaj w skali log
Korelacje temperatura ndash polaryzacja E TE
Polaryzacja E
Polaryzacja B i modele
Wyniki WMAP rysunki wzory etc chyba dobre Fig 25 z pliku httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
TT
TE
EE
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 42
The basic observable of the CMB is its intensity as a function of frequency and direction on the sky n Since the CMB spectrum is an extremely good blackbody with a nearly constant temperature across the sky T we generally describe this observable in terms of a temperature fluctuation
If these fluctuations are Gaussian then the multipole moments of the temperature field
(1)
are fully characterized by their power spectrum
(2)
whose values as a function of l are independent in a given realization For this reason predictions and analyses are typically performed in harmonic space On small sections of the sky where its curvature can be neglected the spherical harmonic analysis becomes ordinary Fourier analysis in two dimensions In this limit becomes the Fourier wavenumber Since the angular wavelength large multipole moments corresponds to small angular scales l~102 with representing degree scale separations Likewise since in this limit the variance of the field is the power spectrum is usually displayed as
(3)httpbackgrounduchicagoedu~whuaraanode4htm
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 43
httpwwwphysicsprincetoneducosmologycapmapcalpaperpdf
In a fixed (xy) basis the Stokes parameters are
For purely monochromatic coherent radiation one can show that
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 44
Key words ndashComplementary and Brand newPolarization power spectrum is complementary to the temperature power spectrum -Combined with temperature anisotropy pol helps reconstruction of cosmological model (Ref Prof Holderrsquos talk)Polarization accesses to vector amp tensor perturbations -Measure Stochastic Gravitational wave -Estimate energy scale of Inflation -Test of Inflation -Observe Gravitation Lensing
Thomson cross section depends on polarization and angleScattered radiation polarized parallel to the incident polarizationBut to polarize Thomson scattering is not enoughBipolar anisotropy cancel out polarization Only Quadruple Anisotropy induces linear polarizationThe combination of Thomson Scattering and Quadruple Anisotropy is relevant
We map all the sky with Stokes parameter S=(I Q U V) Total Intensity IQ amp U parameter describe linear polarizationCircular pol gives V=0These are the property of vector on the point (local quantity)Q and U depends on the coordinate selectionSay with 45 deg rotationQU-Q-UQ Coordinate invariant quantity is better
More suitable description is to define globally One example is called E mode and B mode E amp B mode are group of several polarization vectors E is ldquoDivergencerdquo like and B is ldquoCurlrdquo like No coordinate dependence Important for Gravitational Wave detection B mode can be generated from Gravitational Wave etc What characterize E amp B mode quantitatively
There are two directions in a polarization field -The orientation of polarization -The direction in which pol Changes (eg Temps Modulation)Modulation changes pol amplitude sign but not nature (Q remains Q)The hall mark of E mode is both are parallel or perpendicular In B mode not necessarily alignedImportant is relative orientation not absolute orientation (Q or U) What types of sources realize eachpattern
E mode B mode Bardzo dobre wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 45
wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
Quadruple Anisotropy is categorized into 3 perturbationSpherical harmonic Ylm with l=2 m=0 +-1 +-2Scalar Vector and Tensor perturbationsEach perturbation generates characteristic geometries of polarization Their projection determine the pol Pattern The polarization pattern determines whether E amp B mode are generated
Scalar Perturbation Represent perturbation in the temperature fluctuationPhoton from different temperature produce net polarizationProjection of quadruple anisotropy allows polarization pattern
Polarization is maximum at equatorOnly Q parameter is generated
bullVector perturbation The pattern are dominated by U mode
Tensor Perturbation Both Q and U are present nearly equal amount
Scalar Q E mode only
Vector U mainly B mode
Tensor Q amp U both E amp B mode
3 Peculiar pol pattern raise different pol mode (EampB)Scalar mode never generates B mode Vector amp Tensor modes generate B modeUnder inflation paradigm vector modes decay away and scalar and tensor survive (Topological Defect Model) Detection of B mode would suggests possible existence of Gravity Wave Polarization behaves as a field with spin 2Polarization separates property of Perturbation up to spin 2 ( Temps)Thatrsquos why Polarization is BRAND NEW
New frontier in Physics Polarization provides new probe to access scalar vector and tensor mode Especially B mode by tensor perturbation provides clue to Inflation EnergyHowever challenging -Requirement High sensitivity (B mode detection) Further understanding of foreground Improvement of systematicBut exciting Handful future mission (PLANCK etc) Reach testify Inflation theory by CMB (Non Gaussianity etc)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 46
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 47
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 48
KWASARY a CMB
Wyniki z LYkwasaroacutew i CMB są konsystentne
Z badań LY kwasaroacutew bullprzy z~6 IGM jest w 1 neutralne -gt jest to bdquoogonrdquo procesu rejonizacjibullPomiary dla 3 najodleglejszych kwasaroacutew wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6 z niewielką dyspersją dla roacuteżnych linii widzeniabullCMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17 Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji
WnioskibullRejonizacja nie jest przejściem fazowymbullRejonizacja trwała w zakresie 6ltzlt20 (6108 lat)bullPierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 36
MECHANIZM POWSTAWANIA POLARYZACJI
Anizotropie temperaturowe są rzedu 10-5K polaryzacja rzędu 10-6 czyli poniżej K co przedstawia wyzwanie dla pomiaru
Anizotropie kwadrupolowe ktoacutere powodują powstanie polaryzacji CMB są wynikiem roacuteżnych mechanizmoacutew w roacuteżnych okresach
W okresie z ~1100 (decoupling) gradient prędkości plazmy powoduje powstanie kwqdrupolowych rozkładoacutew ( w układzie środka masy elektronu promieniowanie reliktowe ma rozkład kwadrupolowy proporcjonalny do gradientu prędkości i średniej drogo swobodnej między rozproszeniami)
Dla zgt1100 fotony sprzęgają się silnie z elektronami średnia droga swobodna między rozproszeniami jest mała i więc mała jest polaryzacja
Dla zlt 1100 nie ma swobodnych elektronoacutew i
CMB może się rozpraszać dopiero gdy pojawia się swobodne elektrony tzn gdy światło pierwszego pokolenia gwiazd zacznie jonizować Wszechświat
Ten proces zachodzi dla zltltz = 1100 i może być wydzielony z sygnału rozproszenia na last scattering surface
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 37
Temperature perturbations have 3 geometrically distinct sources
the scalar (compressional) scalar modesrepresent perturbations in the (energy) density of the cosmological
fluid(s) at last scattering and are the only fluctuations which can form structure though gravitational instability
vector (vortical) and
tensor (gravitational wave) perturbations
Formally they form the irreducible basis of the symmetric metric tensor
We shall consider each of these below and show that the scalar vector and tensor quadrupole anisotropy correspond to respectively
This leads to different patterns of polarization for the three sources
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 38
Secondary anisotropies get contributions from the entire line of sight
Sachs-Wolfe effect It is broken into two parts
the effect of the potential at the surface of last scattering which is the ordinary Sachs-Wolfe effect and
the integrated Sachs-Wolfe (ISW) effect which depends on the change of the gravitational potential while photons of the CMB are passing through a potential well This redshifting or blueshifting of a photon as it passes through potential wells is called the Integrated Sachs-Wolfe effect
Thermal Sunyaev-Zeldovich(SZ) effect1048713Scattering of CMB photons off hot electrons1048713Negative for low and positive for high frequencies1048713Point Sources1048713Contaminate the CMB
The thermal Sunyaev-Zeldovich effect arises from the frequency shift when CMB photons are scattered by the hot electrons in the intra-cluster gas
Peculiar velocities of the hot intra-cluster gas lead to a Doppler shift of the scattered photons which is proportional to the product of the radial peculiar velocity and the electron density integrated along the line of sight through the cluster
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 39
Korelacja TE mierzy głębokość obszaru reionizacjiPomiary modoacutew E
Pozwalana precyzyjniejsze wyznaczenie parametroacutew kosmologicznych rejonizacji indeksu spektralnego widma mocy
Mody B z soczewkowatych modoacutew EBadanie wielkoskalowych struktur do z ~1100
Mody B z fal grawitacyjnych niosą informacje o modelach inflacji
In the foreground-corrected maps we detect l(l + 1)C 2 = 0086 plusmn 0029 ( K)2 This is interpreted as the result of rescattering of the CMB by free electrons released during reionization at zr = 109(+27-23) for a model with instantaneous reionization
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 40
Podsumowując WMAP zaobserwował
sygnał polaryzacji pochodzący z dużego obszaru nieba
Zmierzył bullanizotropie temperaturowe (CTT
l TT power spectrum)
bullKorelacje temperatura ndash polaryzacja E ( CTEl TE power
spectrum)bullAnizotropie polaryzacji E (EE power spectrum)
wynik reionizacja przy z = 11 +-3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 41
Wyniki badania CMB (WMAP)
Rozkład roacuteżnic temperatury TTndash wykres wielokrotnie pokazywany tutaj w skali log
Korelacje temperatura ndash polaryzacja E TE
Polaryzacja E
Polaryzacja B i modele
Wyniki WMAP rysunki wzory etc chyba dobre Fig 25 z pliku httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
TT
TE
EE
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 42
The basic observable of the CMB is its intensity as a function of frequency and direction on the sky n Since the CMB spectrum is an extremely good blackbody with a nearly constant temperature across the sky T we generally describe this observable in terms of a temperature fluctuation
If these fluctuations are Gaussian then the multipole moments of the temperature field
(1)
are fully characterized by their power spectrum
(2)
whose values as a function of l are independent in a given realization For this reason predictions and analyses are typically performed in harmonic space On small sections of the sky where its curvature can be neglected the spherical harmonic analysis becomes ordinary Fourier analysis in two dimensions In this limit becomes the Fourier wavenumber Since the angular wavelength large multipole moments corresponds to small angular scales l~102 with representing degree scale separations Likewise since in this limit the variance of the field is the power spectrum is usually displayed as
(3)httpbackgrounduchicagoedu~whuaraanode4htm
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 43
httpwwwphysicsprincetoneducosmologycapmapcalpaperpdf
In a fixed (xy) basis the Stokes parameters are
For purely monochromatic coherent radiation one can show that
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 44
Key words ndashComplementary and Brand newPolarization power spectrum is complementary to the temperature power spectrum -Combined with temperature anisotropy pol helps reconstruction of cosmological model (Ref Prof Holderrsquos talk)Polarization accesses to vector amp tensor perturbations -Measure Stochastic Gravitational wave -Estimate energy scale of Inflation -Test of Inflation -Observe Gravitation Lensing
Thomson cross section depends on polarization and angleScattered radiation polarized parallel to the incident polarizationBut to polarize Thomson scattering is not enoughBipolar anisotropy cancel out polarization Only Quadruple Anisotropy induces linear polarizationThe combination of Thomson Scattering and Quadruple Anisotropy is relevant
We map all the sky with Stokes parameter S=(I Q U V) Total Intensity IQ amp U parameter describe linear polarizationCircular pol gives V=0These are the property of vector on the point (local quantity)Q and U depends on the coordinate selectionSay with 45 deg rotationQU-Q-UQ Coordinate invariant quantity is better
More suitable description is to define globally One example is called E mode and B mode E amp B mode are group of several polarization vectors E is ldquoDivergencerdquo like and B is ldquoCurlrdquo like No coordinate dependence Important for Gravitational Wave detection B mode can be generated from Gravitational Wave etc What characterize E amp B mode quantitatively
There are two directions in a polarization field -The orientation of polarization -The direction in which pol Changes (eg Temps Modulation)Modulation changes pol amplitude sign but not nature (Q remains Q)The hall mark of E mode is both are parallel or perpendicular In B mode not necessarily alignedImportant is relative orientation not absolute orientation (Q or U) What types of sources realize eachpattern
E mode B mode Bardzo dobre wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 45
wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
Quadruple Anisotropy is categorized into 3 perturbationSpherical harmonic Ylm with l=2 m=0 +-1 +-2Scalar Vector and Tensor perturbationsEach perturbation generates characteristic geometries of polarization Their projection determine the pol Pattern The polarization pattern determines whether E amp B mode are generated
Scalar Perturbation Represent perturbation in the temperature fluctuationPhoton from different temperature produce net polarizationProjection of quadruple anisotropy allows polarization pattern
Polarization is maximum at equatorOnly Q parameter is generated
bullVector perturbation The pattern are dominated by U mode
Tensor Perturbation Both Q and U are present nearly equal amount
Scalar Q E mode only
Vector U mainly B mode
Tensor Q amp U both E amp B mode
3 Peculiar pol pattern raise different pol mode (EampB)Scalar mode never generates B mode Vector amp Tensor modes generate B modeUnder inflation paradigm vector modes decay away and scalar and tensor survive (Topological Defect Model) Detection of B mode would suggests possible existence of Gravity Wave Polarization behaves as a field with spin 2Polarization separates property of Perturbation up to spin 2 ( Temps)Thatrsquos why Polarization is BRAND NEW
New frontier in Physics Polarization provides new probe to access scalar vector and tensor mode Especially B mode by tensor perturbation provides clue to Inflation EnergyHowever challenging -Requirement High sensitivity (B mode detection) Further understanding of foreground Improvement of systematicBut exciting Handful future mission (PLANCK etc) Reach testify Inflation theory by CMB (Non Gaussianity etc)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 46
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 47
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 48
KWASARY a CMB
Wyniki z LYkwasaroacutew i CMB są konsystentne
Z badań LY kwasaroacutew bullprzy z~6 IGM jest w 1 neutralne -gt jest to bdquoogonrdquo procesu rejonizacjibullPomiary dla 3 najodleglejszych kwasaroacutew wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6 z niewielką dyspersją dla roacuteżnych linii widzeniabullCMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17 Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji
WnioskibullRejonizacja nie jest przejściem fazowymbullRejonizacja trwała w zakresie 6ltzlt20 (6108 lat)bullPierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 37
Temperature perturbations have 3 geometrically distinct sources
the scalar (compressional) scalar modesrepresent perturbations in the (energy) density of the cosmological
fluid(s) at last scattering and are the only fluctuations which can form structure though gravitational instability
vector (vortical) and
tensor (gravitational wave) perturbations
Formally they form the irreducible basis of the symmetric metric tensor
We shall consider each of these below and show that the scalar vector and tensor quadrupole anisotropy correspond to respectively
This leads to different patterns of polarization for the three sources
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 38
Secondary anisotropies get contributions from the entire line of sight
Sachs-Wolfe effect It is broken into two parts
the effect of the potential at the surface of last scattering which is the ordinary Sachs-Wolfe effect and
the integrated Sachs-Wolfe (ISW) effect which depends on the change of the gravitational potential while photons of the CMB are passing through a potential well This redshifting or blueshifting of a photon as it passes through potential wells is called the Integrated Sachs-Wolfe effect
Thermal Sunyaev-Zeldovich(SZ) effect1048713Scattering of CMB photons off hot electrons1048713Negative for low and positive for high frequencies1048713Point Sources1048713Contaminate the CMB
The thermal Sunyaev-Zeldovich effect arises from the frequency shift when CMB photons are scattered by the hot electrons in the intra-cluster gas
Peculiar velocities of the hot intra-cluster gas lead to a Doppler shift of the scattered photons which is proportional to the product of the radial peculiar velocity and the electron density integrated along the line of sight through the cluster
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 39
Korelacja TE mierzy głębokość obszaru reionizacjiPomiary modoacutew E
Pozwalana precyzyjniejsze wyznaczenie parametroacutew kosmologicznych rejonizacji indeksu spektralnego widma mocy
Mody B z soczewkowatych modoacutew EBadanie wielkoskalowych struktur do z ~1100
Mody B z fal grawitacyjnych niosą informacje o modelach inflacji
In the foreground-corrected maps we detect l(l + 1)C 2 = 0086 plusmn 0029 ( K)2 This is interpreted as the result of rescattering of the CMB by free electrons released during reionization at zr = 109(+27-23) for a model with instantaneous reionization
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 40
Podsumowując WMAP zaobserwował
sygnał polaryzacji pochodzący z dużego obszaru nieba
Zmierzył bullanizotropie temperaturowe (CTT
l TT power spectrum)
bullKorelacje temperatura ndash polaryzacja E ( CTEl TE power
spectrum)bullAnizotropie polaryzacji E (EE power spectrum)
wynik reionizacja przy z = 11 +-3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 41
Wyniki badania CMB (WMAP)
Rozkład roacuteżnic temperatury TTndash wykres wielokrotnie pokazywany tutaj w skali log
Korelacje temperatura ndash polaryzacja E TE
Polaryzacja E
Polaryzacja B i modele
Wyniki WMAP rysunki wzory etc chyba dobre Fig 25 z pliku httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
TT
TE
EE
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 42
The basic observable of the CMB is its intensity as a function of frequency and direction on the sky n Since the CMB spectrum is an extremely good blackbody with a nearly constant temperature across the sky T we generally describe this observable in terms of a temperature fluctuation
If these fluctuations are Gaussian then the multipole moments of the temperature field
(1)
are fully characterized by their power spectrum
(2)
whose values as a function of l are independent in a given realization For this reason predictions and analyses are typically performed in harmonic space On small sections of the sky where its curvature can be neglected the spherical harmonic analysis becomes ordinary Fourier analysis in two dimensions In this limit becomes the Fourier wavenumber Since the angular wavelength large multipole moments corresponds to small angular scales l~102 with representing degree scale separations Likewise since in this limit the variance of the field is the power spectrum is usually displayed as
(3)httpbackgrounduchicagoedu~whuaraanode4htm
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 43
httpwwwphysicsprincetoneducosmologycapmapcalpaperpdf
In a fixed (xy) basis the Stokes parameters are
For purely monochromatic coherent radiation one can show that
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 44
Key words ndashComplementary and Brand newPolarization power spectrum is complementary to the temperature power spectrum -Combined with temperature anisotropy pol helps reconstruction of cosmological model (Ref Prof Holderrsquos talk)Polarization accesses to vector amp tensor perturbations -Measure Stochastic Gravitational wave -Estimate energy scale of Inflation -Test of Inflation -Observe Gravitation Lensing
Thomson cross section depends on polarization and angleScattered radiation polarized parallel to the incident polarizationBut to polarize Thomson scattering is not enoughBipolar anisotropy cancel out polarization Only Quadruple Anisotropy induces linear polarizationThe combination of Thomson Scattering and Quadruple Anisotropy is relevant
We map all the sky with Stokes parameter S=(I Q U V) Total Intensity IQ amp U parameter describe linear polarizationCircular pol gives V=0These are the property of vector on the point (local quantity)Q and U depends on the coordinate selectionSay with 45 deg rotationQU-Q-UQ Coordinate invariant quantity is better
More suitable description is to define globally One example is called E mode and B mode E amp B mode are group of several polarization vectors E is ldquoDivergencerdquo like and B is ldquoCurlrdquo like No coordinate dependence Important for Gravitational Wave detection B mode can be generated from Gravitational Wave etc What characterize E amp B mode quantitatively
There are two directions in a polarization field -The orientation of polarization -The direction in which pol Changes (eg Temps Modulation)Modulation changes pol amplitude sign but not nature (Q remains Q)The hall mark of E mode is both are parallel or perpendicular In B mode not necessarily alignedImportant is relative orientation not absolute orientation (Q or U) What types of sources realize eachpattern
E mode B mode Bardzo dobre wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 45
wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
Quadruple Anisotropy is categorized into 3 perturbationSpherical harmonic Ylm with l=2 m=0 +-1 +-2Scalar Vector and Tensor perturbationsEach perturbation generates characteristic geometries of polarization Their projection determine the pol Pattern The polarization pattern determines whether E amp B mode are generated
Scalar Perturbation Represent perturbation in the temperature fluctuationPhoton from different temperature produce net polarizationProjection of quadruple anisotropy allows polarization pattern
Polarization is maximum at equatorOnly Q parameter is generated
bullVector perturbation The pattern are dominated by U mode
Tensor Perturbation Both Q and U are present nearly equal amount
Scalar Q E mode only
Vector U mainly B mode
Tensor Q amp U both E amp B mode
3 Peculiar pol pattern raise different pol mode (EampB)Scalar mode never generates B mode Vector amp Tensor modes generate B modeUnder inflation paradigm vector modes decay away and scalar and tensor survive (Topological Defect Model) Detection of B mode would suggests possible existence of Gravity Wave Polarization behaves as a field with spin 2Polarization separates property of Perturbation up to spin 2 ( Temps)Thatrsquos why Polarization is BRAND NEW
New frontier in Physics Polarization provides new probe to access scalar vector and tensor mode Especially B mode by tensor perturbation provides clue to Inflation EnergyHowever challenging -Requirement High sensitivity (B mode detection) Further understanding of foreground Improvement of systematicBut exciting Handful future mission (PLANCK etc) Reach testify Inflation theory by CMB (Non Gaussianity etc)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 46
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 47
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 48
KWASARY a CMB
Wyniki z LYkwasaroacutew i CMB są konsystentne
Z badań LY kwasaroacutew bullprzy z~6 IGM jest w 1 neutralne -gt jest to bdquoogonrdquo procesu rejonizacjibullPomiary dla 3 najodleglejszych kwasaroacutew wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6 z niewielką dyspersją dla roacuteżnych linii widzeniabullCMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17 Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji
WnioskibullRejonizacja nie jest przejściem fazowymbullRejonizacja trwała w zakresie 6ltzlt20 (6108 lat)bullPierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 38
Secondary anisotropies get contributions from the entire line of sight
Sachs-Wolfe effect It is broken into two parts
the effect of the potential at the surface of last scattering which is the ordinary Sachs-Wolfe effect and
the integrated Sachs-Wolfe (ISW) effect which depends on the change of the gravitational potential while photons of the CMB are passing through a potential well This redshifting or blueshifting of a photon as it passes through potential wells is called the Integrated Sachs-Wolfe effect
Thermal Sunyaev-Zeldovich(SZ) effect1048713Scattering of CMB photons off hot electrons1048713Negative for low and positive for high frequencies1048713Point Sources1048713Contaminate the CMB
The thermal Sunyaev-Zeldovich effect arises from the frequency shift when CMB photons are scattered by the hot electrons in the intra-cluster gas
Peculiar velocities of the hot intra-cluster gas lead to a Doppler shift of the scattered photons which is proportional to the product of the radial peculiar velocity and the electron density integrated along the line of sight through the cluster
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 39
Korelacja TE mierzy głębokość obszaru reionizacjiPomiary modoacutew E
Pozwalana precyzyjniejsze wyznaczenie parametroacutew kosmologicznych rejonizacji indeksu spektralnego widma mocy
Mody B z soczewkowatych modoacutew EBadanie wielkoskalowych struktur do z ~1100
Mody B z fal grawitacyjnych niosą informacje o modelach inflacji
In the foreground-corrected maps we detect l(l + 1)C 2 = 0086 plusmn 0029 ( K)2 This is interpreted as the result of rescattering of the CMB by free electrons released during reionization at zr = 109(+27-23) for a model with instantaneous reionization
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 40
Podsumowując WMAP zaobserwował
sygnał polaryzacji pochodzący z dużego obszaru nieba
Zmierzył bullanizotropie temperaturowe (CTT
l TT power spectrum)
bullKorelacje temperatura ndash polaryzacja E ( CTEl TE power
spectrum)bullAnizotropie polaryzacji E (EE power spectrum)
wynik reionizacja przy z = 11 +-3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 41
Wyniki badania CMB (WMAP)
Rozkład roacuteżnic temperatury TTndash wykres wielokrotnie pokazywany tutaj w skali log
Korelacje temperatura ndash polaryzacja E TE
Polaryzacja E
Polaryzacja B i modele
Wyniki WMAP rysunki wzory etc chyba dobre Fig 25 z pliku httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
TT
TE
EE
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 42
The basic observable of the CMB is its intensity as a function of frequency and direction on the sky n Since the CMB spectrum is an extremely good blackbody with a nearly constant temperature across the sky T we generally describe this observable in terms of a temperature fluctuation
If these fluctuations are Gaussian then the multipole moments of the temperature field
(1)
are fully characterized by their power spectrum
(2)
whose values as a function of l are independent in a given realization For this reason predictions and analyses are typically performed in harmonic space On small sections of the sky where its curvature can be neglected the spherical harmonic analysis becomes ordinary Fourier analysis in two dimensions In this limit becomes the Fourier wavenumber Since the angular wavelength large multipole moments corresponds to small angular scales l~102 with representing degree scale separations Likewise since in this limit the variance of the field is the power spectrum is usually displayed as
(3)httpbackgrounduchicagoedu~whuaraanode4htm
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 43
httpwwwphysicsprincetoneducosmologycapmapcalpaperpdf
In a fixed (xy) basis the Stokes parameters are
For purely monochromatic coherent radiation one can show that
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 44
Key words ndashComplementary and Brand newPolarization power spectrum is complementary to the temperature power spectrum -Combined with temperature anisotropy pol helps reconstruction of cosmological model (Ref Prof Holderrsquos talk)Polarization accesses to vector amp tensor perturbations -Measure Stochastic Gravitational wave -Estimate energy scale of Inflation -Test of Inflation -Observe Gravitation Lensing
Thomson cross section depends on polarization and angleScattered radiation polarized parallel to the incident polarizationBut to polarize Thomson scattering is not enoughBipolar anisotropy cancel out polarization Only Quadruple Anisotropy induces linear polarizationThe combination of Thomson Scattering and Quadruple Anisotropy is relevant
We map all the sky with Stokes parameter S=(I Q U V) Total Intensity IQ amp U parameter describe linear polarizationCircular pol gives V=0These are the property of vector on the point (local quantity)Q and U depends on the coordinate selectionSay with 45 deg rotationQU-Q-UQ Coordinate invariant quantity is better
More suitable description is to define globally One example is called E mode and B mode E amp B mode are group of several polarization vectors E is ldquoDivergencerdquo like and B is ldquoCurlrdquo like No coordinate dependence Important for Gravitational Wave detection B mode can be generated from Gravitational Wave etc What characterize E amp B mode quantitatively
There are two directions in a polarization field -The orientation of polarization -The direction in which pol Changes (eg Temps Modulation)Modulation changes pol amplitude sign but not nature (Q remains Q)The hall mark of E mode is both are parallel or perpendicular In B mode not necessarily alignedImportant is relative orientation not absolute orientation (Q or U) What types of sources realize eachpattern
E mode B mode Bardzo dobre wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 45
wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
Quadruple Anisotropy is categorized into 3 perturbationSpherical harmonic Ylm with l=2 m=0 +-1 +-2Scalar Vector and Tensor perturbationsEach perturbation generates characteristic geometries of polarization Their projection determine the pol Pattern The polarization pattern determines whether E amp B mode are generated
Scalar Perturbation Represent perturbation in the temperature fluctuationPhoton from different temperature produce net polarizationProjection of quadruple anisotropy allows polarization pattern
Polarization is maximum at equatorOnly Q parameter is generated
bullVector perturbation The pattern are dominated by U mode
Tensor Perturbation Both Q and U are present nearly equal amount
Scalar Q E mode only
Vector U mainly B mode
Tensor Q amp U both E amp B mode
3 Peculiar pol pattern raise different pol mode (EampB)Scalar mode never generates B mode Vector amp Tensor modes generate B modeUnder inflation paradigm vector modes decay away and scalar and tensor survive (Topological Defect Model) Detection of B mode would suggests possible existence of Gravity Wave Polarization behaves as a field with spin 2Polarization separates property of Perturbation up to spin 2 ( Temps)Thatrsquos why Polarization is BRAND NEW
New frontier in Physics Polarization provides new probe to access scalar vector and tensor mode Especially B mode by tensor perturbation provides clue to Inflation EnergyHowever challenging -Requirement High sensitivity (B mode detection) Further understanding of foreground Improvement of systematicBut exciting Handful future mission (PLANCK etc) Reach testify Inflation theory by CMB (Non Gaussianity etc)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 46
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 47
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 48
KWASARY a CMB
Wyniki z LYkwasaroacutew i CMB są konsystentne
Z badań LY kwasaroacutew bullprzy z~6 IGM jest w 1 neutralne -gt jest to bdquoogonrdquo procesu rejonizacjibullPomiary dla 3 najodleglejszych kwasaroacutew wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6 z niewielką dyspersją dla roacuteżnych linii widzeniabullCMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17 Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji
WnioskibullRejonizacja nie jest przejściem fazowymbullRejonizacja trwała w zakresie 6ltzlt20 (6108 lat)bullPierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 39
Korelacja TE mierzy głębokość obszaru reionizacjiPomiary modoacutew E
Pozwalana precyzyjniejsze wyznaczenie parametroacutew kosmologicznych rejonizacji indeksu spektralnego widma mocy
Mody B z soczewkowatych modoacutew EBadanie wielkoskalowych struktur do z ~1100
Mody B z fal grawitacyjnych niosą informacje o modelach inflacji
In the foreground-corrected maps we detect l(l + 1)C 2 = 0086 plusmn 0029 ( K)2 This is interpreted as the result of rescattering of the CMB by free electrons released during reionization at zr = 109(+27-23) for a model with instantaneous reionization
httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 40
Podsumowując WMAP zaobserwował
sygnał polaryzacji pochodzący z dużego obszaru nieba
Zmierzył bullanizotropie temperaturowe (CTT
l TT power spectrum)
bullKorelacje temperatura ndash polaryzacja E ( CTEl TE power
spectrum)bullAnizotropie polaryzacji E (EE power spectrum)
wynik reionizacja przy z = 11 +-3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 41
Wyniki badania CMB (WMAP)
Rozkład roacuteżnic temperatury TTndash wykres wielokrotnie pokazywany tutaj w skali log
Korelacje temperatura ndash polaryzacja E TE
Polaryzacja E
Polaryzacja B i modele
Wyniki WMAP rysunki wzory etc chyba dobre Fig 25 z pliku httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
TT
TE
EE
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 42
The basic observable of the CMB is its intensity as a function of frequency and direction on the sky n Since the CMB spectrum is an extremely good blackbody with a nearly constant temperature across the sky T we generally describe this observable in terms of a temperature fluctuation
If these fluctuations are Gaussian then the multipole moments of the temperature field
(1)
are fully characterized by their power spectrum
(2)
whose values as a function of l are independent in a given realization For this reason predictions and analyses are typically performed in harmonic space On small sections of the sky where its curvature can be neglected the spherical harmonic analysis becomes ordinary Fourier analysis in two dimensions In this limit becomes the Fourier wavenumber Since the angular wavelength large multipole moments corresponds to small angular scales l~102 with representing degree scale separations Likewise since in this limit the variance of the field is the power spectrum is usually displayed as
(3)httpbackgrounduchicagoedu~whuaraanode4htm
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 43
httpwwwphysicsprincetoneducosmologycapmapcalpaperpdf
In a fixed (xy) basis the Stokes parameters are
For purely monochromatic coherent radiation one can show that
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 44
Key words ndashComplementary and Brand newPolarization power spectrum is complementary to the temperature power spectrum -Combined with temperature anisotropy pol helps reconstruction of cosmological model (Ref Prof Holderrsquos talk)Polarization accesses to vector amp tensor perturbations -Measure Stochastic Gravitational wave -Estimate energy scale of Inflation -Test of Inflation -Observe Gravitation Lensing
Thomson cross section depends on polarization and angleScattered radiation polarized parallel to the incident polarizationBut to polarize Thomson scattering is not enoughBipolar anisotropy cancel out polarization Only Quadruple Anisotropy induces linear polarizationThe combination of Thomson Scattering and Quadruple Anisotropy is relevant
We map all the sky with Stokes parameter S=(I Q U V) Total Intensity IQ amp U parameter describe linear polarizationCircular pol gives V=0These are the property of vector on the point (local quantity)Q and U depends on the coordinate selectionSay with 45 deg rotationQU-Q-UQ Coordinate invariant quantity is better
More suitable description is to define globally One example is called E mode and B mode E amp B mode are group of several polarization vectors E is ldquoDivergencerdquo like and B is ldquoCurlrdquo like No coordinate dependence Important for Gravitational Wave detection B mode can be generated from Gravitational Wave etc What characterize E amp B mode quantitatively
There are two directions in a polarization field -The orientation of polarization -The direction in which pol Changes (eg Temps Modulation)Modulation changes pol amplitude sign but not nature (Q remains Q)The hall mark of E mode is both are parallel or perpendicular In B mode not necessarily alignedImportant is relative orientation not absolute orientation (Q or U) What types of sources realize eachpattern
E mode B mode Bardzo dobre wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 45
wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
Quadruple Anisotropy is categorized into 3 perturbationSpherical harmonic Ylm with l=2 m=0 +-1 +-2Scalar Vector and Tensor perturbationsEach perturbation generates characteristic geometries of polarization Their projection determine the pol Pattern The polarization pattern determines whether E amp B mode are generated
Scalar Perturbation Represent perturbation in the temperature fluctuationPhoton from different temperature produce net polarizationProjection of quadruple anisotropy allows polarization pattern
Polarization is maximum at equatorOnly Q parameter is generated
bullVector perturbation The pattern are dominated by U mode
Tensor Perturbation Both Q and U are present nearly equal amount
Scalar Q E mode only
Vector U mainly B mode
Tensor Q amp U both E amp B mode
3 Peculiar pol pattern raise different pol mode (EampB)Scalar mode never generates B mode Vector amp Tensor modes generate B modeUnder inflation paradigm vector modes decay away and scalar and tensor survive (Topological Defect Model) Detection of B mode would suggests possible existence of Gravity Wave Polarization behaves as a field with spin 2Polarization separates property of Perturbation up to spin 2 ( Temps)Thatrsquos why Polarization is BRAND NEW
New frontier in Physics Polarization provides new probe to access scalar vector and tensor mode Especially B mode by tensor perturbation provides clue to Inflation EnergyHowever challenging -Requirement High sensitivity (B mode detection) Further understanding of foreground Improvement of systematicBut exciting Handful future mission (PLANCK etc) Reach testify Inflation theory by CMB (Non Gaussianity etc)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 46
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 47
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 48
KWASARY a CMB
Wyniki z LYkwasaroacutew i CMB są konsystentne
Z badań LY kwasaroacutew bullprzy z~6 IGM jest w 1 neutralne -gt jest to bdquoogonrdquo procesu rejonizacjibullPomiary dla 3 najodleglejszych kwasaroacutew wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6 z niewielką dyspersją dla roacuteżnych linii widzeniabullCMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17 Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji
WnioskibullRejonizacja nie jest przejściem fazowymbullRejonizacja trwała w zakresie 6ltzlt20 (6108 lat)bullPierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 40
Podsumowując WMAP zaobserwował
sygnał polaryzacji pochodzący z dużego obszaru nieba
Zmierzył bullanizotropie temperaturowe (CTT
l TT power spectrum)
bullKorelacje temperatura ndash polaryzacja E ( CTEl TE power
spectrum)bullAnizotropie polaryzacji E (EE power spectrum)
wynik reionizacja przy z = 11 +-3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 41
Wyniki badania CMB (WMAP)
Rozkład roacuteżnic temperatury TTndash wykres wielokrotnie pokazywany tutaj w skali log
Korelacje temperatura ndash polaryzacja E TE
Polaryzacja E
Polaryzacja B i modele
Wyniki WMAP rysunki wzory etc chyba dobre Fig 25 z pliku httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
TT
TE
EE
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 42
The basic observable of the CMB is its intensity as a function of frequency and direction on the sky n Since the CMB spectrum is an extremely good blackbody with a nearly constant temperature across the sky T we generally describe this observable in terms of a temperature fluctuation
If these fluctuations are Gaussian then the multipole moments of the temperature field
(1)
are fully characterized by their power spectrum
(2)
whose values as a function of l are independent in a given realization For this reason predictions and analyses are typically performed in harmonic space On small sections of the sky where its curvature can be neglected the spherical harmonic analysis becomes ordinary Fourier analysis in two dimensions In this limit becomes the Fourier wavenumber Since the angular wavelength large multipole moments corresponds to small angular scales l~102 with representing degree scale separations Likewise since in this limit the variance of the field is the power spectrum is usually displayed as
(3)httpbackgrounduchicagoedu~whuaraanode4htm
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 43
httpwwwphysicsprincetoneducosmologycapmapcalpaperpdf
In a fixed (xy) basis the Stokes parameters are
For purely monochromatic coherent radiation one can show that
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 44
Key words ndashComplementary and Brand newPolarization power spectrum is complementary to the temperature power spectrum -Combined with temperature anisotropy pol helps reconstruction of cosmological model (Ref Prof Holderrsquos talk)Polarization accesses to vector amp tensor perturbations -Measure Stochastic Gravitational wave -Estimate energy scale of Inflation -Test of Inflation -Observe Gravitation Lensing
Thomson cross section depends on polarization and angleScattered radiation polarized parallel to the incident polarizationBut to polarize Thomson scattering is not enoughBipolar anisotropy cancel out polarization Only Quadruple Anisotropy induces linear polarizationThe combination of Thomson Scattering and Quadruple Anisotropy is relevant
We map all the sky with Stokes parameter S=(I Q U V) Total Intensity IQ amp U parameter describe linear polarizationCircular pol gives V=0These are the property of vector on the point (local quantity)Q and U depends on the coordinate selectionSay with 45 deg rotationQU-Q-UQ Coordinate invariant quantity is better
More suitable description is to define globally One example is called E mode and B mode E amp B mode are group of several polarization vectors E is ldquoDivergencerdquo like and B is ldquoCurlrdquo like No coordinate dependence Important for Gravitational Wave detection B mode can be generated from Gravitational Wave etc What characterize E amp B mode quantitatively
There are two directions in a polarization field -The orientation of polarization -The direction in which pol Changes (eg Temps Modulation)Modulation changes pol amplitude sign but not nature (Q remains Q)The hall mark of E mode is both are parallel or perpendicular In B mode not necessarily alignedImportant is relative orientation not absolute orientation (Q or U) What types of sources realize eachpattern
E mode B mode Bardzo dobre wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 45
wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
Quadruple Anisotropy is categorized into 3 perturbationSpherical harmonic Ylm with l=2 m=0 +-1 +-2Scalar Vector and Tensor perturbationsEach perturbation generates characteristic geometries of polarization Their projection determine the pol Pattern The polarization pattern determines whether E amp B mode are generated
Scalar Perturbation Represent perturbation in the temperature fluctuationPhoton from different temperature produce net polarizationProjection of quadruple anisotropy allows polarization pattern
Polarization is maximum at equatorOnly Q parameter is generated
bullVector perturbation The pattern are dominated by U mode
Tensor Perturbation Both Q and U are present nearly equal amount
Scalar Q E mode only
Vector U mainly B mode
Tensor Q amp U both E amp B mode
3 Peculiar pol pattern raise different pol mode (EampB)Scalar mode never generates B mode Vector amp Tensor modes generate B modeUnder inflation paradigm vector modes decay away and scalar and tensor survive (Topological Defect Model) Detection of B mode would suggests possible existence of Gravity Wave Polarization behaves as a field with spin 2Polarization separates property of Perturbation up to spin 2 ( Temps)Thatrsquos why Polarization is BRAND NEW
New frontier in Physics Polarization provides new probe to access scalar vector and tensor mode Especially B mode by tensor perturbation provides clue to Inflation EnergyHowever challenging -Requirement High sensitivity (B mode detection) Further understanding of foreground Improvement of systematicBut exciting Handful future mission (PLANCK etc) Reach testify Inflation theory by CMB (Non Gaussianity etc)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 46
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 47
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 48
KWASARY a CMB
Wyniki z LYkwasaroacutew i CMB są konsystentne
Z badań LY kwasaroacutew bullprzy z~6 IGM jest w 1 neutralne -gt jest to bdquoogonrdquo procesu rejonizacjibullPomiary dla 3 najodleglejszych kwasaroacutew wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6 z niewielką dyspersją dla roacuteżnych linii widzeniabullCMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17 Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji
WnioskibullRejonizacja nie jest przejściem fazowymbullRejonizacja trwała w zakresie 6ltzlt20 (6108 lat)bullPierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 41
Wyniki badania CMB (WMAP)
Rozkład roacuteżnic temperatury TTndash wykres wielokrotnie pokazywany tutaj w skali log
Korelacje temperatura ndash polaryzacja E TE
Polaryzacja E
Polaryzacja B i modele
Wyniki WMAP rysunki wzory etc chyba dobre Fig 25 z pliku httpwwwjournalsuchicagoeduApJjournalissuesApJSv170n26489564895html
TT
TE
EE
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 42
The basic observable of the CMB is its intensity as a function of frequency and direction on the sky n Since the CMB spectrum is an extremely good blackbody with a nearly constant temperature across the sky T we generally describe this observable in terms of a temperature fluctuation
If these fluctuations are Gaussian then the multipole moments of the temperature field
(1)
are fully characterized by their power spectrum
(2)
whose values as a function of l are independent in a given realization For this reason predictions and analyses are typically performed in harmonic space On small sections of the sky where its curvature can be neglected the spherical harmonic analysis becomes ordinary Fourier analysis in two dimensions In this limit becomes the Fourier wavenumber Since the angular wavelength large multipole moments corresponds to small angular scales l~102 with representing degree scale separations Likewise since in this limit the variance of the field is the power spectrum is usually displayed as
(3)httpbackgrounduchicagoedu~whuaraanode4htm
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 43
httpwwwphysicsprincetoneducosmologycapmapcalpaperpdf
In a fixed (xy) basis the Stokes parameters are
For purely monochromatic coherent radiation one can show that
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 44
Key words ndashComplementary and Brand newPolarization power spectrum is complementary to the temperature power spectrum -Combined with temperature anisotropy pol helps reconstruction of cosmological model (Ref Prof Holderrsquos talk)Polarization accesses to vector amp tensor perturbations -Measure Stochastic Gravitational wave -Estimate energy scale of Inflation -Test of Inflation -Observe Gravitation Lensing
Thomson cross section depends on polarization and angleScattered radiation polarized parallel to the incident polarizationBut to polarize Thomson scattering is not enoughBipolar anisotropy cancel out polarization Only Quadruple Anisotropy induces linear polarizationThe combination of Thomson Scattering and Quadruple Anisotropy is relevant
We map all the sky with Stokes parameter S=(I Q U V) Total Intensity IQ amp U parameter describe linear polarizationCircular pol gives V=0These are the property of vector on the point (local quantity)Q and U depends on the coordinate selectionSay with 45 deg rotationQU-Q-UQ Coordinate invariant quantity is better
More suitable description is to define globally One example is called E mode and B mode E amp B mode are group of several polarization vectors E is ldquoDivergencerdquo like and B is ldquoCurlrdquo like No coordinate dependence Important for Gravitational Wave detection B mode can be generated from Gravitational Wave etc What characterize E amp B mode quantitatively
There are two directions in a polarization field -The orientation of polarization -The direction in which pol Changes (eg Temps Modulation)Modulation changes pol amplitude sign but not nature (Q remains Q)The hall mark of E mode is both are parallel or perpendicular In B mode not necessarily alignedImportant is relative orientation not absolute orientation (Q or U) What types of sources realize eachpattern
E mode B mode Bardzo dobre wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 45
wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
Quadruple Anisotropy is categorized into 3 perturbationSpherical harmonic Ylm with l=2 m=0 +-1 +-2Scalar Vector and Tensor perturbationsEach perturbation generates characteristic geometries of polarization Their projection determine the pol Pattern The polarization pattern determines whether E amp B mode are generated
Scalar Perturbation Represent perturbation in the temperature fluctuationPhoton from different temperature produce net polarizationProjection of quadruple anisotropy allows polarization pattern
Polarization is maximum at equatorOnly Q parameter is generated
bullVector perturbation The pattern are dominated by U mode
Tensor Perturbation Both Q and U are present nearly equal amount
Scalar Q E mode only
Vector U mainly B mode
Tensor Q amp U both E amp B mode
3 Peculiar pol pattern raise different pol mode (EampB)Scalar mode never generates B mode Vector amp Tensor modes generate B modeUnder inflation paradigm vector modes decay away and scalar and tensor survive (Topological Defect Model) Detection of B mode would suggests possible existence of Gravity Wave Polarization behaves as a field with spin 2Polarization separates property of Perturbation up to spin 2 ( Temps)Thatrsquos why Polarization is BRAND NEW
New frontier in Physics Polarization provides new probe to access scalar vector and tensor mode Especially B mode by tensor perturbation provides clue to Inflation EnergyHowever challenging -Requirement High sensitivity (B mode detection) Further understanding of foreground Improvement of systematicBut exciting Handful future mission (PLANCK etc) Reach testify Inflation theory by CMB (Non Gaussianity etc)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 46
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 47
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 48
KWASARY a CMB
Wyniki z LYkwasaroacutew i CMB są konsystentne
Z badań LY kwasaroacutew bullprzy z~6 IGM jest w 1 neutralne -gt jest to bdquoogonrdquo procesu rejonizacjibullPomiary dla 3 najodleglejszych kwasaroacutew wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6 z niewielką dyspersją dla roacuteżnych linii widzeniabullCMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17 Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji
WnioskibullRejonizacja nie jest przejściem fazowymbullRejonizacja trwała w zakresie 6ltzlt20 (6108 lat)bullPierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 42
The basic observable of the CMB is its intensity as a function of frequency and direction on the sky n Since the CMB spectrum is an extremely good blackbody with a nearly constant temperature across the sky T we generally describe this observable in terms of a temperature fluctuation
If these fluctuations are Gaussian then the multipole moments of the temperature field
(1)
are fully characterized by their power spectrum
(2)
whose values as a function of l are independent in a given realization For this reason predictions and analyses are typically performed in harmonic space On small sections of the sky where its curvature can be neglected the spherical harmonic analysis becomes ordinary Fourier analysis in two dimensions In this limit becomes the Fourier wavenumber Since the angular wavelength large multipole moments corresponds to small angular scales l~102 with representing degree scale separations Likewise since in this limit the variance of the field is the power spectrum is usually displayed as
(3)httpbackgrounduchicagoedu~whuaraanode4htm
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 43
httpwwwphysicsprincetoneducosmologycapmapcalpaperpdf
In a fixed (xy) basis the Stokes parameters are
For purely monochromatic coherent radiation one can show that
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 44
Key words ndashComplementary and Brand newPolarization power spectrum is complementary to the temperature power spectrum -Combined with temperature anisotropy pol helps reconstruction of cosmological model (Ref Prof Holderrsquos talk)Polarization accesses to vector amp tensor perturbations -Measure Stochastic Gravitational wave -Estimate energy scale of Inflation -Test of Inflation -Observe Gravitation Lensing
Thomson cross section depends on polarization and angleScattered radiation polarized parallel to the incident polarizationBut to polarize Thomson scattering is not enoughBipolar anisotropy cancel out polarization Only Quadruple Anisotropy induces linear polarizationThe combination of Thomson Scattering and Quadruple Anisotropy is relevant
We map all the sky with Stokes parameter S=(I Q U V) Total Intensity IQ amp U parameter describe linear polarizationCircular pol gives V=0These are the property of vector on the point (local quantity)Q and U depends on the coordinate selectionSay with 45 deg rotationQU-Q-UQ Coordinate invariant quantity is better
More suitable description is to define globally One example is called E mode and B mode E amp B mode are group of several polarization vectors E is ldquoDivergencerdquo like and B is ldquoCurlrdquo like No coordinate dependence Important for Gravitational Wave detection B mode can be generated from Gravitational Wave etc What characterize E amp B mode quantitatively
There are two directions in a polarization field -The orientation of polarization -The direction in which pol Changes (eg Temps Modulation)Modulation changes pol amplitude sign but not nature (Q remains Q)The hall mark of E mode is both are parallel or perpendicular In B mode not necessarily alignedImportant is relative orientation not absolute orientation (Q or U) What types of sources realize eachpattern
E mode B mode Bardzo dobre wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 45
wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
Quadruple Anisotropy is categorized into 3 perturbationSpherical harmonic Ylm with l=2 m=0 +-1 +-2Scalar Vector and Tensor perturbationsEach perturbation generates characteristic geometries of polarization Their projection determine the pol Pattern The polarization pattern determines whether E amp B mode are generated
Scalar Perturbation Represent perturbation in the temperature fluctuationPhoton from different temperature produce net polarizationProjection of quadruple anisotropy allows polarization pattern
Polarization is maximum at equatorOnly Q parameter is generated
bullVector perturbation The pattern are dominated by U mode
Tensor Perturbation Both Q and U are present nearly equal amount
Scalar Q E mode only
Vector U mainly B mode
Tensor Q amp U both E amp B mode
3 Peculiar pol pattern raise different pol mode (EampB)Scalar mode never generates B mode Vector amp Tensor modes generate B modeUnder inflation paradigm vector modes decay away and scalar and tensor survive (Topological Defect Model) Detection of B mode would suggests possible existence of Gravity Wave Polarization behaves as a field with spin 2Polarization separates property of Perturbation up to spin 2 ( Temps)Thatrsquos why Polarization is BRAND NEW
New frontier in Physics Polarization provides new probe to access scalar vector and tensor mode Especially B mode by tensor perturbation provides clue to Inflation EnergyHowever challenging -Requirement High sensitivity (B mode detection) Further understanding of foreground Improvement of systematicBut exciting Handful future mission (PLANCK etc) Reach testify Inflation theory by CMB (Non Gaussianity etc)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 46
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 47
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 48
KWASARY a CMB
Wyniki z LYkwasaroacutew i CMB są konsystentne
Z badań LY kwasaroacutew bullprzy z~6 IGM jest w 1 neutralne -gt jest to bdquoogonrdquo procesu rejonizacjibullPomiary dla 3 najodleglejszych kwasaroacutew wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6 z niewielką dyspersją dla roacuteżnych linii widzeniabullCMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17 Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji
WnioskibullRejonizacja nie jest przejściem fazowymbullRejonizacja trwała w zakresie 6ltzlt20 (6108 lat)bullPierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 43
httpwwwphysicsprincetoneducosmologycapmapcalpaperpdf
In a fixed (xy) basis the Stokes parameters are
For purely monochromatic coherent radiation one can show that
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 44
Key words ndashComplementary and Brand newPolarization power spectrum is complementary to the temperature power spectrum -Combined with temperature anisotropy pol helps reconstruction of cosmological model (Ref Prof Holderrsquos talk)Polarization accesses to vector amp tensor perturbations -Measure Stochastic Gravitational wave -Estimate energy scale of Inflation -Test of Inflation -Observe Gravitation Lensing
Thomson cross section depends on polarization and angleScattered radiation polarized parallel to the incident polarizationBut to polarize Thomson scattering is not enoughBipolar anisotropy cancel out polarization Only Quadruple Anisotropy induces linear polarizationThe combination of Thomson Scattering and Quadruple Anisotropy is relevant
We map all the sky with Stokes parameter S=(I Q U V) Total Intensity IQ amp U parameter describe linear polarizationCircular pol gives V=0These are the property of vector on the point (local quantity)Q and U depends on the coordinate selectionSay with 45 deg rotationQU-Q-UQ Coordinate invariant quantity is better
More suitable description is to define globally One example is called E mode and B mode E amp B mode are group of several polarization vectors E is ldquoDivergencerdquo like and B is ldquoCurlrdquo like No coordinate dependence Important for Gravitational Wave detection B mode can be generated from Gravitational Wave etc What characterize E amp B mode quantitatively
There are two directions in a polarization field -The orientation of polarization -The direction in which pol Changes (eg Temps Modulation)Modulation changes pol amplitude sign but not nature (Q remains Q)The hall mark of E mode is both are parallel or perpendicular In B mode not necessarily alignedImportant is relative orientation not absolute orientation (Q or U) What types of sources realize eachpattern
E mode B mode Bardzo dobre wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 45
wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
Quadruple Anisotropy is categorized into 3 perturbationSpherical harmonic Ylm with l=2 m=0 +-1 +-2Scalar Vector and Tensor perturbationsEach perturbation generates characteristic geometries of polarization Their projection determine the pol Pattern The polarization pattern determines whether E amp B mode are generated
Scalar Perturbation Represent perturbation in the temperature fluctuationPhoton from different temperature produce net polarizationProjection of quadruple anisotropy allows polarization pattern
Polarization is maximum at equatorOnly Q parameter is generated
bullVector perturbation The pattern are dominated by U mode
Tensor Perturbation Both Q and U are present nearly equal amount
Scalar Q E mode only
Vector U mainly B mode
Tensor Q amp U both E amp B mode
3 Peculiar pol pattern raise different pol mode (EampB)Scalar mode never generates B mode Vector amp Tensor modes generate B modeUnder inflation paradigm vector modes decay away and scalar and tensor survive (Topological Defect Model) Detection of B mode would suggests possible existence of Gravity Wave Polarization behaves as a field with spin 2Polarization separates property of Perturbation up to spin 2 ( Temps)Thatrsquos why Polarization is BRAND NEW
New frontier in Physics Polarization provides new probe to access scalar vector and tensor mode Especially B mode by tensor perturbation provides clue to Inflation EnergyHowever challenging -Requirement High sensitivity (B mode detection) Further understanding of foreground Improvement of systematicBut exciting Handful future mission (PLANCK etc) Reach testify Inflation theory by CMB (Non Gaussianity etc)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 46
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 47
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 48
KWASARY a CMB
Wyniki z LYkwasaroacutew i CMB są konsystentne
Z badań LY kwasaroacutew bullprzy z~6 IGM jest w 1 neutralne -gt jest to bdquoogonrdquo procesu rejonizacjibullPomiary dla 3 najodleglejszych kwasaroacutew wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6 z niewielką dyspersją dla roacuteżnych linii widzeniabullCMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17 Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji
WnioskibullRejonizacja nie jest przejściem fazowymbullRejonizacja trwała w zakresie 6ltzlt20 (6108 lat)bullPierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 44
Key words ndashComplementary and Brand newPolarization power spectrum is complementary to the temperature power spectrum -Combined with temperature anisotropy pol helps reconstruction of cosmological model (Ref Prof Holderrsquos talk)Polarization accesses to vector amp tensor perturbations -Measure Stochastic Gravitational wave -Estimate energy scale of Inflation -Test of Inflation -Observe Gravitation Lensing
Thomson cross section depends on polarization and angleScattered radiation polarized parallel to the incident polarizationBut to polarize Thomson scattering is not enoughBipolar anisotropy cancel out polarization Only Quadruple Anisotropy induces linear polarizationThe combination of Thomson Scattering and Quadruple Anisotropy is relevant
We map all the sky with Stokes parameter S=(I Q U V) Total Intensity IQ amp U parameter describe linear polarizationCircular pol gives V=0These are the property of vector on the point (local quantity)Q and U depends on the coordinate selectionSay with 45 deg rotationQU-Q-UQ Coordinate invariant quantity is better
More suitable description is to define globally One example is called E mode and B mode E amp B mode are group of several polarization vectors E is ldquoDivergencerdquo like and B is ldquoCurlrdquo like No coordinate dependence Important for Gravitational Wave detection B mode can be generated from Gravitational Wave etc What characterize E amp B mode quantitatively
There are two directions in a polarization field -The orientation of polarization -The direction in which pol Changes (eg Temps Modulation)Modulation changes pol amplitude sign but not nature (Q remains Q)The hall mark of E mode is both are parallel or perpendicular In B mode not necessarily alignedImportant is relative orientation not absolute orientation (Q or U) What types of sources realize eachpattern
E mode B mode Bardzo dobre wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 45
wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
Quadruple Anisotropy is categorized into 3 perturbationSpherical harmonic Ylm with l=2 m=0 +-1 +-2Scalar Vector and Tensor perturbationsEach perturbation generates characteristic geometries of polarization Their projection determine the pol Pattern The polarization pattern determines whether E amp B mode are generated
Scalar Perturbation Represent perturbation in the temperature fluctuationPhoton from different temperature produce net polarizationProjection of quadruple anisotropy allows polarization pattern
Polarization is maximum at equatorOnly Q parameter is generated
bullVector perturbation The pattern are dominated by U mode
Tensor Perturbation Both Q and U are present nearly equal amount
Scalar Q E mode only
Vector U mainly B mode
Tensor Q amp U both E amp B mode
3 Peculiar pol pattern raise different pol mode (EampB)Scalar mode never generates B mode Vector amp Tensor modes generate B modeUnder inflation paradigm vector modes decay away and scalar and tensor survive (Topological Defect Model) Detection of B mode would suggests possible existence of Gravity Wave Polarization behaves as a field with spin 2Polarization separates property of Perturbation up to spin 2 ( Temps)Thatrsquos why Polarization is BRAND NEW
New frontier in Physics Polarization provides new probe to access scalar vector and tensor mode Especially B mode by tensor perturbation provides clue to Inflation EnergyHowever challenging -Requirement High sensitivity (B mode detection) Further understanding of foreground Improvement of systematicBut exciting Handful future mission (PLANCK etc) Reach testify Inflation theory by CMB (Non Gaussianity etc)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 46
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 47
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 48
KWASARY a CMB
Wyniki z LYkwasaroacutew i CMB są konsystentne
Z badań LY kwasaroacutew bullprzy z~6 IGM jest w 1 neutralne -gt jest to bdquoogonrdquo procesu rejonizacjibullPomiary dla 3 najodleglejszych kwasaroacutew wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6 z niewielką dyspersją dla roacuteżnych linii widzeniabullCMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17 Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji
WnioskibullRejonizacja nie jest przejściem fazowymbullRejonizacja trwała w zakresie 6ltzlt20 (6108 lat)bullPierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 45
wwwphysicsmcgillca~yoshihisaAstro-tea-Yoshi-04-13-2006ppt
Quadruple Anisotropy is categorized into 3 perturbationSpherical harmonic Ylm with l=2 m=0 +-1 +-2Scalar Vector and Tensor perturbationsEach perturbation generates characteristic geometries of polarization Their projection determine the pol Pattern The polarization pattern determines whether E amp B mode are generated
Scalar Perturbation Represent perturbation in the temperature fluctuationPhoton from different temperature produce net polarizationProjection of quadruple anisotropy allows polarization pattern
Polarization is maximum at equatorOnly Q parameter is generated
bullVector perturbation The pattern are dominated by U mode
Tensor Perturbation Both Q and U are present nearly equal amount
Scalar Q E mode only
Vector U mainly B mode
Tensor Q amp U both E amp B mode
3 Peculiar pol pattern raise different pol mode (EampB)Scalar mode never generates B mode Vector amp Tensor modes generate B modeUnder inflation paradigm vector modes decay away and scalar and tensor survive (Topological Defect Model) Detection of B mode would suggests possible existence of Gravity Wave Polarization behaves as a field with spin 2Polarization separates property of Perturbation up to spin 2 ( Temps)Thatrsquos why Polarization is BRAND NEW
New frontier in Physics Polarization provides new probe to access scalar vector and tensor mode Especially B mode by tensor perturbation provides clue to Inflation EnergyHowever challenging -Requirement High sensitivity (B mode detection) Further understanding of foreground Improvement of systematicBut exciting Handful future mission (PLANCK etc) Reach testify Inflation theory by CMB (Non Gaussianity etc)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 46
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 47
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 48
KWASARY a CMB
Wyniki z LYkwasaroacutew i CMB są konsystentne
Z badań LY kwasaroacutew bullprzy z~6 IGM jest w 1 neutralne -gt jest to bdquoogonrdquo procesu rejonizacjibullPomiary dla 3 najodleglejszych kwasaroacutew wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6 z niewielką dyspersją dla roacuteżnych linii widzeniabullCMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17 Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji
WnioskibullRejonizacja nie jest przejściem fazowymbullRejonizacja trwała w zakresie 6ltzlt20 (6108 lat)bullPierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 46
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 47
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 48
KWASARY a CMB
Wyniki z LYkwasaroacutew i CMB są konsystentne
Z badań LY kwasaroacutew bullprzy z~6 IGM jest w 1 neutralne -gt jest to bdquoogonrdquo procesu rejonizacjibullPomiary dla 3 najodleglejszych kwasaroacutew wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6 z niewielką dyspersją dla roacuteżnych linii widzeniabullCMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17 Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji
WnioskibullRejonizacja nie jest przejściem fazowymbullRejonizacja trwała w zakresie 6ltzlt20 (6108 lat)bullPierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 47
httpwwwroeacukifapostgradpedagogy2007_memaripdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 48
KWASARY a CMB
Wyniki z LYkwasaroacutew i CMB są konsystentne
Z badań LY kwasaroacutew bullprzy z~6 IGM jest w 1 neutralne -gt jest to bdquoogonrdquo procesu rejonizacjibullPomiary dla 3 najodleglejszych kwasaroacutew wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6 z niewielką dyspersją dla roacuteżnych linii widzeniabullCMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17 Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji
WnioskibullRejonizacja nie jest przejściem fazowymbullRejonizacja trwała w zakresie 6ltzlt20 (6108 lat)bullPierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 48
KWASARY a CMB
Wyniki z LYkwasaroacutew i CMB są konsystentne
Z badań LY kwasaroacutew bullprzy z~6 IGM jest w 1 neutralne -gt jest to bdquoogonrdquo procesu rejonizacjibullPomiary dla 3 najodleglejszych kwasaroacutew wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6 z niewielką dyspersją dla roacuteżnych linii widzeniabullCMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17 Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji
WnioskibullRejonizacja nie jest przejściem fazowymbullRejonizacja trwała w zakresie 6ltzlt20 (6108 lat)bullPierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 49
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdf
Tak można sobie wyobrazićhellip
z
WW
czas
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 50
Indeed the GP effect and CMB largescalepolarization studies can be considered complimentary probes of reionizationwith optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization whereasCMBstudies are weighted toward the higher redshifts when the densities were higherThe data argue against a simple reionization history in which the IGM remainslargely neutral from z 1100 to sim z 6ndash7 with a single phase transition at sim z 6 (thesimldquolaterdquo model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reachedcomplete ionization at z 15ndash20 and remained so ever since (the ldquoearlyrdquo model insimFigure 15) These facts combined with the large line-of-sight variations at the endof reionization as indicated by GP measurements suggest a more extended reionizationhistory Interestingly the latest theoretical models with reionization caused byPopulation II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAPCMB polarization measurement (eg Gnedin amp Fan 2006) Current data do notpresent strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III
star formation at zgt15 to reionization (Haiman ampthat reionization is less an event than a process extended in both time and spaceBadanie rejonizacji poprzez efekt G-P oraz polaryzacji CMB jest
komplementarne
G-P pozwalana wyznaczenie końca okresu rejonizacji
CMB przesuwa te badania do większych z Przy z ~14 ionizacja jest znaczaca
Wydaje się że IGM nie pozostaje neutralny w zakresie 1100ltzlt6 (late)
Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20ltzlt15i taki pozostaje (bdquoearlyrdquo)
Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni
z 11 plusmn 3sim
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 51
WNIOSKI KWASARY a CMB
Wyniki badań rejonizacji poprzez bullefekt Gunn-Petersona oraz bullpolaryzacji CMB są komplementarne
Efekt Gunn-Petersona pozwalana na wyznaczenie końca okresu rejonizacji (z~6)Z CMB otrzymana jest informacja dla większych z Wynik Przy z ~14 jonizacja jest znacząca
Wydaje się że dane przeczą prostemu obrazowi rejonizacji bdquolate rejonizationrdquo z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla zgt6 bdquoearly rejonizationrdquo ktoacutery przewiduje pełną jonizację IGM dla 15ltzlt 20
Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni
httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
modele
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 52
Fig15 httpsancerreasarizonaedu~fanpapersannurevastro44051905pdf
Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z)
z
KWASARY i CMB
Wyznaczenie zawartości neutralnego
wodoru
WMAP ndash wodoacuter jest jeszcze zjonizowany z =11 +- 3
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 53
Most powerful explosions in UniversebullBirth sites of black holesbullUltra-relativistic outflowsbullRelation to hypernovae end-points of massive stars and nucleosynthesisbullProbes of the early UniversehostgalaxyGRBThe most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1)Cosmological events (z~1-3)The rate is ~1000 per year (~11000 of the SNe rate)Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved)Related to the deaths of massive stars (SNe associations)
httpsciencehqnasagovstrategysscacSEUS0310Gehrels_Swiftpdf
wwwawatohokuacjptaup2007slidesworkshop12roomDTAUP07_Muraseppt
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 54
GRB i wczesny Wszechświat
Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1 wieku
Były to gwiazdy kroacutetkożyjące i ciężkie
Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy
Oczekuje się że występują dla z (~20 ) większych niż QSO
Zaroacutewno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 55
GRB i wczesny WszechświatObserwacja GRB
bullTrygerowalne obniżenie progu trygera pozwoli () zwiększyć zakres z bullbardzo jasne źroacutedła jaśniejsze od galaktykrsquo
intensywność poświaty nie maleje ze wzrostem z Ze względu na dylatację czasu ustalony czas pomiaru w stosunku do trygera odpowiada coraz wcześniejszemu czasowi w układzie GRB dla dużych z
bullStatystyka oczekiwania 2 dzień Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )
W przeciwieństwie do QSO bullpoświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji ponieważ
brak silnej linii emisyjnej LY oraz efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonoacutew a z kwasara)
Podobnie do QSO bullmają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji
httpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpcfa-wwwharvardeduevents2002grbconfindexspeaker_presentationloebpdfhttpwwwnaturecomnaturejournalv440n7081fullnature04552html
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 56
Oficjalny rekord odległości wieku to galaktyka IOK-1 z =696 powstała 78108 lat ABB (Subaru)
Rekordzista długi burst GRB050904bullZlokalizowany obserwowany przez Swift
Szereg pomiaroacutew fotometria z= 639Spektroskopia pomiar Subaru (85m) po 35 dniach z = 6295 (poprzedni rekord z= 45) jest to ~6 obecnego wieku Wszechświata
bullzmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodorubullporoacutewnywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykamibullStrumień w X gt 105 strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X
GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5467 drugie co do wartości (wynik VLT)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 57
Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos do QSO
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 58
PODSUMOWANIE
W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane
Dla z = 1089 następuje Rekombinacja (CMB)
Dla z ~11 następuje ReionizacjabullWtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn złożone z H i He z niezmiernie małą zawartością metali)bullGwiazdy PopIII
Są bardzo ciężkie (~200 M0)Nie zawierają metaliŻyją kroacutetko ndash kończąc w zależności od masy jako BH NS SNZapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne)
bullMechanizm ich powstawania roacuteżni się od mechanizmu powstawania gwiazd z zawartością metali (Pop II i Pop I)
Czy częstość powstawania gwiazd jest dostatecznie duża by spowodować rejonizację
Kiedy i jak powstały ciężkie pierwiastki obecne w IGM
Dlatego możliwość dużej liczby GRB dla dużych z
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 59
Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H ktoacutere roacuteżnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu triplet ndash singlet (Struktura nadsubtelna)
Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty roacutewnoległe)
1 przejście 100 lat 1 atom H
Wodoacuter Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz)
httphyperphysicsphy-astrgsueduhbasequantumh21htmlhttpwwwanswerscomtopichydrogen-linecat=technology b dobre vhttpwwwskatelescopeorgPDFnewspourlascience_steve-wim_20070706pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 60
Struktura nadsubtelna wodoru ndash linia 21 cm i LOFAR
Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodoacuter będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstościRedshift 6 ndash 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz ndash 200 MHz
LOwFrequencyARrray ndash (poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badaćW bardzo odległym Wszechświecie ( 7 lt z lt 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w ktoacuterym HI (neutralny) został zjonizowany Sygnał reionizacji wodoru pochodzi z z gdzie powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki kończących epokę Dark Ages Redshift modyfikuje częstość 1420 MHz tak ze wchodzi ona w bdquooknordquo obserwacyjne LOFARUW odległym (15lt z lt 7) Wszechświecie powstawanie wielkich galaktyk ich klastroacutew oraz aktywnych jąder galaktyk Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji Szereg innych zagadnień ndash np promieniowanie kosmiczne
httpwwwlofarorgPDFNL-CASE-10pdf httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 61
wwwoampfrlamequipesintercombes05ppt httplanlarxivorgPS_cacheastro-phpdf03070307240v1pdf Tez o innych radioteleskopachhttpwwwmpifr-bonnmpgdepublicprwhitepaperoct6pdf
Anteny LOFAR ndash zakończenie 2012
Anteny ~100 stację dla 4 ndash 10 m oraz 1 ndash 3 mCałość 10 000 anten Częstości LOFAR 10 30 75 120 200 MHz ltlt 1420 MHz(=21 cm)
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 62
Radioteleskop SKA Square kilometer Array w Australii -gt 106 m2 anteny
uruchomiony ~ 2012 - 2020
httpwwwskatelescopeorgpagespage_astronomhtm
LOFAR jest wstępem dla SKA
Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjaznehellip
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 63
httpwwwphysicsucieduCosmologybarton_elizabethpdf
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-
mhs październik 2007 historia jonizacji wodoru 64
Growing evidences of early (PopIII ) SF stellar mass NIRBNear Infrared Background (NIRB) can be a powerful tool to observe the era of reionization Ultraviolet photons that ionized the universe at a redshift of around 10 are redshifted into what we observe as the near infrared Therefore some light from in the near infrared background must come from the era of reionization ndash and perhaps the first few generations of stars
reionization EMPS extremely metal-poor (EMP) stars
Transition to normal stars occurs when Z gt Zcrit ~ 10-5plusmn1 Z strongly governed by dust
Pop III SF continues to z ~ 3 at periphery of collapsing structures Observable in LAEs
Reionization started by metal-free stars z=20 90 complete z=8 Early Reionization (z gt 7) not in contrast with any QSOAL test (GP Gaps HII regions) f gt 80 of the ionizing power at z 7 from halos of M lt 109 M Bulk of reionization sources not observed yet Need JWST
[PPT] wwwlanlgovconferencesfirststars3abstracts_and
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 9
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 12
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
- Slide 16
- Slide 17
- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 21
- Slide 22
- Slide 23
- Slide 24
- Slide 25
- Slide 26
- Slide 27
- Slide 28
- Slide 29
- Slide 30
- Slide 31
- Slide 32
- Slide 33
- Slide 34
- Slide 35
- Slide 36
- Slide 37
- Slide 38
- Slide 39
- Slide 40
- Slide 41
- Slide 42
- Slide 43
- Slide 44
- Slide 45
- Slide 46
- Slide 47
- Slide 48
- Slide 49
- Slide 50
- Slide 51
- Slide 52
- Slide 53
- Slide 54
- Slide 55
- Slide 56
- Slide 57
- Slide 58
- Slide 59
- Slide 60
- Slide 61
- Slide 62
- Slide 63
- Slide 64
-