Jest to okres Dark Ages – brak jest źródeł promieniowania.

Prezentacja na temat: "Jest to okres Dark Ages – brak jest źródeł promieniowania."— Zapis prezentacji:

1 Jest to okres Dark Ages – brak jest źródeł promieniowania.
Wstęp Po Wielkim Wybuchu w wyniku rozszerzania się Wszechświata obniża się jego temperatura. Jest to okres Dark Ages – brak jest źródeł promieniowania. Wydaje się że powstawanie pierwszych gwiazd przy przesunięciu ku podczerwieni 7<z<14. kończy okres ciemności – Dark Ages Nie jest jasne jaki był wiek Wszechświata kiedy zaczęły powstawać galaktyki Teleskop SUBARU zaobserwował (spektroskopowo zmierzył przesunięcie widma ku podczerwieni) najodleglejszą galaktykę (z=6.96) Wynika z tej obserwacji że galaktyki zaczęły powstawać 750 Mlat po WW gdy Wszechświat miał 6% obecnego wieku Def. mhs 2008 Wstęp pierwsze światło i GRB

2 a = R(t)/R(t0), t0 – dzisiaj
Związek z z czasem t Model Einstein-de Sitter Równanie Friedmanna Płaski, zdominowany przez materię Wszechświat 1+z = 1/a(t) a - bezwymiarowy czynnik skali a = R(t)/R(t0), t0 – dzisiaj a(t0) = 1 R(t) = R(t0) (3H0t/2)2/3 Time dilatation – obserwowane w krzywych świetlnych SN pojawia się przy dyskusji obserwacji poświaty towarzyszącej GRB Wyznaczanie z: lobserw / l emit = 1+z mhs 2008 pierwsze światło i GRB

3 Najdalsze obserwowane obiekty
WW CMB Wszechświat Zwalnia / Przyspiesza Galaktyka SDF SDSS QSO SN1997ff GRB050904 103 Mparsec Odległość od Słońca Redshift z „lookback time” SDF SUBARU Deep Field SDSS Sloan Digital Sky Survey mhs 2008 Wstęp pierwsze światło i GRB

4 Część nieba bez danych - zasłonięta przez pył naszej Galaktyki
Wstęp Całe niebo pokazane w kącie 3600 oraz czasie – przesunięciu ku podczerwieni Część nieba bez danych - zasłonięta przez pył naszej Galaktyki Najdalsze światło CMB z WW Najdalsze obiekty: GRB (z=6.295), galaktyka obserwowana przez SDF (z=6.578), QSO SDSS (z=6.42). SN 1997ff (z= 1.7) ( + ) GRB zarejestrowane przez SWIFT ze znanym z – ( ) Przy bliższych odległościach najdalsze znane obiekty: galaktyki i QSO Jeszcze bliżej znane galaktyki ( ) Ważne: zmienia się przyspieszenie rozszerzania Wszechświata z > Wszechświat hamuje z < Wszechświat przyspiesza mhs 2008 pierwsze światło i GRB

5 Czy odległe GRB z dużym przesunięciem ku podczerwieni mogą być jednym z narzędzi badań wczesnego Wszechświata? Modele kosmologiczne przewidują powstanie pierwszych gwiazd w czasie t < 1Glat od WW Pierwsze gwiazdy (III Populacji) powstają z H i He powodują re-jonizację Wszechświata który staje się przezroczysty są bardzo ciężkie przodkami GRB, które powstają wcześniej niż galaktykami i QSO Powstawanie gwiazd III populacji kończy okres Dark Ages mhs 2008 Wstęp pierwsze światło i GRB

6 Teoria Wielkiego Wybuchu – Big Bang
Ewolucja Wszechświata rozpoczęła się od Wielkiego Wybuchu w osobliwym punkcie czasoprzestrzeni. W Wielkim Wybuchu powstała przestrzeń, materia i czas. Teoretyczne podstawy modelu Wielkiego Wybuchu Ogólna teoria względności: „Matter tells space-time how to curve. Space-time tells matter how to move.” (J. A. Wheeler) Zasada kosmologiczna: Wszechświat jest jednorodny i izotropowy w dużych skalach. Żadne miejsce we Wszechświecie nie powinno być wyróżnione. Rozkład galaktyk w skali setek Mpc oraz promieniowania CMB powinien być (i jest) izotropowy. Przewidywany rozwój Wszechświata zależy od ilości i rodzaju materii mhs 2008 Big Bang pierwsze światło i GRB

7 Model Wielkiego Wybuchu przewiduje
Rozszerzanie się Wszechświata - jest to zależność Hubbla Istnienie promieniowania reliktowego jako pozostałości okresu w którym Wszechświat miał bardzo wysoką temperaturę – jest to obserwowany CMB rodzaj oraz skład ilościowy pierwiastków jakie powstały w wyniku Wielkiego Wybuchu. Omówię konsekwencje tego przewidywania. Przewidywanie są potwierdzone przez obserwacje, które podtrzymują hipotezę modelu WW: Wszechświat ewoluuje z gorącej (jednorodnej) materii mhs 2008 Big Bang pierwsze światło i GRB

8 Model WW nie przewiduje
mechanizmu powstawania struktur (gwiazdy, galaktyki) Istnienia fluktuacji obserwowanych w promieniowaniu CMB (DT/T) Faktów, które mogą być tłumaczone przez inflacje (horyzont, płaskość Wszechświata, etc) mhs 2008 Big Bang pierwsze światło i GRB

9 Przewidywania modelu Wielkiego Wybuchu
Skład izotopowy Wszechświata w funkcji czasu / temperatury Ilość Deuteru osiąga maksimum po ~100 sec, następnie przechodzi w d+d -> 4He+g Mała ilość 7Li pochodzi z niewielkiej liczby jąder He reakcje: 4He+4He->7Li+p Ze względu na czas życia nie są obserwowane powstałe w WW 3H -> 3He (t~12 lat) 7Be -> 7Li (t ~53 dni) mhs 2008 skład izotopowy pierwsze światło i GRB

10 Wyznaczone zawartości pierwiastków powstałych w WW
Przewidywana zawartość pierwiastków powstałych w wyniku WW w funkcji gęstości barionów - WB Wyznaczone zawartości pierwiastków powstałych w WW Ilość 3He, 4He oraz 7Li zależy od 1 parametru – WB gęstości materii barionowej (protony + neutrony) wyznaczonej w badaniach CMB. dla 7Li istnieje pewna rozbieżność z przewidywaniami z CMB mhs 2008 skład izotopowy pierwsze światło i GRB

11 definiuje zawartość ciężkich pierwiastków w gwieździe.
Metaliczność gwiazd – definiuje zawartość ciężkich pierwiastków w gwieździe. Z=Sxi xi % masy każdego pierwiastka ZO = 0.02 (dla Słońca) Problem – nie wszystkie pierwiastki wchodzące w skład gwiazdy są mierzone Metaliczność – [Fe/H] logarytm dziesiętny stosunku obfitości żelaza względem wodoru dla gwiazdy i dla Słońca: Stosunek zawartości Fe do H w odniesieniu do Słońca [Fe/H] = log (Fe/H) ∗− log (Fe/H)O Dla Słońca z def. [Fe/H] = 0 [Fe/H]< 0 gwiazdy ubogie w metal Zalety – Fe jest łatwo wykrywalne Problem – def. uwzględnia tylko 1 pierwiastek Metaliczność mhs 2008 pierwsze światło i GRB

12 Tradycyjny podział gwiazd:
Bogate w metal gwiazdy I populacji Ubogie w metal gwiazdy II populacji. Metaliczność gwiazd I i II populacji > od metaliczności gazu pozostałego po WW. Wprowadzono III populację gwiazd – które mają metaliczność mniejszą od gwiazd II populacji . mhs 2008 POP III pierwsze światło i GRB

13 (Hipotetyczne) Własności gwiazd III populacji
Są to pierwsze gwiazdy powstałe po WW w czasie ewolucji Wszechświata Składają się wyłącznie z pierwiastków pierwotnych - pochodzących z WW: H (76%), He(24%), niewielkich ilości Li. Mają bardzo małą metaliczność Z < 10-4 ZO Masy gwiazd III populacji |= od mas dla gwiazd II i I populacji. W III populacji gwiazd występują bardzo duże masy (M*~10 2 – 3MO) Gwiazdy III populacji mają krótki czasem życia (najcięższe: t ~106lat) Problem w tym, że mimo intensywnych poszukiwań nie zostały (prawdopodobnie), zaobserwowane. mhs 2008 POP III pierwsze światło i GRB

14 Prędkość spalania paliwa – czas życia gwiazdy - silnie zależy od jej masy
Czasy spalania |= pierwiastków dla gwiazdy o masie M=20MO M=200MO mhs 2008 pierwsze światło i GRB

15 Dlaczego nie widać Gwiazd III populacji
jako bardzo stare zapewne skończyły już paliwo – pozostawiając po sobie białe karły, gwiazdy neutronowe czy czarne dziury. O tych pozostałościach (zdaje się) nic nie można powiedzieć. Być może że zostały „zanieczyszczone” metalami powstałymi w ich jądrach, albo podczas wędrówki w przestrzeni międzygwiezdnej obecnie są obserwowane jako gwiazdy II populacji. .Jednakże najlżejsze (~0.8 MO), o bardzo małej świetlności powinny jeszcze istnieć w galaktyce Czy dawno temu wypaliły swoje paliwo i już nie istnieją???. Może jakieś przeżyły Może zaobserwował je Spitzer Space Telescope ??? mhs 2008 POP III pierwsze światło i GRB

16 Zależność Czasu życia gwiazdy od jej masy
Te miałyby szanse Może jakieś przeżyły? Sun Wiek Wszechświata Czas życia gwiazdy Masa gwiazdy mhs 2008 POP III pierwsze światło i GRB

17 Poszukiwanie gwiazd III populacji
NASA prowadzi Great Observatories Program Compton Gamma-Ray Observatory (CGRO), Hubble Space Telescope (HST), Chandra X-Ray Observatory (CXO). Spitzer Space Telescope jest ostatnią misją tego programu składową częścią Astronomical Search for Origins Program NASA. ma dostarczyć danych dot. powstawania i rozwoju galaktyk i gwiazd. Czy wyniki SST w podczerwieni potwierdzą istnienie gwiazd III Populacji? mhs 2008 POP III pierwsze światło i GRB

18 Probable glow of Population III stars from
NASA's Spitzer Space Telescope. An image from NASA's Spitzer Space Telescope of stars and galaxies in the constellation Draco, covering about 50 by 100 million light-years (6 to 12 arcmin). This is an infrared image showing l =3.6 microns. This is the resulting image after all the stars, galaxies and artifacts were masked out. The remaining background has been enhanced to reveal a glow that is not attributed to galaxies or stars. This might be the glow of the first stars in the Universe. Czy na pewno? mhs 2008 pierwsze światło i GRB POP III

19 Gwiazdy III populacji –
Powstają w innych warunkach niż gwiazdy populacji II / I 0-wa metaliczność gwiazd powoduje że chłodzenie jest bardzo różne od chłodzenia gwiazd z zawartością metali (II i I populacja) Chłodzenie w III populacji jest mniej efektywne – powoduje to że ich masy mogą być większe niż gwiazd II i I populacji Brak metali -> brak chłodzenia metalami-> cięższe gwiazdy (M*~100MO) Największe masy dają w wyniku krótsze czasy życia (~106 lat). Pierwsze gwiazdy są bardzo gorące i jasne ->silnie jonizują Brak metali -> brak chłodzenia metalami-> cięższe gwiazdy (M*~100MO) Brak metali -> brak utraty masy -> Do końca życia pozostają ciężkie mhs 2008 pierwsze światło i GRB POP III

20 gwiazdy III populacji były dużo cięższe
Obecnie wydaje się że: Masy gwiazd III populacji były w przedziale (60 – 300) Mo Losy tych gwiazd zależały od ich masy – ale to jest osobne i oparte na spekulacjach zagadnienie. nigdy nie powstały gwiazdy III populacji o małych masach Najwcześniejsze gwiazdy miały widmo mas inne niż znane obecnie– gwiazdy III populacji były dużo cięższe od znanych mhs 2008 pierwsze światło i GRB

21 jonizujących fotonów oraz ciężkich pierwiastków. ciężkie pierwiastki
Koniec Dark Ages Ważnym problemem współczesnej kosmologii jest pytanie w jaki sposób w okresie kończącym Dark Ages powstały pierwsze gwiazdy dające początek ewolucji jednorodnego Wszechświata Wszechświat składający się z coraz bardziej złożonych struktur. Na podstawie obliczeń przewiduje się pojawienie gwiazd III populacji dla z~20. gwiazdy III populacji odegrały zapewne ważną rolę w ewolucji Wszechświata ponieważ były źródłem jonizujących fotonów oraz ciężkich pierwiastków. ciężkie pierwiastki Powstają w wyniku zachodzących w gwiazdach III populacji procesach spalania – tak powstają pierwsze „metale” we Wszechświecie. W wyniku wybuchów gwiazd III populacji są ciężkie pierwiastki są rozsiewane we Wszechświecie mhs 2008 pierwsze światło i GRB Koniec Dark Ages Zapisane: GRB_

22 Pojawienia się metali we Wszechświecie–
zmienia się charakter powstających gwiazd z III populacji -> II populację. “Critical metallicity”, gdy metaliczność przekracza wartość krytyczną – zaczynają powstawać lżejsze gwiazdy niż gwiazdy III populacji. Pierwsze gwiazdy III populacji zakończyły życie w wybuchach SN w których powstałe pierwiastki rozprzestrzeniły się w gazie międzygwiezdnym Gaz międzygwiezdny z zawartością cięższych pierwiastków chłodzi bardziej efektywnie niż gaz który powstał w wyniku WW. (Mogą się wzbudzać poziomy struktury nadsubtelnej O, C, Si, Fe) To rozpoczęło proces powstawania gwiazd II populacji Szczegóły tych procesów zależą od widma mas i i nukleosyntezy zachodzącej w gwiazdach III populacji. mhs 2008 Koniec Dark Ages pierwsze światło i GRB

23 Obserwowane 2 rodzaje GRB: Krótkie Długie
GRB – kilka faktów Zapewne najjaśniejsze wybuchy we Wszechświecie w których powstaje promieniowanie elektromagnetyczne. Świetlność jest rzędu L~ erg*s-1 Obserwowane 2 rodzaje GRB: Krótkie Długie Fotony g o energiach keV – MeV w krótkich rozbłyskach są rejestrowane przez satelity mhs 2008 pierwsze światło i GRB GRB

24 Czas trwania rozbłysku, T
2 Rodzaje GRB Długie - GRBL T (czas trwania) > 2 s Struktura Wiele impulsów Szerokość 0.3 – 50 s Pochodzą z obszaru powstawania gwiazd Redshift 2 - 4 ? Przodek – ciężka gwiazda Krótkie T< 2s, twardsze widmo g od widma GRBL Niewiele impulsów Szerokość 5 – 30 ms ? Obszar powstawania gwiazd ? Redshift 0.1 – 1 ? Przodkowie NS – NS lub NS -BN Swift BeppoSAX Krótkie Długie Czas trwania rozbłysku, T NS – gwiazda neutronowa BH - czarna dziura mhs 2008 GRB pierwsze światło i GRB

25 Większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkich gwiazd
GRB – kilka faktów Obecnie wiadomo że GRB są pochodzenia kosmologicznego (0.1<z<6.3) Większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkich gwiazd Jasność GRB pozwala na ich badania w dużej części obserwowanego Wszechświata Z tych względów GRB mogą być narzędziem do badania Rozszerzania się Wszechświata historii procesów powstawania gwiazd Fotony g o energiach keV – MeV w krótkich rozbłyskach są rejestrowane przez satelity – czas przyjścia rozbłysku - tryger. mhs 2008 GRB pierwsze światło i GRB

26 GRB jako świece standardowe
Zależność Hubbla dla GRB ( ) oraz „złotej próbki” SN.( ). Pomysł jest taki – należy użyć szeregu charakterystyk GRB i Zrobić szereg założeń by zmierzony strumień g przeliczyć na standardowy strumień z GRB, wtedy można użyć GRB jako standartowych źródeł światła, i przeprowadzić analizę podobną jak ta która jest oparta na obserwacji SNI. Ale o tym nie będę mówiła. Metoda standaryzacji świetlności GRB Parametry modelu – ciągła linia Three different methods of measuring cosmosmology with GRBs have been proposed since a relation between the gamma-ray energy Eg of a GRB jet and the peak energy Ep of the Fn spectrum in the burst frame was reported mhs 2008 pierwsze światło i GRB GRB i kosmologia

27 Zależność Hubbla -> jasność -> z
the distance between two galaxies as a function of time. Looking back into the past we see that the galaxies get closer together until they are ontop of each other - this is the time of the Big Bang. If the Universe expands at the same rate, it will follow the dotted yellow path. But if it is slowing down over time the Universe is younger than we would otherwise think, speeding up, then it is older. Zależność Hubbla -> jasność -> z mhs 2008 pierwsze światło i GRB GRB i kosmologia

28 Wydaje się że zjawisko LGRB jest powodowane śmiercią ciężkich gwiazd
Poświata GRB Wydaje się że zjawisko LGRB jest powodowane śmiercią ciężkich gwiazd Niektórym GRB towarzyszy trwająca szereg godzin poświata w zakresach fal radiowych, optycznych, X. Intensywność poświaty jest bardzo duża Poświata zanika z czasem, (dni – lata) Dobre określenie pozycji GRB jest ważne by móc wykorzystać to silne lecz krótkotrwałe źródło światła. W szczególności zmierzyć przesuniecie ku podczerwieni (z) GRB. Mimo wysiłków tylko niewielka liczba GRB ma spektroskopowo wyznaczone z. Badanie (opóźnionej) poświaty daje nowe możliwości w poznawaniu wczesnego Wszechświata Badanie jej może służyć do określenia własności materii na drodze między GRB a obserwatorem Nową możliwością jest przeprowadzenie badań z i bez tego źródła światła Kilka przykładów: zależność od l, zależność od czasu Niezle: mhs 2008 pierwsze światło i GRB Poświata GRB

29 Swift GRB 050730 poświata 4 h po trygerze (17.7)
Wyznaczenie z na podstawie absorpcji linii Lya oraz wąskich linii innych pierwiastków (z = !!!) Szereg wniosków dot. gazu międzygwiezdnego i przodka GRB 1) gęstość neutralnego wodoru 2)zawartosci metali, 3) metaliczność przodka l Poświata GRB po 1’ GRB była bardziej intensywna od najjaśniejszego znanego QSO (HS , z = 2.73); 4h jest bardziej intensywna od QSO przy podobnych wartościach z. . The redshift measured for the GRB host using the DLA feature is confirmed by associated metal-line transitions. z = using narrower metal absorption lines. mhs 2008 pierwsze światło i GRB Poświata GRB

30 Optical light curve of GRB 050802
GRB , is one of the best examples of a Swift GRB afterglows that show a break in the X-ray light curve, while the optical counterpart decays as a single power law. It has an optically bright afterglow of 16.5 mag, detected throughout the 170–650 nm spectral range of the Ultraviolet and Optical Telescope (UVOT) onboard Swift. Observations began with the XrayTelescope and UVOT telescopes 286 s after the initial trigger and continued for 1.2 ×106 s. Optical light curve of GRB in four of the six filters available. Czas, sec mhs 2008 pierwsze światło i GRB Poświata GRB

31 X-ray light curve of GRB 050802.
Liczba zliczeń / sec Czas, sec mhs 2008 pierwsze światło i GRB Poświata GRB

32 2 możliwe mechanizmy prowadzące do wyzwolenia dużej energii
Krótkie GRB – merging NS – NS (?) Długie GRB - Collapsar (nazywany również hypernova, energetyczna supernova) Collapsar Wybuch SN Bardzo ciężka gwiazda zapadająca się w szybko wirującą czarną dziurę modele-GRB mhs 2008 pierwsze światło i GRB

33 GRB are thought to be released through “internal shocks,” in which shells of ejected material collide with each other Afterglow emerges late through “external shocks”—the radiation exchanges momentum with the surrounding interstellar medium. modele-GRB mhs 2008 pierwsze światło i GRB

34 FIREBALL MODEL 1000-2000 AU 1-6 AU G2 G1 X-RAYS ISM g-RAYS OPTICAL
RADIO 1-6 AU G2 INTERNAL SHOCK g-RAYS G1 ISM 20 km EXTERNAL SHOCK modele-GRB mhs 2008 pierwsze światło i GRB

35 Znane są (4??) LGRB stowarzyszone z SNIc GRB980425/SN1998bw
Wybuchy super nowych i Powstawanie czarnych dziur oraz relatywistycznych jetów Wydaje się że powstawanie długich GRB (T>2s) może być połączone z powstawaniem jasnych i bardzo energetycznych SN (HyperNovae –energia > niż rząd wielkości od zwykłych SN.) powstałych w wyniku zapadania się ciężkich gwiazd z formacją BH. Znane są (4??) LGRB stowarzyszone z SNIc GRB980425/SN1998bw GRB031203/SN2003lw GRB030329/SN2003dh GRB060218/SN2006aj Wydaje się że GRB stowarzyszone z HN pochodzą z wybuchów o wielkiej energii w wyniku jakich powstają czarne dziury. mhs 2008 pierwsze światło i GRB GRB

36 Types of supernovae, are observational classifications and do not imply a particular model of the phenomenon. Type I no H Ia strong Si 6150 A line Ib no Si line and 5876 A He line Ic no He line (weak He line) Type II. Yes H II – plateau (stay at almost the same brightness "plateau" for many days before fading at a fairly regular rate II - Linear (quickly reach maximum brightness and then dim in a linear fashion) Czy w wybuchu SN obserwowany jest wodór ??? mhs 2008 pierwsze światło i GRB SN

37 GRB i SuperNova mhs 2008 pierwsze światło i GRB SN-GRB

38 GRB jako narzędzie badania pierwszego miliarda lat Wszechświata
Problem Jakie są własności pierwszych gwiazd oraz gazu międzygwiezdnego Badania spektroskopowe pozwolą na określenia stopnia jonizacji oraz zawartości metali w gazie międzygwiezdnym Satelity SWIFT,2004 EXIST: Energetic X-ray Imaging Survey Telescope, 2015 James Webb Space Telescope,2013 Planowana data rozpoczęcia badań zakładając że gwiazdy III populacji istnieją, w wyniku ich ewolucji mogą powstawać GRB być może zostaną zaobserwowane przez SWIFT JWSP EXIST, mhs 2008 pierwsze światło i GRB GRB

39 Działający obecnie satelita SWIFT dokonał rewolucji w badaniach GRB
Era SWIFTu Działający obecnie satelita SWIFT dokonał rewolucji w badaniach GRB W stosunku do poprzednich obserwacji Zwiększył znacząco liczbę obserwowanych GRB Przesunął granice obserwacji do dalszych odległości GRB prawdopodobnie mogą być optymalnym narzędziem do badania rejonizacji: jonizacji neutralnego wodoru – pozostałości po Dark Ages. GRB mhs 2008 pierwsze światło i GRB

40 The Swift Gamma-Ray Burst Mission
2004. Swift is a first-of-its-kind multi-wavelength observatory dedicated to the study of GRB science. Its three instruments work together to observe GRBs and afterglows in the gamma-ray, X-ray, ultraviolet, and optical wavebands. The main mission objectives for Swift are to: Determine the origin of GRB. Classify GRB and search for new types. Determine how the blastwave evolves and interacts with the surroundings. Use GRB to study the early universe. Perform the first sensitive hard X-ray survey of the sky mhs 2008 pierwsze światło i GRB GRB

41 The Swift Gamma-Ray Burst Mission Baseline Capabilites:
> 200 GRBs studied over a two year period arcsec positions for each GRB Multiwavelength observatory: gamma, X-ray, UV and optical) sec reaction time Approximately three times more sensitive than BATSE Spectroscopy from Angstroms and keV Six colors covering Angstroms Capability to directly measure redshift Results publicly distributed within seconds mhs 2008 pierwsze światło i GRB GRB

42 Obserwacja SWIFTU w widmie optycznym, UV i X-ach.
SN 2007af type Ia NGC 5584 z = d = 23 Mpc widmo widzialne UV X mhs 2008 pierwsze światło i GRB GRB

43 JWST - The James Webb Space Telescope
large, infrared-optimized space telescope, scheduled for 2013. large mirror, 6.5 meters in diameter and a sunshield the size of a tennis court. mirror and sunshade will open only once JWST is in outer space. JWST will reside in an orbit about 1.5 million km from the Earth. The JWST's primary scientific mission has 4 main components: to search for light from the first stars and galaxies which formed in the Universe after the Big Bang; to study the formation and evolution of galaxies; to understand the formation of stars and planetary systems; and to study planetary systems and the origins of life. JWST must operate at infrared wavelengths: 0.6 to 28 micrometres. mhs 2008 pierwsze światło i GRB GRB

44 EXIST - Energetic X-ray Imaging Survey Telescope 2015
EXIST would image and temporally resolve the entire sky, detecting extremely faint high energy X-ray sources in an energy range (3-600 keV) that is poorly explored but particularly important for the discovery and study of black holes. With its unparalleled sensitivity at hard X-ray energies, EXIST will allow the study of black holes on all size scales. Science Objectives Obscured or dormant super-massive black holes to probe SMBH properties and evolution, the origin of the cosmic X-ray background (CXB), and the accretion luminosity of the universe The birth of stellar black holes (BHs) in GRBs to probe GRB origins, derive photometric redshift, and map cosmic structure and evolution out to z > 6-10. Non-thermal jets from black holes to constrain BH-jet physics, the cosmic infra-red (IR) background, and the nuclear luminosity of the universe Stellar and intermediate-mass black holes (IMBHs) in the Galaxy and Local Group to constrain BH numbers, properties, formation, and evolution. mhs 2008 pierwsze światło i GRB GRB

45 GRB i gwiazdy III populacji
Pytanie – ile GRB o dużych z mogłoby pochodzić z gwiazd III populacji??? Gwiazdy III populacji powstały na końcu Dark Ages (z~10) z gazu w którym nie było metali Przewiduje się że były to gwiazdy bardzo ciężkie (M>100MO) i miały bardzo krótki czas życia (106 lat) III populacja gwiazd zmieniała chemiczne i termiczne właściwości gazu międzygwiezdnego Ze względu na wysoką temperaturę powierzchni były źródłem fotonów, (wydaje się że) koniecznych dla zrozumienia wyników WMAP. GRB pozwolą na badanie tego obszaru z, który już jest poza zasięgiem obserwacji galaktyk i QSO. Prawdopodobnie możliwa jest obserwacja GRB oraz ich poświaty do z~10. Przyjmowany „collapsar model” zapadnięcia się ciężkiej gwiazdy i powstanie czarnej dziury tłumaczy pochodzenie długich GRB z obszarów gdzie powstają gwiazdy oraz związek między poświatą GRB i sygnałem SN ( Ib lub Ic) Ze względu na duże masy zapadanie się gwiazd III populacji może prowadzić do GRB pochodzących z obszarów dużych z. mhs 2008 pierwsze światło i GRB GRB

46 GRB jako narzędzie badań wczesnego Wszechświata
1) Strumień poświaty GRB w obserwowanym przedziale czasu po trygerze (GRB) nie maleje znacząco ze wzrostem z, Dla ustalonego czasu po trygerze w układzie obserwatora - większy redshift oznacza krótszy czas w układzie źródła. Malejący strumień poświaty przy wzroście „luminosity distance” jest kompensowany przez transformację czasu emisji do czasu w układzie obserwatora. dla l linii Lya w układzie źródła [Jy] Strumień poświaty GRB, Strumień dla z = 5, 7, 9, 11 13, 15 Próg czułości JWST z = 5, 7, 9, 11, 13, 15 Def. 1 Jansky Czas po trygerze - układ Obserwatora mhs 2008 pierwsze światło i GRB GRB

47 mhs 2008 pierwsze światło i GRB

48 GRB jako narzędzie badań wczesnego Wszechświata
2) W opisie Wszechświata w standardowej kosmologii galaktyki powstają w sposób hierarchiczny – z małych struktur powstają coraz bardziej złożone. Galaktyki z dużymi z miałyby mniejszą masę i mniejszą jasność od młodszych galaktyk. Ale jeżeli GRB powstają w wyniku wybuchów gwiazd – świetlność GRB nie powinna zależeć od wielkości otaczających galaktyk. 3) Jeżeli obszar powstawania GRB – nie jest związany z dużą masą galaktyki – interpretacja kształtu linii widmowych w poświacie jest zapewne łatwiejsza ułatwia to analizę zarówno gazu międzygwiezdnego i. łatwiejsze i bardziej jednoznaczne będzie obserwacja efektu Gunn – Petersona ( pełne pochłanianie ze względu na obecność niezjonizowanego H2) Pytanie – ile GRB o dużych z mogłoby pochodzić z gwiazd III populacji??? mhs 2008 pierwsze światło i GRB GRB

49 Virgo Cluster of Galaxies Half Age of Universe Liczba GRB (które mają zmierzone z) obserwowanych przez SWIFT w funkcji z Długie GRB Krótkie GRB mhs 2008 pierwsze światło i GRB GRB

50 Lookback Time The time required for light to travel from an emitting object to the receiver. Looking at a distant object we are "looking back" in time. Lookback time/age of the Universe. z mhs 2008 pierwsze światło i GRB

51 Dla określonego modelu Wszechświata zależność
przesunięcia ku podczerwieni od czasu 10 1 0.1 0.01 2 4 8 10 12 WW Jesteśmy tutaj czas mhs 2008 pierwsze światło i GRB

52 Liczba GRB w funkcji „lookback time”.
The Big Bang (13.7 Gyrs) Trilobytes (500 Myrs) Era of Short GRBs? Selection effects … “Era of Long GRBs” Znajomość z pozwala na określenie kiedy nastąpił wybuch – „lookback time”. Liczba GRB w funkcji „lookback time”. Era długich GRB Era krótkich GRB Bias doświadczalny? Wielki Wybuch 13.7 Gy mhs 2008 pierwsze światło i GRB GRB

53 Modyfikuje to wyemitowane promieniowania
Podsumowując GRB z bardzo dużymi przesunięciami ku podczerwieni mogą być ważnym i unikalnym narzędziem badawczym wczesnego Wszechświata Zarówno GRB jak i ich poświata mogą być obserwowane do z~20 (co jest nieosiągalne w obserwacji galaktyk i QSO) Promieniowanie GRB oraz ich poświata zmierzając ku obserwatorowi spotyka na swojej drodze gaz międzygwiezdny i bliższe galaktyki Modyfikuje to wyemitowane promieniowania Bardzo odlegle GRB mogą dostarczyć informacji O czasie pojawienie się pierwszego światła Historii tworzenia się gwiazd Składzie pierwiastków we Wszechświecie Historii re-jonizacji Wszechświata mhs 2008 pierwsze światło i GRB

54 D Z I Ę K U J Ę GRB050904 najdalszy obserwowany wybuch, z = 6.29
GRB, prawdopodobnie pochodzący z bardzo wczesnego wybuchu gwiazdy około 13*109 lat temu gdy wiek Wszechświata wynosił 6% obecnego. Rozbłysk promieni g obserwowany przez satelitę NASA SWIFT trwał ~200 s. Towarzysząca poświata trwająca szereg dni pozwoliła naziemnym teleskopom (SUBARU) spektroskopowo określić przesunięcie ku poczerwieni i zmierzyć odległość.. D Z I Ę K U J Ę mhs 2008 pierwsze światło i GRB

55 mhs 2008 pierwsze światło i GRB

56 mhs 2008 pierwsze światło i GRB

57 A note on the colour images
A note on the colour images. To create the colour image, the data are split into three energy bands: keV, keV and keV. These are treated as the red, green and blue channels respectively and combined to give the colour image, which is then smoothed. The energy bands used were chosen based on the spectra of the GRBs observed by Swift to date, so that a typical GRB will have equal numbers of counts in the three channels. Thus, as one may intuitively expect, a comparatively soft burst will appear redder, and a hard burst bluer, in these images. mhs 2008 pierwsze światło i GRB Poświata GRB

58 look-back time The time in the past at which the light we now receive from a distant object was emitted. Galaxies of a certain type (redshift and luminosity) can be seen only at a certain distance. In a Friedman (L=0) universe, the look-back time t is a function of redshift z and the deceleration parameter qo. In an open universe qo=0 and the look back time is =HO-1 (z/(z+1)) At infinite redshift you are looking back to where time began (but not as far as the universe extends). So the reciprocal of the Hubble constant is the maximum age of the universe (assuming no cosmological constant) and is about To=978Gigayear/Ho. For Ho=50km/s/Mpc the maximum age is about twenty billion years. In a flat or Euclidian (k=0, W=1, qo=�) universe the lookback time is qO=1/2 and the age of the universe for Ho=50 is 13 billion years. Finally, for a deceleration parameter qo=1 we have and the age becomes a bit over 11 billion years, uncomfortably short since globular clusters seem to be older than this. mhs 2008 pierwsze światło i GRB