Mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 1 Wodór jest neutralny DARK AGES Red Shift z = 0 z~6 z~1000 z=? HISTORIA IONIZACJI WODORU Wodór zjonizowany.

Prezentacja na temat: "Mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 1 Wodór jest neutralny DARK AGES Red Shift z = 0 z~6 z~1000 z=? HISTORIA IONIZACJI WODORU Wodór zjonizowany."— Zapis prezentacji:

1 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 1 Wodór jest neutralny DARK AGES Red Shift z = 0 z~6 z~1000 z=? HISTORIA IONIZACJI WODORU Wodór zjonizowany przez pierwsze powstałe gwiazdy i kwasary T>3000K Wodór jest zjonizowany Powierzchna ostatniego rozproszenia Wiek Wszechświata ~14*10 9 lat10 9 lat 4*10 5 lat0 (dzisiaj) ? WW

2 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 2 przypominam 1+z = (obserwowane) /  (emitowane)  mierzy względny rozmiar Wszechświata w czasie emisji światła  mierzy odległość obiektów 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 Odleglejszy jest obiekt emitujący światło Młodszy był Wszechświat gdy światło zostało wyemitowane.  światło z z = 1 zostało wyemitowane gdy Wszechświat miał ½ obecnego promienia

3 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 3

4 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 4 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(t 0 ), t 0 – dzisiaj a(t 0 ) = 1 R(t) = R(t 0 ) (3H 0 t/2) 2/3 Time dilatation –  obserwowane w krzywych świetlnych SN  pojawi się przy dyskusji obserwacji poświaty towarzyszącej GRB

5 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 5 [PPT] sancerre.as.arizona.edu/~fan/talk/first.pptsancerre.as.arizona.edu/~fan/talk/first.ppt ?  Spitzer Space Telescope formerly SIRTF, the Space Infrared Telescope Facility  W. M. Keck Observatory 2*10 m telescopes  Hubble Space Telescope  Sloan Digital Sky Survey  WMAP, PLANCK  NGST =James Webb Space Telescope = Next Generation Space Telescope (6.5m)  Square Kilometre Array, international radio telescope for the 21st century, LOFAR ….. Nasza wiedza: Niektóre z istniejących i planowanych urządzeń

6 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 6 Materia barionowa przed powstaniem galaktyk przechodzi 3 fazy: 1. z > 1100 gęsta, całkowicie zjonizowana plazma  Wysoka temperatura T > 10 4 K,  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 z>1100 była zbadana przez obserwację promieniowanie CMB, które odprzęgło się na powierzchni ostatniego rozproszenia.

7 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 7 2. z < 1000 W miarę rozszerzania się Wszechświata stygnie, powstają niezjonizowane atomy wodoru Wszechświat staje się bardziej przezroczysty ale niezjonizowane atomy wodoru absorbują określone długości fali nie ma źródeł światła. Materia pozostaje neutralna w zakresie ~14 < z< 1100. DARK AGES. 3. Dla 6 < z < 14 następuje epoka ponownej jonizacji „rejonizacja” która jest wynikiem oddziaływania światła UV pierwszych powstałych gwiazd. Zrozumienie rejonizacji jest zasadnicze w badaniu powstawania wielkich struktur. Przynosi informacje o postawaniu pierwszych obiektów świecących.

8 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 8 z <6 istnieją już Galaktyki  wiek Wszechświata ~10 9 – 1.4*10 10 lat  Źródła światła są na tyle liczne że wodór jest całkowicie zjonizowany  Wszechświat jest zupełnie przezroczysty Czyli sytuacja na dzisiaj

9 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 9 EPOKA REIONIZACJI Gdy 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 Gdy powstaną pierwsze gwiazdy następuje ponowna jonizacja wodoru Kiedy to nastąpiło Jaki był mechanizm reionizacji ? http://www.astro.caltech.edu/~george/reion/reionexplbig.jpg Dark Ages Era from 3*10 5 - 10 9 yr after the Big Bang during which the first stars and galaxies formed

10 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 10 Otwarte Pytania dotyczące rejonizacji  Kiedy powstały pierwsze galaktyki  Kiedy nastąpiła rejonizacja: późno czy wcześnie Z~6 późno Z~15 wcześnie  Jakie były jej źródła AGN Inne zjawiska  Jak szybko wodór w IGM (Inter Galactic Medium) zmienił się z neutralnego w zjonizowany. Poprzez przejście fazowe Raz czy dwukrotnie W sposób ciągły  Jaki był wpływ rejonizacji na procesy powstawania galaktyk. Opis LOFAR http://www.lofar-uk.org/„white paperhttp://www.lofar-uk.org/

11 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 11 www.lanl.gov/conferences/firststars3/abstracts_and_talks/d_yonetoku_poster.ppt pierwsze gwiazdy powstają z H i He  Czy ich częstość powstawania (Star Formation Rate) jest dostatecznie duża by zjonizować Wszechświat  W jaki sposób i kiedy powstają ciężkie pierwiastki obecne w IGM Ich ilość (metallicity) Z ~10 -4 Z O Z = „Fe” z def. ma A większe od He.

12 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 12 Pierwsze światło http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2006-22/ssc2006-22a.shtml  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

13 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 13 Informacje o rejonizacji pochodzą / będą pochodzić z  Obserwacji odległych kwasarów. (QSO) Najbardziej zaawansowane jest badanie i zrozumienie widm kwasarów.  Obserwacji widm odległych GRB Wydaje się że ze względu na szereg zalet w porównaniu z QSO istotne jest badanie GRB  Obserwacji radiowych w obszarach niskich częstości np. LOFAR – LOw FRequency ARray IPJ jest zaangażowany w prace nad LOFARem  Polaryzacji CMB zrozumienie polaryzacji promieniowania CMB jest trudne. Własności atomu wodoru

14 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 14  Wielki Wybuch t = 0 Temperatura jest bardzo wysoka Gęstość ogromna  Inflacja t = 10 -35 sec, T = 10 27 K. Gwałtowne rozszerzanie się Wszechświata Maleje jego gęstość i temperatura Nie ma struktur, w morzu fotonów istnieją kwarki i leptony.  t ~10 -6 sec T~10 12 K z kwarków powstają protony i neutrony  t~ 3 – 4 minuty T= 10 9 K powstają jądra He (6 % jader He i 94% protonów ) Szukac pod /Mike/Powerpoint/ „Early Universe”. Dlaczego wodór

15 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 15  t ~ 300 000 lat T ~3000K Materia we Wszechświecie staje się neutralna, fotony odprzęgają się od materii, te fotony znane są jako promieniowanie mikrofalowe (CMB) i obserwowane z temperatura 2.73 K. powstają 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 gwiazd.  Wszechświat – materia widzialna - 6 % jąder He i 94% protonów. 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, które dzisiaj istnieją we Wszechświecie powstały kilka sekund po Wielkim Wybuchu Teoria Wielkiego Wybuchu wyjaśnia istniejące w przyrodzie ilości pierwiastków (H, He, D, Li).

16 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 16 Atom Wodoru: SERIA LYMANA  Seria Lymana emisja kwantów gama przy przejściu z elektronu z poziomu n>=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 http://www.astro.caltech.edu/~george/reion/reionexplbig.jpg

17 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 17 seria Balmera - bliski QSO n Balmer (nm) 2  656.3 3  486.1 4  434.1 5  410.2 6  397.0 Red shift z można wyznaczyć o ile znana jest długość fali emitowanej. Tutaj zidentyfikowane linie z serii Balmera wodoru. 1+z =  (obserwowane) / (emitowane) H  (4861.33 A) przesunięta do 5640.34 A Bardzo bliski QSO z = 0.158 http://casswww.ucsd.edu/public/tutorial/Quasars.html

18 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 18 Pochłanianie światła w neutralnym wodorze obserwacjaemisja w podczerwieniLY  = (LY  ) *(1+z) w nadfiolecie http://cfa-www.harvard.edu/events/2002/grbconf/index/speaker_presentation/loeb.pdf QSO GRB

19 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 19 Obserwacja kwasara / GRB pomiar = neutralny H z – look back time  Rozszerzający się Wszechświat wypełniony neutralnym H byłby nieprzezroczysty dla fotonów w z energia poniżej 10.2 eV ( 121 nm). Nawet niewielka ilość neutralnego H pochłania fotony.  Fotony o wyższej energii jonizują H.  Ly  jest wzbudzeniem elektronu ze stanu n=1 do stanu n=2.  Obie linie Ly  – emisji i absorpcji sa bardzo silne www.mpe.mpg.de/~amueller/downloads/talks/ppt/1stQSOs.ppt http://www.physicstoday.org/vol-54/iss-10/p17.htmlhttp://www.physicstoday.org/vol-54/iss-10/p17.html www.mpe.mpg.de/~amueller/downloads/talks/ppt/1stQSOs.ppt Szukaj amueller talks 1stQSOs Pierwsza jonizacja Źródło  QSO ( Ly a)  GRB  CMB są źródłami światła które podświetlają rozszerzającą się przestrzeń między źródłem a obserwatorem

20 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 20 Kwasary Quasi-stellar radio source, quasi stellar object Większośc quasarów NIE jest źródłem promieniowania radiowego Najkrótsza charakterystyka kwasarów  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 ~10 9 M o O QSO http://www.astr.ua.edu/keel/agn/quasar40.html

21 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 21 www.cfa.ustc.edu.cn/others/summerschool/Doc/%E6%A8%8A%E6%99%93%E8%BE%89/%E6%A8%8A%E6%99%93%E8%BE%893.ppt [PPT] widefield.lbl.gov/talks2004/fan_snap2.pptwidefield.lbl.gov/talks2004/fan_snap2.ppt Rekordzista 2007 z = 6.43 t = 870 *10 6 ABB kwasary we Wszechświecie  Gęstość kwasarów  szybko maleje ze wzrostem z:  (z=2.5) /  (z=6) =40.  Znane liczby QSO: z>4: ponad 1000 z>6: około 15 Canada-France-Hawaii Telescope CFHQS J2329-0301

22 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 22 http://e-collection.ethbib.ethz.ch/ecol-pool/inkonf/inkonf_185.pdf Widma kwasarów w ich układzie nie wydają się zależeć od z małe z z ~ 6

23 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 23  Las Ly  (linie absorpcyjne) powstaje gdy ultrafiolet odległego źródła jest absorbowany przez randomnie rozłożone kieszenie neutralnego wodoru  Przestrzeń jednorodnie wypełniona neutralnym H powoduje całkowitą absorpcję - „rynnę”. Jest to efekt (przewidziany przez) Gunn-Petersona. http://www.physicstoday.org/vol-54/iss-10/p17.html www.mpe.mpg.de/~amueller/downloads/talks/ppt/1stQSOs.ppt Obserwowana Długość fali - z – look back time Przechodzący strumień Rynna – pełna absorpcja Obserwowane Widmo kwasara intensywność

24 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 24 http://www.astro.caltech.edu/~george/reion/reionexplbig.jpg 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. 354 2 1 7 6 Długość fali – red shift

25 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 25 http://e-collection.ethbib.ethz.ch/ecol-pool/inkonf/inkonf_185.pdf = 700nm 800nm 900nm Widma kwasarów z dużymi z Emitowana to 121 nm (Ly  )  Podobieństwo kształtu widm dla róznych z  Dla maksymalnych znanych z widoczne całkowite pochłoniecie strumienia  Obserwacja „rynny: Gunn- Petersona spowodowanej obecnościa neutralnego wodoru w gazie międzygwiezdnym  dane SDSS – Sloan Digital Sky Survey – dedykowany 2.5m teleskop na Apache Point, NM

26 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 26  Spectra of the 11 quasars, from 5.74 to 6.42.  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 z>6. PPT] www.mporzio.astro.it/~fiore/VAT/Fan.pptwww.mporzio.astro.it/~fiore/VAT/Fan.ppt wavelength 4000 A 9000 A redshift 46,420 Quasars from the SDSS Data Release Three MgII Ly  5 2 1 CIII

27 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 27 1.Do z~5.7, Lyα absorpcja zachowuje się zgodnie z oczekiwaniami z mniejszych red shiftów. Widma Lyα kwasarów odkrytych przez SDSS Dane z 10-m Keck II teleskopu Mauna Kea na Hawajach.. 2.W widmie dla z = 5.82 i 5.99 las Ly-  pojawia się zaraz koło maksimum Ly-  QSO po stronie krótszych długości fal. 3.Dla z=6.28 średni transmitowany strumień w zakresie 845 nm <  <871nm jest zgodny z 0. 4.Jest to przekonywująca obserwacja rynny Gunn-Petersona, spowodowanej przez neutralny wodór 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.

28 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 28 CFHQS J1509-1749 at z=6.12, 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 > 5.4 than indicated in this extrapolation. The dotted and dot-dashed lines are the effective optical depth evolution for two theoretical models. http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/0706/0706.0914v2.pdf

29 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 29  Red squares show the Ly  transmission and the blue square is the Ly  transmission in bins of width z = 0.15.  Small circles show the Ly  transmission from the sample of 19 SDSS quasars (Fan et al. 2006b).  The solid line is the fit to the Ly  transmission of z < 5.5 quasars (Fan et al. 2006b).  The dashed line was obtained by (Becker et al. 2007) by fitting flux PDFs of z < 5.4 quasars with a lognormal optical depth distribution.  At z > 5.7 our data (and most of those in the SDSS) fall below the extrapolation of the Fan et al. curve. CFHQS J1509-1749 at z=6.12, http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/0706/0706.0914v2.pdf Lyman transmission in the spectrum of CFHQS J1509-1749.

30 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 30  Obserwacja rynny Gunn Petersona dla fal krótszych 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 z>5.8 Ale jest jeszcze informacja z CMB, GRB oraz linii 21 cm… Rejonizacja obserwowana w widmie kwasarów

31 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 31 Rosette Nebula http://astrosun2.astro.cornell.edu/academics/courses//astro201/ stromgren_sphere.htm  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

32 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 32 Informacje z anisotropii CMB  Wczesny Wszechświat Primary anisotropies niosą informację o różnych charakterystykach Wszechświata w okresie gdy fotony CMB rozproszyły się po raz ostatni (last scattering) gdy Wszechświat stał się neutralny (z ~ 1100). fluktuacje temperatury, Fluktuacje gęstości i prędkości plazmy Zrozumienie primary anisotropies jest niezbędne dla użycia wyników badania CMB do testów modeli kosmologicznych  Powstawanie wielkich struktur Secondary anisotropies - powstają w wyniku oddziaływań CMB fotonów z materią na drodze do obserwatora. efekty grawitacyjne (Gravitational lensing, non-static gravitational potential wells), efekty scatteringu (Sunyaev-Zel'dovich (SZ) thermal effect, Doppler effects).. Secondary anisotropies pomagają w zrozumieniu powstawania i rozwoju struktur.. http://www.ias.u-psud.fr/website/modules/content_mic/index.php?id=35 Dyskusja skal katowych w http://sancerre.as.arizona.edu/~fan/papers/annurev.astro.44.051905.pdf

33 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 33 Komentarz: Problem polaryzacji jest trudny  Polega na rozdzieleniu wkładu od tego co zdarzyło się na powierzchni ostatniego rozproszenia co zdarzyło się na drodze CMB do obserwatora  Takie rozdzielenie pozwala na wyciąganie wniosków dot. kosmologii ( primary anisotropies) oraz obecności zjonizowanego wodoru i oddziaływań grawitacyjnych na drodze do obserwatora. ( Secondary anisotropies).

34 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 34 fotony CMB Fotony CMB oddziaływają  grawitacyjne (efekt integrated Sachs-Wolfe)  Z elektronami w klustrach galaktyk : efekt Sunyaeva-Zeldovicha thermal - Inverse Compton scattering), Doppler shift Kinematic Sunyaev-Zeldovich Effect www.physics.sc.edu/neutrino/workshop/SZ_Effect.ppt Hot plasmas

35 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 35 Anizotropia temperatury w CMB jest dobrze znana Polaryzacja (mierzona przez WMAP) jest wynikiem stosunkowo nowym  Polaryzacja daje informacje zarówno o Wszechświecie w czasie t~10 -35 sec jak i historii jonizacji.  Stopień polaryzacji zależy bezpośrednio od kwadrupolowych fluktuacji gęstości rozpraszanych fotonów.  Patern polaryzacji jest odbiciem lokalnej anizotropii na powierzchni last scattering.  Fluktuacje temperatury mogą mieć 3 źródła: fluktuacje skalarne, wektorowe i tensorowe http://astro.berkeley.edu/~mwhite/polar/node1.html#SECTION00010000000000000000

36 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 36 MECHANIZM POWSTAWANIA POLARYZACJI  Anizotropie temperaturowe są rzedu 10 -5 K, polaryzacja rzędu 10 -6, czyli poniżej  K, co przedstawia wyzwanie dla pomiaru.  Anizotropie kwadrupolowe, które powodują powstanie polaryzacji CMB, są wynikiem różnych mechanizmów w różnych okresach.  W okresie z ~1100 (decoupling) gradient prędkości plazmy powoduje powstanie kwqdrupolowych rozkładów. ( w układzie środka masy elektronu promieniowanie reliktowe ma rozkład kwadrupolowy proporcjonalny do gradientu prędkości i średniej drogo swobodnej między rozproszeniami)  Dla z>1100 fotony sprzęgają się silnie z elektronami, średnia droga swobodna między rozproszeniami jest mała i więc mała jest polaryzacja.  Dla z< 1100 nie ma swobodnych elektronów i  CMB może się rozpraszać dopiero gdy pojawia się swobodne elektrony, tzn. gdy światło pierwszego pokolenia gwiazd zacznie jonizować Wszechświat.  Ten proces zachodzi dla z<<z = 1100, i może być wydzielony z sygnału rozproszenia na last scattering surface. http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/journal/issues/ApJS/v170n2/64895/64895.html

37 mhs październik 2007historia 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

38 mhs październik 2007historia 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) effectScattering of CMB photons off hot electronsNegative for low and positive for high frequenciesPoint SourcesContaminate 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.

39 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 39 Korelacja TE mierzy głębokość obszaru reionizacji Pomiary modów E Pozwalana precyzyjniejsze wyznaczenie parametrów kosmologicznych, rejonizacji, indeksu spektralnego widma mocy Mody B z soczewkowatych modów E Badanie 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 = 0.086 ± 0.029 ( K)2. This is interpreted as the result of rescattering of the CMB by free electrons released during reionization at zr = 10.9(+2.7-2.3) for a model with instantaneous reionization. http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/journal/issues/ApJS/v170n2/64895/64895.html

40 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 40 Podsumowując: WMAP zaobserwował  sygnał polaryzacji pochodzący z dużego obszaru nieba  Zmierzył anizotropie temperaturowe (C TT l : TT power spectrum) Korelacje temperatura – polaryzacja E ( C TE l : TE power spectrum) Anizotropie polaryzacji E (EE power spectrum)  wynik: reionizacja przy z = 11 +/-3

41 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 41 Wyniki badania CMB (WMAP)  Rozkład różnic temperatury TT– wykres wielokrotnie pokazywany, tutaj w skali log.  Korelacje temperatura – polaryzacja E: TE  Polaryzacja E  Polaryzacja B i modele Wyniki WMAP rysunki wzory etc chyba dobre: Fig 25 z pliku: http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/journal/issues/ApJS/v170n2/64895/64895.html TT TE EE

42 mhs październik 2007historia 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~10 2 with representing degree scale separations. Likewise, since in this limit the variance of the field is, the power spectrum is usually displayed as (3) http://background.uchicago.edu/~whu/araa/node4.htm

43 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 43 http://www.physics.princeton.edu/cosmology/capmap/calpaper.pdf In a fixed (x,y) basis, the Stokes parameters are For purely monochromatic coherent radiation, one can show that monochromaticcoherent

44 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 44 Key words –Complementary and Brand new Polarization power spectrum is complementary to the temperature power spectrum -Combined with temperature anisotropy, pol. helps reconstruction of cosmological model (Ref. Prof. Holder’s talk) Polarization accesses to vector & tensor perturbations -Measure Stochastic Gravitational wave -Estimate energy scale of Inflation -Test of Inflation -Observe Gravitation Lensing Thomson cross section depends on polarization and angle Scattered radiation polarized parallel to the incident polarization But, to polarize, Thomson scattering is not enough Bipolar anisotropy cancel out polarization Only Quadruple Anisotropy induces linear polarization The combination of Thomson Scattering and Quadruple Anisotropy is relevant We map all the sky with Stokes parameter S=(I, Q, U, V) Total Intensity: I Q & U parameter: describe linear polarization Circular pol. gives V=0 These are the property of vector on the point (local quantity) Q and U depends on the coordinate selection Say, with 45 deg rotation, Q  U  -Q  -U  Q Coordinate invariant quantity is better More suitable description is to define globally One example is called E mode and B mode E & B mode are group of several polarization vectors E is “Divergence” like and B is “Curl” like No coordinate dependence Important for Gravitational Wave detection B mode can be generated from Gravitational Wave etc. What characterize E & B mode quantitatively? There are two directions in a polarization field -The orientation of polarization -The direction in which pol. Changes (e.g. 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 aligned Important is relative orientation not absolute orientation (Q or U) What types of sources realize each pattern? E mode B mode Bardzo dobre: www.physics.mcgill.ca/~yoshihisa/Astro- tea-Yoshi-04-13-2006.ppt

45 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 45 www.physics.mcgill.ca/~yoshihisa/Astro-tea-Yoshi-04-13-2006.ppt Quadruple Anisotropy is categorized into 3 perturbation Spherical harmonic Ylm with l=2, m=0, +/-1, +/-2 Scalar, Vector, and Tensor perturbations Each perturbation generates characteristic geometries of polarization Their projection determine the pol. Pattern The polarization pattern determines whether E & B mode are generated Scalar Perturbation: Represent perturbation in the temperature fluctuation Photon from different temperature produce net polarization Projection of quadruple anisotropy allows polarization pattern Polarization is maximum at equator Only Q parameter is generated Vector perturbation: The pattern are dominated by U mode Tensor Perturbation Both Q and U are present nearly equal amount ScalarQE mode only VectorUmainly B mode TensorQ & Uboth E & B mode 3 Peculiar pol pattern raise different pol mode (E&B) Scalar mode never generates B mode Vector & Tensor modes generate B mode Under 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 2 Polarization separates property of Perturbation up to spin 2 (  Temps.) That’s 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 Energy However, challenging! -Requirement High sensitivity (B mode detection) Further understanding of foreground Improvement of systematic But exciting! Handful future mission (PLANCK, etc) Reach testify Inflation theory by CMB (Non Gaussianity, etc)

46 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 46 http://www.roe.ac.uk/ifa/postgrad/pedagogy/2007_memari.pdf

47 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 47 http://www.roe.ac.uk/ifa/postgrad/pedagogy/2007_memari.pdf

48 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 48 KWASARY a CMB  Wyniki z LY  kwasarów i CMB są konsystentne.  Z badań LY  kwasarów : przy z~6 IGM jest w 1% neutralne -> jest to „ogon” procesu rejonizacji Pomiary dla 3 najodleglejszych kwasarów wyznaczają koniec rejonizacji przy z=6, z niewielką dyspersją dla różnych linii widzenia. CMB wskazuje na znacząca polaryzację dla z~17. Ten wynik jest czuły na początek okresu rejonizacji.  Wnioski Rejonizacja nie jest przejściem fazowym Rejonizacja trwała w zakresie 6<z<20 (6*10 8 lat) Pierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie

49 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 49 http://cfa-www.harvard.edu/events/2002/grbconf/index/speaker_presentation/loeb.pdf Tak można sobie wyobrazić… z WW czas

50 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 50 Indeed, the GP effect and CMB largescale polarization studies can be considered complimentary probes of reionization, with optical depth effects limitingGPstudies to the end of reionization, whereasCMB studies are weighted toward the higher redshifts, when the densities were higher. The data argue against a simple reionization history in which the IGM remains largely neutral from z ∼ 1100 to z ∼ 6–7, with a single phase transition at z ∼ 6 (the “late” model in Figure 15) as well as against a model in which the Universe reached complete ionization at z ∼ 15–20 and remained so ever since (the “early” model in Figure 15). These facts, combined with the large line-of-sight variations at the end of reionization as indicated by GP measurements, suggest a more extended reionization history. Interestingly, the latest theoretical models with reionization caused by Population II star formation are consistent with both GP optical depth and WMAP CMB polarization measurement (e.g., Gnedin & Fan 2006). Current data do not present strong evidence for a dominant contribution by metal-free Population III star formation at z>15 to reionization (Haiman & that reionization is less an event than a process, extended in both time and space. Badanie 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 1100<z<6 (late) Wydaje się że nie jest tez w pelni zjonizowany dla 20<z<15i taki pozostaje („early”) Wydaje się że rejonizacja nie jest zdarzeniem ale procesem rozciągnietym w czasie i przestrzeni. z ∼ 11 ± 3.

51 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 51 WNIOSKI: KWASARY a CMB Wyniki badań rejonizacji poprzez efekt Gunn-Petersona oraz polaryzacji 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  „late rejonization” z przejściem fazowym ~z=6 ponieważ IGM jest w zjonizowany dla z>6.  „early rejonization” który przewiduje pełną jonizację IGM dla 15<z< 20 Wydaje się że rejonizacja nie jest jednostkowym zdarzeniem ale procesem rozciągniętym w czasie i przestrzeni. http://sancerre.as.arizona.edu/~fan/papers/annurev.astro.44.051905.pdf modele

52 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 52 Fig.15 http://sancerre.as.arizona.edu/~fan/papers/annurev.astro.44.051905.pdf Zawartość neutralnego wodoru w fkt(z) z KWASARY i CMB Wyznaczenie zawartości neutralnego wodoru WMAP – wodór jest jeszcze zjonizowany: z =11 +/- 3

53 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 53 Most powerful explosions in Universe Birth sites of black holes Ultra-relativistic outflows Relation to hypernovae, end-points of massive stars and nucleosynthesis Probes of the early UniversehostgalaxyGRB The most violent phenomena in the universe (L~1051-52 ergs s-1) Cosmological events (z~1-3) The rate is ~1000 per year (~1/1000 of the SNe rate) Jet hypothesis (but the jet formation mechanism is unsolved) Related to the deaths of massive stars (SNe associations) http://science.hq.nasa.gov/strategy/sscac/SEUS0310/Gehrels_ Swift.pdf www.awa.tohoku.ac.jp/taup2007/slides/workshop12/roomD/TA UP07_Murase.ppt

54 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 54 GRB i wczesny Wszechświat  Pierwsze gwiazdy powstały gdy Wszechświat miał ~1% wieku.  Były to gwiazdy krótkożyjące i ciężkie  Wiadomo obecnie ze większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkiej gwiazdy  Oczekuje się że występują dla z (~20 ?) większych niż QSO  Zarówno GRB jak i ich poświata powinna być obserwowana z tych odległości

55 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 55 GRB i wczesny Wszechświat  Obserwacja GRB Trygerowalne, obniżenie progu trygera pozwoli (?) zwiększyć zakres z. bardzo jasne źródła, jaśniejsze od galaktyk’  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. Statystyka oczekiwania: 2 / dzień / Wszechświat BATSE + Swift długich GRB )  W przeciwieństwie do QSO poświata może dostarczyć czystej informacji o epoce rejonizacji, ponieważ:  brak silnej linii emisyjnej LY  oraz  efektu sąsiedztwa (Stromgren sphere powstałej na skutek jonizujących fotonów a z kwasara).   Podobnie do QSO mają szerokopasmowe widma przechodzące w UV w układzie emisji. http://cfa-www.harvard.edu/events/2002/grbconf/index/speaker_presentation/loeb.pdf http://www.nature.com/nature/journal/v440/n7081/full/nature04552.html

56 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 56  Oficjalny rekord odległości / wieku to galaktyka IOK-1 z =6.96. powstała 7.8*108 lat ABB (Subaru).  Rekordzista długi burstGRB050904 Zlokalizowany / obserwowany przez Swift  Szereg pomiarów fotometria z= 6.39  Spektroskopia pomiar Subaru (8.5m) po 3.5 dniach z = 6.295 (poprzedni rekord z= 4.5) jest to ~6% obecnego wieku Wszechświata. zmierzone ograniczenie na zawartość neutralnego wodoru porównywalny z najodleglejszymi QSO i galaktykami Strumień w X > 105 * strumień QSO SDSS J0130+0524 najjaśniejszego znanego QSO w X,  GRB060927 ma spektroskopowo zmierzone z = 5.467, drugie co do wartości. (wynik VLT).

57 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 57 Mamy nadzieję że GRB pozwolą przesunąć z w stos. do QSO

58 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 58 PODSUMOWANIE  W epoce WW wszystkie pierwiastki są zjonizowane  Dla z = 1089 : następuje Rekombinacja (CMB)  Dla z ~11 następuje Reionizacja Wtedy też powstają pierwsze gwiazdy (ale chyba brak bezpośredniej obserwacji Pop III tzn. złożone z H i He, z niezmiernie małą zawartością metali). Gwiazdy PopIII  Są bardzo ciężkie (~200 M 0 )  Nie zawierają metali  Żyją krótko – kończąc, w zależności od masy, jako BH, NS, SN.  Zapewne obserwacja takich gwiazd nie jest możliwa (czy wyniki Spitzer Space Telescope sa poprawne?) Mechanizm ich powstawania różni 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

59 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 59  Promieniowanie 1420 MHz jest wynikiem przejścia między 2 poziomami podstawowymi H, które różnią się w wyniku oddziaływania spinu elektronu i spinu protonu: triplet – singlet. (Struktura nadsubtelna).  Atom H emituje linie 21 cm ze stanu wzbudzonego, absorbuje w stanie podstawowym (spiny anty równoległe).  1 przejście /100 lat /1 atom H Wodór: Linie emisyjne 21 cm (1420 MHz) http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/quantum/h21.html http://www.answers.com/topic/hydrogen-line?cat=technology b. dobre: vhttp://www.skatelescope.org/PDF/news/pourlascience_steve-wim_20070706.pdf

60 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 60 Struktura nadsubtelna wodoru – linia 21 cm i LOFAR  Linia 21 cm (1420 MHz) emitowana przez neutralny wodór będzie jest przesunięta przez red shift do mniejszych częstości  Redshift 6 – 13 odpowiada częstościom w zakresie 100 MHz – 200 MHz LOwFrequencyARrray – ( poprzedzający SKA Square Km aAray ~2015 ) w tym zakresie częstości będzie miał dostateczną czułość by badać:  W bardzo odległym Wszechświecie ( 7 < z < 10) Historię jonizacji - Zakres redshiftu w którym 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 „okno” obserwacyjne LOFARU.  W odległym (1.5< z < 7) Wszechświecie: powstawanie wielkich galaktyk ich klastrów oraz aktywnych jąder galaktyk.  Przestrzenny rozkład zjonizowanego i neutralnego gazu między gwiezdnego i jego zmiany w procesie rejonizacji  Szereg innych zagadnień – np. promieniowanie kosmiczne. http://www.lofar.org/PDF/NL-CASE-1.0.pdf http://lanl.arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/0307/0307240v1.pdf

61 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 61 www.oamp.fr/lam/equipes/inter/combes05.ppt http://lanl.arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/0307/0307240v1.pdf Tez o innych radioteleskopachhttp://www.mpifr-bonn.mpg.de/public/pr/white.paper.oct6.pdf Anteny LOFAR – zakończenie 2012?  Anteny: ~100 / stację, dla : 4 – 10 m oraz : 1 – 3 m.  Całość 10 000 anten  Częstości LOFAR: 10, 30, 75, 120, 200 MHz << 1420 MHz(=21 cm)

62 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 62 Radioteleskop: SKA Square kilometer Array w Australii -> 10 6 m 2 anteny uruchomiony ~ 2012 - 2020? http://www.skatelescope.org/pages/page_astronom.htm LOFAR jest wstępem dla SKA?? Gospodarze zachwalają to miejsce jako przyjazne…

63 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 63 http://www.physics.uci.edu/Cosmology/barton_elizabeth.pdf

64 mhs październik 2007historia jonizacji wodoru 64 Growing evidences of early (PopIII ?) SF: stellar mass, NIRB Near 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 – and perhaps the first few generations of stars., reionization, EMPS extremely metal-poor (EMP) stars. Transition to normal stars occurs when Z > Zcrit ~ 10-5±1 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 > 7) not in contrast with any QSOAL test (GP, Gaps, HII regions) f  > 80% of the ionizing power at z  7 from halos of M < 109 M  Bulk of reionization sources not observed yet. Need JWST ? [PPT] www.lanl.gov/conferences/firststars3/abstracts_and...www.lanl.gov/conferences/firststars3/abstracts_and...