Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Mhs 2008pierwsze światło i GRB 1 Wstęp  Po Wielkim Wybuchu w wyniku rozszerzania się Wszechświata obniża się jego temperatura.  Jest to okres Dark Ages.

Podobne prezentacje


Prezentacja na temat: "Mhs 2008pierwsze światło i GRB 1 Wstęp  Po Wielkim Wybuchu w wyniku rozszerzania się Wszechświata obniża się jego temperatura.  Jest to okres Dark Ages."— Zapis prezentacji:

1 mhs 2008pierwsze światło i GRB 1 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

2 mhs 2008pierwsze światło i GRB 2 Time dilatation –  obserwowane w krzywych świetlnych SN  pojawia się przy dyskusji obserwacji poświaty towarzyszącej GRB 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 Wyznaczanie z: obserw /  emit = 1+z

3 mhs 2008pierwsze światło i GRB 3 Odległość od Słońca Redshift z „lookback time” WW CMB Galaktyka SDF SDSS QSO SN1997ff GRB Wszechświat Zwalnia / Przyspiesza Najdalsze obserwowane obiekty Wstęp 10 3 Mparsec SDF SUBARU Deep Field SDSS Sloan Digital Sky Survey al/v440/n7081/full/440154a.html#f1

4 mhs 2008pierwsze światło i GRB 4 Wstęp  Całe niebo pokazane w kącie 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

5 mhs 2008pierwsze światło i GRB 5 Czy odległe GRB z dużym przesunięciem ku podczerwieni mogą być jednym z narzędzi badań wczesnego Wszechświata? Wstęp  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

6 mhs 2008pierwsze 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 lewand/nauka_a_4.html Big Bang

7 mhs 2008pierwsze 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  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 Big Bang

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

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

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

11 mhs 2008pierwsze światło i GRB 11 Metaliczność gwiazd – definiuje zawartość ciężkich pierwiastków w gwieździe definiuje zawartość ciężkich pierwiastków w gwieździe.  Z=  x i x i % masy każdego pierwiastka Z O = 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 [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

12 mhs 2008pierwsze 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. POP III

13 mhs 2008pierwsze światło i GRB 13 Własności gwiazd III populacji (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 < Z O  Masy gwiazd III populacji |= od mas dla gwiazd II i I populacji.  W III populacji gwiazd występują bardzo duże masy (M * ~10 2 – 3 M O )  Gwiazdy III populacji mają krótki czasem życia (najcięższe:  ~10 6 lat) Problem w tym, że mimo intensywnych poszukiwań nie zostały (prawdopodobnie), zaobserwowane. POP III

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

15 mhs 2008pierwsze 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 M O ), 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 ??? POP III

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

17 mhs 2008pierwsze światło i GRB 17 Czy wyniki SST w podczerwieni potwierdzą istnienie gwiazd III Populacji?  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. Poszukiwanie gwiazd III populacji NASA prowadzi Great Observatories Program POP III

18 mhs 2008pierwsze światło i GRB 18  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  = 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. Probable glow of Population III stars from NASA's Spitzer Space Telescope. Czy na pewno? POP III

19 mhs 2008pierwsze światło i GRB 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 * ~100M O )  Największe masy dają w wyniku krótsze czasy życia (~10 6 lat). POP III Pierwsze gwiazdy są bardzo gorące i jasne ->silnie jonizują Brak metali -> brak chłodzenia metalami-> cięższe gwiazdy (M * ~100M O ) Brak metali -> brak utraty masy -> Do końca życia pozostają ciężkie

20 mhs 2008pierwsze światło i GRB 20 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

21 mhs 2008pierwsze światło i GRB 21 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 Zapisane: GRB_ Koniec Dark Ages

22 mhs 2008pierwsze światło i 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. Koniec Dark Ages

23 mhs 2008pierwsze światło i GRB 23 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  o energiach keV – MeV w krótkich rozbłyskach są rejestrowane przez satelity GRB

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

25 mhs 2008pierwsze światło i GRB 25 GRB – kilka faktów  Obecnie wiadomo że GRB są pochodzenia kosmologicznego (0.1

26 mhs 2008pierwsze światło i GRB 26 GRB i kosmologia Pomysł jest taki –  należy użyć szeregu charakterystyk GRB i  Zrobić szereg założeń by zmierzony strumień  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. GRB jako świece standardowe Three different methods of measuring cosmosmology with GRBs have been proposed since a relation between the gamma-ray energy E  of a GRB jet and the peak energy Ep of the F spectrum in the burst frame was reported Metoda standaryzacji świetlności GRB Parametry modelu – ciągła linia Zależność Hubbla dla GRB ( ) oraz „złotej próbki” SN.( ).

27 mhs 2008pierwsze światło i GRB 27 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. -> z -> jasność Zależność Hubbla GRB i kosmologia

28 mhs 2008pierwsze światło i GRB 28 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 Niezle: Poświata GRB Kilka przykładów:  zależność od ,  zależność od czasu

29 mhs 2008pierwsze światło i GRB 29 Swift GRB poświata 4 h po trygerze (17.7)  Wyznaczenie z na podstawie absorpcji linii Ly  oraz wąskich linii innych pierwiastków (z = !!!)  Szereg wniosków dot. gazu międzygwiezdnego i przodka GRB 1) gęstość neutralnego wodoru 2)zawartosci metali, 3) metaliczność przodka /pdf/ / Poświata GRB po  1’ GRB była bardziej intensywna od najjaśniejszego znanego QSO (HS , z = 2.73);  4 h 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. Poświata GRB

30 mhs 2008pierwsze światło i GRB 30 Optical light curve of GRB in four of the six filters available. Czas, sec 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. Poświata GRB

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

32 mhs 2008pierwsze światło i GRB 32 modele-GRB 2 możliwe mechanizmy 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

33 mhs 2008pierwsze światło i GRB 33 modele-GRB  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.

34 mhs 2008pierwsze światło i GRB 34 FIREBALL MODEL   ISM INTERNAL SHOCK  RAYS X-RAYS OPTICAL RADIO 20 km 1-6 AU AU modele-GRB EXTERNAL SHOCK

35 mhs 2008pierwsze światło i GRB 35 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. GRB

36 mhs 2008pierwsze światło i GRB 36 Types of supernovae, are observational classifications and do not imply a particular model of the phenomenon. Type Ino H Iastrong Si 6150 A line Ibno 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) SN Czy w wybuchu SN obserwowany jest wodór ???

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

38 mhs 2008pierwsze światło i 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, GRB

39 mhs 2008pierwsze światło i GRB 39 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

40 mhs 2008pierwsze światło i GRB 40 The Swift Gamma-Ray Burst Mission 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 GRB

41 mhs 2008pierwsze światło i 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 GRB

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

43 mhs 2008pierwsze światło i GRB 43 JWST - The James Webb Space Telescope large, infrared-optimized space telescope, scheduled for  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. GRB

44 mhs 2008pierwsze światło i 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 > 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. GRB

45 mhs 2008pierwsze światło i GRB 45 GRB i gwiazdy 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>100M O ) i miały bardzo krótki czas życia (10 6 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. Pytanie – ile GRB o dużych z mogłoby pochodzić z gwiazd III populacji??? GRB

46 mhs 2008pierwsze światło i 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. Strumień dla z = 5, 7, 9, 11 13, 15 Próg czułości JWST z = 5, 7, 9, 11, 13, 15 Czas po trygerze - układ Obserwatora Strumień poświaty GRB, dla linii Ly  w układzie źródła [Jy] Def. 1 Jansky GRB

47 mhs 2008pierwsze światło i GRB 47

48 mhs 2008pierwsze światło i GRB 48 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 H 2 ) GRB jako narzędzie badań wczesnego Wszechświata GRB Pytanie – ile GRB o dużych z mogłoby pochodzić z gwiazd III populacji???

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

50 mhs 2008pierwsze światło i 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. z Lookback time/age of the Universe.

51 mhs 2008pierwsze światło i GRB 51 czas WW Jesteśmy tutaj Dla określonego modelu Wszechświata zależność przesunięcia ku podczerwieni od czasu

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

53 mhs 2008pierwsze światło i GRB 53 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

54 mhs 2008pierwsze światło i GRB 54  Rozbłysk promieni  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..  GRB najdalszy obserwowany wybuch, z = 6.29  GRB, prawdopodobnie pochodzący z bardzo wczesnego wybuchu gwiazdy około 13*10 9 lat temu gdy wiek Wszechświata wynosił 6% obecnego. D Z I Ę K U J Ę

55 mhs 2008pierwsze światło i GRB 55

56 mhs 2008pierwsze światło i GRB 56

57 mhs 2008pierwsze światło i GRB 57 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. Poświata GRB

58 mhs 2008pierwsze światło i 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 =H O -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 q O =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.


Pobierz ppt "Mhs 2008pierwsze światło i GRB 1 Wstęp  Po Wielkim Wybuchu w wyniku rozszerzania się Wszechświata obniża się jego temperatura.  Jest to okres Dark Ages."

Podobne prezentacje


Reklamy Google