1 / 64

Wodór jest neutralny DARK AGES

HISTORIA IONIZACJI WODORU. Red Shift z = 0 z~6 z~1000 z=?. Wodór zjonizowany przez pierwsze powstałe gwiazdy i kwasary. Wodór jest neutralny DARK AGES. T>3000K Wodór jest zjonizowany

liana
Download Presentation

Wodór jest neutralny DARK AGES

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. HISTORIA IONIZACJI WODORU Red Shift z = 0 z~6 z~1000 z=? Wodór zjonizowany przez pierwsze powstałe gwiazdy i kwasary Wodór jest neutralny DARK AGES T>3000K Wodór jest zjonizowany Powierzchna ostatniego rozproszenia ? WW Wiek Wszechświata ~14*109 lat 109 lat 4*105 lat 0 (dzisiaj) historia jonizacji wodoru

  2. przypominam 1+z = l (obserwowane) / l (emitowane) • 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 • mierzy względny rozmiar Wszechświata w czasie emisji światła • mierzy odległość obiektów we Wszechświecie • 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 historia jonizacji wodoru

  3. historia 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(t0), t0 – dzisiaj a(t0) = 1 R(t) = R(t0) (3H0t/2)2/3 Time dilatation – • obserwowane w krzywych świetlnych SN • pojawi się przy dyskusji obserwacji poświaty towarzyszącej GRB historia jonizacji wodoru

  5. Nasza wiedza: Niektóre z istniejących i planowanych urządzeń • 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 ….. ? [PPT]sancerre.as.arizona.edu/~fan/talk/first.ppt historia jonizacji wodoru

  6. Materia barionowa przed powstaniem galaktyk przechodzi 3 fazy: • z > 1100 gęsta, całkowicie zjonizowana plazma • Wysoka temperatura T > 104K , • W pełni zjonizowana materia oddziaływuje z promieniowaniem elektromagnetycznym. • Wszechświat jest nieprzezroczysty, fotony rozpraszane na swobodnych elektronach (rozproszenie Comptona) • wiek Wszechświata 300 000 lat ~ Zjonizowana, gęsta materia dla z>1100 była zbadana przez obserwację promieniowanie CMB, które odprzęgło się na powierzchni ostatniego rozproszenia. historia jonizacji wodoru

  7. 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. • Dla 6 < z < 14 następuje epoka ponownej jonizacji „rejonizacja” która jest wynikiem oddziaływania światła UV pierwszych powstałych gwiazd. • Zrozumienie rejonizacjijest zasadnicze w badaniu powstawania wielkich struktur. Przynosi informacje o postawaniu pierwszych obiektów świecących. historia jonizacji wodoru

  8. z <6 istnieją już Galaktyki • wiek Wszechświata ~109 – 1.4*1010 lat • Źródła światła są na tyle liczne że wodór jest całkowicie zjonizowany • Wszechświat jest zupełnie przezroczysty Czyli sytuacja na dzisiaj historia 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 Dark AgesEra from 3*105 - 109 yr after the Big Bang during which the first stars and galaxies formed ? http://www.astro.caltech.edu/~george/reion/reionexplbig.jpg historia 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 paper historia jonizacji wodoru

  11. 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 ZO Z = „Fe” z def. ma A większe od He. www.lanl.gov/conferences/firststars3/abstracts_and_talks/d_yonetoku_poster.ppt historia jonizacji wodoru

  12. Pierwsze światło • 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 http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2006-22/ssc2006-22a.shtml historia 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 QSOistotne 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 atomuwodoru historia jonizacji wodoru

  14. Dlaczego wodór . • Wielki Wybuch t = 0 • Temperatura jest bardzo wysoka • Gęstość ogromna • Inflacja t = 10-35 sec, T = 1027 K . • Gwałtowne rozszerzanie się Wszechświata • Maleje jego gęstość i temperatura • Nie ma struktur, w morzu fotonów istnieją kwarki i leptony. • t ~10-6sec T~1012 K • z kwarków powstają protony i neutrony • t~ 3 – 4 minuty T= 109K • powstają jądra He (6 % jader He i 94% protonów ) Szukac pod /Mike/Powerpoint/ „Early Universe” historia 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. Teoria Wielkiego Wybuchu wyjaśnia istniejące w przyrodzie ilości pierwiastków (H, He, D, Li). Wszystkie protony, neutrony i elektrony, które dzisiaj istnieją we Wszechświecie powstały kilka sekund po Wielkim Wybuchu Pod wpływem grawitacji z H i He powstają gwiazdy i galaktyki. Cześć H i He pozostaje w materii między gwiezdnej. historia 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 • l dla tych przejść jest całkowicie w ultrafiolecie • Linia przejscia n=2 n=1 jest to Lyman al = 121 nm http://www.astro.caltech.edu/~george/reion/reionexplbig.jpg historia jonizacji wodoru

  17. seria Balmera - bliski QSO n Balmer l(nm) 2 a 656.3 3 b 486.1 4 g 434.1 5 d 410.2 6 e 397.0 Red shift z można wyznaczyć o ile znana jest długość fali emitowanej. Tutaj zidentyfikowane linie z serii Balmera wodoru. 1+z = l (obserwowane) / l (emitowane) Hb(4861.33 A) przesunięta do 5640.34 A Bardzo bliski QSO z = 0.158 http://casswww.ucsd.edu/public/tutorial/Quasars.html historia jonizacji wodoru

  18. Pochłanianie światła w neutralnym wodorze QSO GRB obserwacja emisja w podczerwieni LY a l = l(LY a) *(1+z) wnadfiolecie http://cfa-www.harvard.edu/events/2002/grbconf/index/speaker_presentation/loeb.pdf historia jonizacji wodoru

  19. pomiar Obserwacja kwasara / GRB Źródło • QSO ( Ly a) • GRB • CMB są źródłami światła które podświetlają rozszerzającą się przestrzeń między źródłem a obserwatorem = neutralny H Pierwsza jonizacja 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 a jest wzbudzeniem elektronu ze stanu n=1 do stanu n=2. • Obie linie Ly a – 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.html www.mpe.mpg.de/~amueller/downloads/talks/ppt/1stQSOs.ppt Szukaj amueller talks 1stQSOs historia 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 ~109 Mo O QSO http://www.astr.ua.edu/keel/agn/quasar40.html historia jonizacji wodoru

  21. kwasary we Wszechświecie • Gęstość kwasarów r szybko maleje ze wzrostem z: r(z=2.5) / r (z=6) =40. • Znane liczby QSO: z>4: ponad 1000 z>6: około 15 Rekordzista 2007 z = 6.43 t = 870 *106 ABB Canada-France-Hawaii Telescope CFHQS J2329-0301 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.ppt historia jonizacji wodoru

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

  23. Obserwowane Widmo kwasara l intensywność Przechodzący strumień Rynna – pełna absorpcja Obserwowana Długość fali - z – look back time • Las Ly a (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 historia jonizacji wodoru

  24. kwasar • Linia obserwacji • zjonizowane bąble gazu na linii obserwacji quasara • Pojedyncze zjonizowane bąble • Nieprzezroczysty obojętny gaz we wczesnym Wszechświecie • Obszar silnego pochłaniania przez obojętny gaz • Pojedyncze obszary transmisji przez już zjonizowany gaz. 1 2 3 4 5 Obserwowane widmo 7 6 Długość fali – red shift http://www.astro.caltech.edu/~george/reion/reionexplbig.jpg historia jonizacji wodoru

  25. l = 700nm 800nm 900nm Widma kwasarów z dużymi z Emitowana l to 121 nm (Lya) • 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 http://e-collection.ethbib.ethz.ch/ecol-pool/inkonf/inkonf_185.pdf historia jonizacji wodoru

  26. 46,420 Quasars from the SDSS Data Release Three • 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. 5 2 Ly CIII redshift MgII 1 wavelength 4000 A 9000 A PPT]www.mporzio.astro.it/~fiore/VAT/Fan.ppt historia jonizacji wodoru

  27. W widmie dla z = 5.82 i 5.99 las Ly-a pojawia się zaraz koło maksimum Ly-a QSO po stronie krótszych długości fal. Dla z=6.28 średni transmitowany strumień w zakresie 845 nm < l <871nm jest zgodny z 0. Jest to przekonywująca obserwacja rynny Gunn-Petersona, spowodowanej przez neutralny wodór w IGM. Nawet niewielka ilość neutralnego wodoru w IGM powoduje absorpcję strumienia w obszarze lasu Lyα. Istnienie rynny G-P jako takiej nie pokazuje jeszcze ze QSO jest obserwowany przed epoką rejonizacji. 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. Widma Lyα kwasarów odkrytych przez SDSS Dane z 10-m Keck II teleskopu Mauna Kea na Hawajach. . • Do z~5.7, Lyα absorpcja • zachowuje się zgodnie z oczekiwaniami z mniejszych red shiftów. historia 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 historia jonizacji wodoru

  29. Lyman transmission in the spectrum of CFHQS J1509-1749. CFHQS J1509-1749 at z=6.12, • Red squares show the Lya transmission and the blue square is the Lyb transmission in bins of width z = 0.15. • Small circles show the Lya transmission from the sample of 19 SDSS quasars (Fan et al. 2006b). • The solid line is the fit to the Lya 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. http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/0706/0706.0914v2.pdf historia jonizacji wodoru

  30. Rejonizacja obserwowana w widmie kwasarów QSO obserwowane przez SDSS z>5.8 • Obserwacja rynny Gunn Petersona dla fal krótszych od Ly a i Ly b • Silna i trudna do symulacji linia emisyjna Ly a • Silny efekt sąsiedztwa wpływający na jonizacje IMG To są minusy QSO Ale jest jeszcze informacja z CMB, GRB oraz linii 21 cm… historia jonizacji wodoru

  31. Stromgren sphere • 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. przykład Rosette Nebula http://astrosun2.astro.cornell.edu/academics/courses//astro201/stromgren_sphere.htm historia 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 anisotropiesjest 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 anisotropiespomagają 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 historia 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). historia 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 Hot plasmas www.physics.sc.edu/neutrino/workshop/SZ_Effect.ppt historia 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 historia jonizacji wodoru

  36. MECHANIZM POWSTAWANIA POLARYZACJI • Anizotropie temperaturowe są rzedu 10-5K, polaryzacja rzędu 10-6, czyli poniżej mK, 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 historia jonizacji wodoru

  37. Temperature perturbations have 3 geometrically distinct sources: the scalar (compressional), scalar modesrepresent perturbations in the (energy) density of the cosmological fluid(s) at last scattering and are the only fluctuations which can form structure though gravitational instability vector (vortical) and tensor (gravitational wave) perturbations. Formally, they form the irreducible basis of the symmetric metric tensor. We shall consider each of these below and show that the scalar, vector, and tensor quadrupole anisotropy correspond to respectively. This leads to different patterns of polarization for the three sources historia jonizacji wodoru

  38. Secondary anisotropies get contributions from the entire line of sight Sachs-Wolfe effect It is broken into two parts: the effect of the potential at the surface of last scattering, which is the ordinary Sachs-Wolfe effect; and the integrated Sachs-Wolfe (ISW) effect, which depends on the change of the gravitational potential while photons of the CMB are passing through a potential well. This redshifting or blueshifting of a photon as it passes through potential wells is called the Integrated Sachs-Wolfe effect. Thermal Sunyaev-Zeldovich(SZ) effect􀂉Scattering of CMB photons off hot electrons􀂉Negative for low and positive for high frequencies􀂾Point Sources􀂉Contaminate 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. historia 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 historia jonizacji wodoru

  40. Podsumowując: WMAP zaobserwował • sygnał polaryzacji pochodzący z dużego obszaru nieba • Zmierzył • anizotropie temperaturowe (CTT l:TT power spectrum) • Korelacje temperatura – polaryzacja E ( CTEl : TE power spectrum) • Anizotropie polaryzacji E (EE power spectrum) • wynik: reionizacja przy z = 11 +/-3 historia 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 TT TE EE Wyniki WMAP rysunki wzory etc chyba dobre: Fig 25 z pliku: http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/journal/issues/ApJS/v170n2/64895/64895.html historia jonizacji wodoru

  42. The basic observable of the CMB is its intensity as a function of frequency and direction on the sky n . Since the CMB spectrum is an extremely good blackbody with a nearly constant temperature across the sky T , we generally describe this observable in terms of a temperature fluctuation . If these fluctuations are Gaussian, then the multipole moments of the temperature field (1) are fully characterized by their power spectrum (2) whose values as a function of l are independent in a given realization. For this reason predictions and analyses are typically performed in harmonic space. On small sections of the sky where its curvature can be neglected, the spherical harmonic analysis becomes ordinary Fourier analysis in two dimensions. In this limit becomes the Fourier wavenumber. Since the angular wavelength , large multipole moments corresponds to small angular scales l~102 with representing degree scale separations. Likewise, since in this limit the variance of the field is , the power spectrum is usually displayed as (3) http://background.uchicago.edu/~whu/araa/node4.htm historia jonizacji wodoru

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

  44. 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 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 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? B mode E mode Bardzo dobre: www.physics.mcgill.ca/~yoshihisa/Astro-tea-Yoshi-04-13-2006.ppt historia jonizacji wodoru

  45. 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 • Vector perturbation: The pattern are dominated by U mode • Tensor PerturbationBoth Q and U are present nearly equal amount 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) 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 www.physics.mcgill.ca/~yoshihisa/Astro-tea-Yoshi-04-13-2006.ppt historia jonizacji wodoru

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

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

  48. KWASARY a CMB • Wyniki z LYa kwasarów i CMB są konsystentne. • Z badań LYa 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*108 lat) • Pierwsze gwiazdy powstały bardzo wcześnie historia jonizacji wodoru

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

More Related