Pierwsze obiekty Wszechświata Najdalsze obserwowane obiekty Teoria powstania struktury Implikacje Spekulacje Ciąg dalszy?
Najdalsze..
...i najstarsze......źrodło fotonów, czyli Wszechświat [WMAP anizotropia + polaryzacja po 3 latach pomiarów]
WMAP po 3 latach: (i później) Pomiary polaryzacji + widma CMB ===> Grubość optyczna: tau=0.09+/-0.03 Powtórna jonizacja pomiędzy z ~ 11 a z=7 z ~ 11 odpowiada t ~ 365 mln lat (To zmiana preferowanej wartości tau (0.17 --> 0.09) oraz uściślenie pomiaru tau w porównaniu z wnioskami opartymi na pierwszym roku obserwacji WMAP. Nowe pomiary sugerują późniejszą powtórną jonizację wodoru) CO zjonizowało gaz? WMAP określa tau rozkładu elektronów nie
WMAP po 5 latach: Kolejne 2 lata obserwacji WMAP nie przynoszą już istotnych zmian parametrów Wszechświata Planck też bez rewolucji (o tym kiedy indziej)
Gwiazdy Pop III, GRB, QSO
WMAP po 3(5) latach: Pomiary polaryzacji + widma CMB ===> Nowe wartości parametrów modelu kosmologicznego Nieznaczne zmiany parametrów gęstości Niższa wartość sigma_8 ---> ilościowe zmiany, konieczność ilościowych korekt w wielu stwierdzeniach poniżej
QSO efekt Gunna i Petersona White et al. (2005) AJ, 129, 2102 z=6,42. Zjonizowane obszary wzdłuż linii widzenia (przy z=6.08, 5.16 do 5.66 i 4.92) ''przepuszczają'' część promieniowania? Bromm et al. (2001)
Obszar częściowej jonizacji Barkana & Loeb (2001) Phys.Rep., 349,125
QSO efekt Gunna i Petersona Fan et al astro-ph/0512082
QSO efekt Gunna i Petersona Fan et al astro-ph/0512082
QSO: z~6 Fan et al astro-ph/0512080
Najwcześniejsze kwazary Większość obserwowanych QSO ma z<2 To nie wyklucza istnienia QSO o dużo większych z Ale: SDSS DR7 104 740 QSO (z<2.3) 16 633 QSO (z >2.3) tylko kilka z>6
GRB 050904 Discovery image (left panel) of the afterglow of GRB 050904 taken with the 4.1m Southern Observatory for Astrophysical Research (SOAR) telescope at infrared wavelengths. The afterglow can be seen fading away on subsequent nights (right panels, also from SOAR
GRB 050904 Fotometryczny pomiar przesunięcia ku czerwieni: z = 6.3+/-0.1 Tagliaferri et al. (2005) astro-ph 0509766
GRB 050904 Spektroskopia: z=6.295 Kawai et al. (2006) Nature, 440, 184
Rekordziści (?)
Rekordziści (?) [Gao, Fan & Yan (2009) Chinese TMT Meeting]
Rekordziści (?) [Wikipedia]
Rekordziści (?) [Wikipedia]
Statystyka GRB [GRBs localized with BSAX or BATSE/RXTE or ASM/RXTE or IPN or HETE or INTEGRAL or Swift www.mpe.mpg.de ~jcg/grbgen.html Jochen Greiner] Wśród 220 GRB mających optyczny odpowiednik znalazł się błysk o z=6.29
Statystyka GRB [GRBs localized with BSAX or BATSE/RXTE or ASM/RXTE or IPN or HETE or INTEGRAL or Swift www.mpe.mpg.de ~jcg/grbgen.html Jochen Greiner] Wśród 393 GRB mających optyczny odpowiednik znalazł się błysk o z=8.2 (GRB 090423)
Odległe galaktyki Kropki: spektroskopia Kółka: fotometria Spinrad(2004) Astrophysics Update
Odległe galaktyki Galaktyki o znanym spektroskopowym z. [Kompilacja: Berger et al. (2006) astro-ph/0603689]
Odległe galaktyki Bunker et al. (2006) NewAsRev, 50, 94 Galaktyka SBM03#1, z=5.83. Syntetyczne widmo populacji o wieku 100 400 mln lat zgodne z HST/Spitzer pomiarem skoku Balmera. Gwiazdy powstały więc przy z=8-13?
Odległe galaktyki [Stark & Ellis (2006) NewAsRev, 50, 46] Wstępne dane dotyczące tempa powstawania gwiazd w jasnych galaktykach przy 6<z<10. (Metoda: Ly-a break) TO za mało na powtórną jonizację.
Odległe galaktyki [Yan et al. (2006) ApJ accepted astro-ph/0604554] Masy jasnych galaktyk przy z~6. (Na lewo od pionowej linii obserwacje niekompletne) Przy z=6 sumaryczna masa gwiazd stanowiła 0.2-1% dzisiejszej za mało na podtrzymanie jonizacji.
Odległe galaktyki [Windhorst et al. (2006) NewAstrRev, 50, 113] Z drugiej strony: zliczenia obiektów o z~6 należących do Hubble Ultra Deep Field pokazują przewagę słabych galaktyk nad QSO. Czy te galaktyki jonizowały wodór przy z>6?
Teoria: powstanie struktury wskutek niestabilności grawitacyjnej Potęgowe pierwotne widmo fluktuacji gęstości P(k) Teoria liniowa, ewolucja, wsp. transmisji T(k) Anizotropia CMB (np WMAP+) pomiar widma dla małych, średnich k ==> parametry kosmologiczne, dedukcja widma dla dużych k Warunki początkowe dla symulacji nieliniowych Duże skale, dominacja ciemnej materii łatwe Małe skale, późne fazy hydro/aerodynamika skomplikowane
Powstanie struktury: obserwacje Widmo anizotropii CMB 3y WMAP NASA, WMAP
Powstanie struktury: obserwacje Tegmark + SDSS
Teoria: powstanie struktury wskutek niestabilności grawitacyjnej Zależność widma od modelu (bariony/neutrina/cdm) Baugh,C. (2001) Enc.Astron.
Teoria: powstanie struktury wskutek niestabilności grawitacyjnej T(k) dla różnych modeli.,,obcięcie'' w małych skalach zależy od składu materii. Eisenstein & Hu (1998) ApJ, 496, 605
Teoria: powstanie struktury formalizm Pressa i Schechtera Ograniczamy się do kulistego zagęszczenia w płaskim modelu. Wcześnie człon kosmologiczny jest nieważny i gęstość w modelu płaskim jest dana przez: W sferycznym wycięciu w płaskim W znajduje się jednorodna, nieco mniejsza kula, która ewoluuje jak fragment modelu zamkniętego: Stosunek gęstości w momencie maksymalnych rozmiarów kuli (\eta=\pi/2):
Teoria: powstanie struktury formalizm Pressa i Schechtera Widać, ze dla kazdego takiego zaburzenia \rho = 5.5\rho_0 w momencie maksymalnej ekspansji. Podczas dalszego zapadania następuje WIRIALIZACJA. Gdy kula zmniejszy swoje rozmiary dwukrotnie, jej energia potencjalna wzrasta dwukrotnie, a energia kinetyczna stanowi jej połowę. Jeśli ruchy materii staną się podczas zapadania chaotyczne, zachodzi konieczny warunek równowagi mechanicznej <==> TWE O WIRIALE: W momencie wirializacji kula jest ~147 razy gęściejsza od otoczenia. Warunek \rho>200*\rho_0 bywa używany do identyfikacji związanych graw. struktur w symulacjach numerycznych. Gdyby kontrast gęstości policzyć w przybliżeniu liniowym (zachowując tylko najstarsze nietrywialne wyrazy) byłoby: (Lit: 1.68.) Obszar, w którym teoria liniowa daje <\delta>~1.68 <==> zwirializowany
Teoria: powstanie struktury formalizm Pressa i Schechtera Barkana & Loeb (2001) Phys.Rep., 349, 125 Warunek powstania związanego obiektu o masie M
Teoria: powstanie struktury formalizm Pressa i Schechtera Madau (2007) [astro-ph] arxiv:0706.0123v1 Warunek powstania związanego obiektu o masie M
Teoria: powstanie struktury wskutek niestabilności grawitacyjnej Jako pierwsze związane grawitacyjnie powstają halo o małych masach [==>] Energia wiązania na cząstkę jest niska [==>] Gaz jest chłodny (<10^4K) Wzbudzenia H, He nieprawdopodobne Chłodzenie poprzez poziomy rotacyjne H_2 [HD?]
Teoria: powstanie struktury wskutek niestabilności grawitacyjnej Barkana & Loeb (2001) Phys.Rep., 349, 125 Masa powstającego halo z fluktuacji 1,2,3-sigma. Dostępne mech. chłodzenia
Teoria: powstanie struktury nowe wyniki WMAP: opóźnienie Alvarez et al. (2006) astroph/0604447 Część masy w związanych obiektach.
Pierwsze kondensacje DM 60x60x60 pc, 64 mln cząstek (każda 1.2*10^{-10} M_Sun) [Diemand, Moore & Stadel (2005) Nature, 433, 389]
Hipotetyczny scenariusz Fluktuacje gęstości większe fluktuacje pierwsze gwiazdy Populacji III (???) kolejne... i współczesne [WMAP, NASA]
Powstawanie gwiazd (,,dzisiaj'') (Tworzą się gromady gwiazd) Bate, Bonnell & Bromm (2003) MNRAS (2003) 339, 577
Najjaśniejsze gwiazdy dzisiaj Pistol Star in Pistol Nebula 10 mln razy jaśniejsza od Słońca, rozmiary ~ 1 AU Eta Carinae: M ~100*M_Sun.
Powstawanie gwiazd (dzisiaj) Fragmentacja aż do b. małych mas (~M_J) Bate, Bonnell & Bromm (2003) MNRAS (2003) 339, 577
Powstawanie gwiazd (z pierwotnej materii) W halo jedno parę zagęszczeń + akrecja. Do kilkuset M_Sun. Mniejsze zagęszczenia mogą nie zdążyć... Bromm & Loeb (2004) NewA,9, 353
Hipoteza: gwiazdy Pop III Pop III = gwiazdy powstające z pierwotnej materii (H + He + Li, Be, B i zupełny brak C,N,O,...,Fe,...) Odmienny skład chem. ==> inne mechanizmy chłodzenia==> inny przebieg niestabilności grawitacyjnej ==> inne widmo mas gwiazd Gwiazdy dużych mas (>10^2 M_Sun) Szybka ewolucja UV --->jonizacja gazu
Gwiazdy Pop III: różnice Tumlinson & Shull (2000) ApJL, 528,65 Bromm et al. (2001) ApJ, 552, 464
Gwiazdy Pop III: różnice Wg Tumlinson & Shull (2000) + Bromm et al. (2001) Strumień od 10^6 M_Sun przy z=10
Gwiazdy Pop III: konsekwencje Jeśli częstość GRB ~ SFR, Pop III też ma swój wkład do rozbłysków przy z ~ 10-15. [Bromm & Loeb (2006) ApJ, 642, 382]
Anizotropia tła IR <--> Pop III? Obserwacje: Spitzer. Redukcja trudna (wkład zwykłych galaktyk). Amplituda i skala zgodne z wkł. Pop III w halo małych mas. [Kashlinsky et al. (2005) Nature, 438, 45]
Gwiazdy Pop III: konsekwencje Promieniowanie UV --> zahamowanie tworzenia gwiazd Pop III Pop II5 (?) Wzbogacenie w metale --> koniec PopII5 Jonizacja ośrodka Zmniejszenie roli gwiazd M>100M_Sun ==> Produkty SN niejednorodnie rozmieszczone Skład chemiczny jak w SN Pop II/I
Kwazary Popularny schemat aktywnego jądra galaktyki
BH Obserwowane masy BH/ masy sferoidalnych podukładów galaktyk
BH Obserwowane masy BH/ dyspersja prędkości gwiazd w galaktykach Gebhardt et al. (2000) 539, L13 ApJ,
BH Wyithe i Loeb (2003): korelacja masa BH <-->prędkość w halo * To samoregulacja: BH rośnie aż wydzielona przy akrecji energia usunie gaz z halo * Relatywnie większe BH wcześniej
Kwazary [Wyithe & Loeb (2003) ApJ, 595, 614] Obserwowane i postulowane: zgodność skalowania ~(1+z)^5/2 dla 2<z<6
Przypadek SDSS 1044-0125 QSO SDSS 1044-0125 M_bh~3x10^9, z=5.82 M_halo ~ 10^13 Czarne linie pokazują typowe historie powstawania takiego obiektu. Haiman & Loeb (2001) ApJ, 552, 459
Kwazary Standardowe parametry akrecji tłumaczą wzrost masy BH nawet do >10^9 przy z>6 Kwazary takie, jakie obserwujemy przy z~6 w zasadzie powinny być obserwowalne i wcześniej, chociaż.. Mogą być ukryte w obłokach pyłu W burzliwych wczesnych epokach tempo akrecji mogło być zmienne, efektywność promieniowania niska...
Powtórna jonizacja oszacowania Loeb (2006) astro-ph/0603360 Gwiazdy=10% materii w halo 40 fot/nukleon 10% ucieka Rekombinacja zależy od niejednorodności ośrodka
Powtórna jonizacja symulacje Gnedin (2000) ApJ, 535, 530
Powtórna jonizacja Oszacowania pokazują, że zjonizowanie wodoru jest łatwe Zamiana 1% masy związanych obiektów w BH również mogłaby spowodować jonizację Symulacje dają bardzo skomplikowany obraz, który silnie zależy od detali Obserwacja widma absorpcyjnego jakiegoś odległego obiektu mogłaby dostarczyć potrzebnych ograniczeń (topologia,historia)
James Webb Space Telescope Plan: 2013 6.5m, NIR+MIR W punkcie L2 Zasięg >HST ---> Możliwość rejestracji galaktyk przy z>10
21 cm Mileura, Western Australia Różne T_k, T_s, T_fot Wpływ na widmo CMB w 21cm*(1+z) Możliwość badania wodoru przed i w czasie jonizacji (brak korelacji pomiędzy anizotropią w bliskich częstościach) Loeb (2006) astro-ph/0603360
Pierwsze obiekty Minihalo (10^6 M_Sun) W nich gwiazdy Pop III światło GRB z Pop III (?) Galaktyki większych mas QSO w centralnych obszarach