Promieniowanie 21 cm rys i narracja: Struktura nadsubtelna atomu wodoru Procesy wzbudzenia Widmo sygnału z całego nieba Tomografia 21 cm Las 21 cm
Obłoki HI Struktura nadsubtelna atomu wodoru ==> możliwe promieniowanie na fali 21 cm
Obłoki HI Promieniowanie neutralnego wodoru (HI) wydaje się słabe, ale radioteleskopy są czułe... Linia 21cm może być mierzona kilka razy dalej od centrów galaktyk niż linie optyczne.
Obłoki HI
n
Scenariusz w zarysie Na początku HI był przezroczysty...
Scenariusz - detale 200 > z > 30: zderzenia częste, kontakt gazu z CMB słaby ==> T_S = T_A <T_\gamma ==> CMB jest absorbowane, obserwacje niejednorodności gęstości 30 > z >z*: zderzenia rzadkie, CMB wymusza stosunek obsadzeń <==> T_S = T_\gamma, ==> brak efektów związanych z CMB z*> z > z_\alpha: grzanie przez Ly-\alpha, X ==> T_S = T_A<T_\gamma ==> absorpcja modulowana przez niejednorodności gęstości i grzania. z_\alpha>z > z_r: grzanie doprowadza do T_S = T_A > T_\gamma ==> emisja modulowana niejednorodnością gęstości, grzania I jonizacji z_r >z > z_r: teraz T_S = T_A >> T_\gamma <==> niejednorodności jonizacji
Scenariusz uśredniony po sferze Historia chłodzenia, podgrzewania, jonizacji i sygnału 21 cm kilka modeli. Obraz uśredniony po sferze.
Scenariusz uśredniony po sferze Zależność sygnału 21~cm od natężenia promieniowania podgrzewającego gaz w szerokim zakresie parametrów.
Podgrzanie przez DM? (2007) MNRAS, 377, 245 Zmiany temperatury promieniowania 21 cm w 3 hipotezach rozpadu / anihilacji różnych rodzajów DM. Parametry są tak dobrane, że te dodatkowe procesy nie zmieniają obserwowalnie historii jonizacji, ale wpływają na spiny atomów H. Efekt jest największy dla DM z lekkich cząstek (10 MeV).
(2008) Apj,676,1 Gwałtowna jonizacja wodoru (tu pomiędzy z=8 a z=7.4) powoduje gwałtowną zmianę temperatury spinowej i ostrą zależność sygnału 21 cm od częstości. Taki wyraźny,,skok'' w widmie jest łatwy do odróżnienia od wszelkiego rodzaju tła, mimo że ich temperatury są nieporównanie wyższe.
(2008) Apj,676,1 Projekt i rezultaty... Sam wynik może nie jest dla kosmologii przełomowy, ale pokazuje potencjalną skuteczność metody..
Obserwacje uśrednione po sferze? Planowane obserwatorium krążące wokół i zbierające dane po ciemnej stronie Księżyca. (Wstępna koncepcja w ramach Lunar Science Forum 2011)
Obserwacje uśrednione po sferze? Po lewej: schematyczna mapa emisji o częstości 70 MHz i mapa czułości anteny skierowanej daleko od Galaktyki. Po prawej: porównanie oczekiwanego sygnału (------) z różnymi typami tła. Sygnał ma nietrywialną zależność od częstości czym odróżnia się od tła.
Tomografia 21 cm Zasada jest prosta: nastawiamy odbiornik na 1420 Mhz/(1+z) i badamy sygnał 21cm z warstwy sferycznej odpowiadającej przesunięciu z + wszelkie tło Każde tło (Galaktyka, Układ Słoneczny, radiożródła,...) ma swój rozkład na niebie i można je modelować Sygnał 21 cm można odróżnić, jeśli tylko jego zależność od położenia jest wyraźnie inna niż dla tła, to daje szansę na Mapę 21 cm (z) Dodatkowym problemem jest fakt iż fluktuacje 21 cm to nałożone na siebie rezultaty fluktuacji gęstości gazu, stopnia jonizacji, promieniowania Ly-alpha, temperatury gazu i prędkości własnych. Mapa jest więc złożeniem kilku różnych map
Na czerwono: poziom tła, tzn przy z~10 tło jest 10^5 razy silniejsze.
Trac & Cen (2007) ApJ, 671,1: Rozkład HI (czarne) jest skomplikowany
Mesinger & Furlanetto (2007) ApJ, 669, 663
Square Kilometer Array (plan: 2020 phase1 2024 phase 2)
LOw Frequency ARray - LOFAR
HI przy z<3 Powtórna jonizacja pozostawia 1% wodoru jako obłoki HI uwięzione przez związane halo. Obserwacje sygnału HI pozwalają mierzyć widmo akustycznych oscylacji
Surowe/oczyszczone dane radiowe/zdegradowane optyczne.
Korelacje dolnej i środkowej mapy z poprzedniej strony. Sygnał (krzyżyki) to temperatura promieniowania 21 cm w funkcji odległości od galaktyki z przeglądu optycznego. Romby: temperatura w danej odległości od losowo wybranego punktu. Te obserwacje teleskopu w Green Bank demonstrują możliwości tomografii 21 cm przy z~1 na poziomie 4 sigma.
Inne linie widmowe Różne linie widmowe towarzyszące powstawaniu i ewolucji gwiazd mogłyby być wykorzystane do otrzymania map.
(Użyto pary linii stosunek częstości identyfikuje je jednoznacznie. Drugi problem: nakładająca się emisja np NIII z innego z nie bedzie korelacji z mapą w tej drugiej częstości.)
Synergia: Duże teleskopy widzą poszczególne galaktyki, mapy innych linii pozwalają poznać otoczenie galaktyk, 21cm widzi niezjonizowany jeszcze fragment przestrzeni.
Źródło radiowe o z=10 obserwujemy poprzez IGM. W częstościach powyżej 1420 MHz/(1+z)= 129.09 MHz możliwa jest absorpcja przez HI na linii widzenia. Duża liczba obłoków spowoduje absorpcję w wielu wyższych częstościach powstanie widmo absorpcyjne o charakterze lasu 21 cm. Symulacja odpowiada 10 dniowym obserwacjom z użuciem SKA (Square Kilometer Array w budowie) i 1kHz kanałów.
Problem: stosunkowo mała grubość optyczna HI w IGM wymaga jasnych/odległych źródeł. QSO sięgają z>7, ale potrzeba radiowo aktywnych.