wstęp po wielkim wybuchu w wyniku rozszerzania się wszechświata obniża się jego temperatura

mhs 2008 pierwsze światło i GRB 1

WstępWstęp

Po Wielkim Wybuchu w wyniku rozszerzania się Wszechświata obniża Po Wielkim Wybuchu w wyniku rozszerzania się Wszechświata obniża się jego temperatura. się jego temperatura.

Jest to okres Dark Ages – brak jest źródeł promieniowania. Jest to okres Dark Ages – brak jest źródeł promieniowania.

Wydaje się że powstawanie pierwszych gwiazd przy przesunięciu ku Wydaje się że powstawanie pierwszych gwiazd przy przesunięciu ku podczerwieni 7<z<14. kończy okres ciemności – Dark Ages podczerwieni 7<z<14. kończy okres ciemności – Dark Ages

Nie jest jasne jaki był wiek Wszechświata kiedy zaczęły powstawać Nie jest jasne jaki był wiek Wszechświata kiedy zaczęły powstawać galaktykigalaktyki

Teleskop SUBARU zaobserwował (spektroskopowo zmierzył Teleskop SUBARU zaobserwował (spektroskopowo zmierzył przesunięcie widma ku podczerwieni) najodleglejszą galaktykę (z=6.96)przesunięcie widma ku podczerwieni) najodleglejszą galaktykę (z=6.96)

Wynika z tej obserwacji że galaktyki zaczęły powstawać 750 Mlat po Wynika z tej obserwacji że galaktyki zaczęły powstawać 750 Mlat po WW gdy Wszechświat miał 6% obecnego wieku WW gdy Wszechświat miał 6% obecnego wieku

Wstęp

Def.


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(t0), t0 – dzisiaj

a(t0) = 1

R(t) = R(t0) (3H0t/2)2/3

Wyznaczanie z:

obserw /

emit = 1+z


Odległość od SłońcaRedshift z„lookback time”

WWCMB

Galaktyka SDF SDSS QSO SN1997ffGRB050904

Wszechświat Zwalnia /Przyspiesza

Najdalsze Najdalsze obserwowane obserwowane obiektyobiekty

Wstęp

103 Mparsec

SDF SUBARU Deep Field

SDSS Sloan Digital Sky Survey

http://www.nature.com/nature/journal/v440/n7081/full/440154a.html#f1


http://www.nature.com/nature/journal/v440/n7081/full/440154a.html#f1

WstępWstęp

Całe niebo pokazane w kącie 3600 oraz czasie – przesunięciu ku podczerwieni

Część nieba bez danych - zasłonięta przez pył naszej Galaktyki

Najdalsze światło CMB z WW

Najdalsze obiekty: GRB050904 (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 >0.7554 Wszechświat hamuje z <0.7554 Wszechświat przyspiesza


Czy odległe GRB z dużym przesunięciem ku podczerwieni mogą być Czy odległe GRB z dużym przesunięciem ku podczerwieni mogą być jednym z narzędzi badań wczesnego Wszechświata?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 Hepowodują re-jonizację Wszechświata który staje się przezroczystysą

•bardzo ciężkie•przodkami GRB, które powstają wcześniej niż galaktykami i QSO

Powstawanie gwiazd III populacji kończy okres Dark Ages


Teoria Wielkiego Wybuchu Teoria Wielkiego Wybuchu – – Big BangBig Bang

Ewolucja Wszechświata rozpoczęła się od Wielkiego Wybuchu w osobliwym punkcie czasoprzestrzeni.

W Wielkim Wybuchu powstała przestrzeń, materia i czas.

Teoretyczne podstawy modelu Wielkiego WybuchuTeoretyczne 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 Przewidywany rozwój Wszechświata zależy od ilości i rodzaju materiimaterii

http://www.fuw.edu.pl/~lewand/nauka_a_4.htmlBig Bang


Model Wielkiego Wybuchu przewidujeModel 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 orazrodzaj oraz skład ilościowy pierwiastkówskład 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) materiiWszechświat ewoluuje z gorącej (jednorodnej) materii

Big Bang


Model WW nie przewidujeModel 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


Ilość Deuteru osiąga maksimum po ~100 sec, następnie przechodzi w d+d -> 4He+Mała ilość 7Li pochodzi z niewielkiej liczby jąder He reakcje: 4He+4He->7Li+p Ze względu na czas życia nie są obserwowane powstałe w WW

• 3H -> 3He (~12 lat) •7Be -> 7Li ( ~53 dni)

Przewidywania modelu Wielkiego WybuchuPrzewidywania modelu Wielkiego Wybuchu

Skład izotopowy Wszechświata w funkcji czasu / temperatury

skład izotopowy


Przewidywana zawartość pierwiastków powstałych w wyniku WW w funkcji gęstości barionów - B

Wyznaczone zawartości pierwiastków powstałych w WW

Ilość 3He, 4He oraz 7Li zależy od 1 parametru – B gęstości materii barionowej (protony + neutrony) wyznaczonej w badaniach CMB.

•dla 7Li istnieje pewna rozbieżność z przewidywaniami z CMB

skład izotopowy


Metaliczność gwiazd – Metaliczność gwiazd – definiuje zawartość ciężkich pierwiastków w gwieździedefiniuje zawartość ciężkich pierwiastków w gwieździe.

Z=xi

•xi % masy każdego pierwiastka•ZO = 0.02 (dla Słońca)•Problem – nie wszystkie pierwiastki wchodzące w skład gwiazdy są mierzone

Metaliczność – [Fe/H] logarytm dziesiętny stosunku obfitości żelazawzględem wodoru dla gwiazdy i dla Słońca:

•Stosunek zawartości Fe do H w odniesieniu do Słońca [Fe/H] = log (Fe/H) [Fe/H] = log (Fe/H) ∗∗− log (Fe/H)− log (Fe/H)OO

•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


Tradycyjny podział gwiazd: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


(Hipotetyczne) Własności gwiazd III populacjiWłasności 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 < 10-4 ZO

Masy gwiazd III populacji |= od mas dla gwiazd II i I populacji.

W III populacji gwiazd występują bardzo duże masy (M*~10 2 – 3MO)

Gwiazdy III populacji mają krótki czasem życia (najcięższe: ~106lat)

Problem w tym, że mimo intensywnych poszukiwań nie zostały (prawdopodobnie), zaobserwowane.

POP III


Prędkość spalania paliwa – czas życia gwiazdy - silnie zależy od Prędkość spalania paliwa – czas życia gwiazdy - silnie zależy od jej masyjej masy

Czasy spalania |= pierwiastków dla gwiazdy o masie

M=20MO

M=200MO


Dlaczego nie widać Gwiazd III populacjiDlaczego 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 MO), 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


Sun

Zależność Czasu życia gwiazdy od jej masyZależność Czasu życia gwiazdy od jej masy

Wiek Wszechświata

Te miałyby szanse Może jakieś przeżyły?

Czas życia gwiazdy

Masa gwiazdy

POP III


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 populacjiPoszukiwanie gwiazd III populacjiNASA prowadzi NASA prowadzi Great Observatories ProgramGreat Observatories Program

POP III


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 Probable glow of Population III stars from

NASA's Spitzer Space Telescope. NASA's Spitzer Space Telescope.

Czy na pewno?

POP III


Gwiazdy III populacji –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*~100MO)

Największe masy dają w wyniku krótsze czasy życia (~106 lat).

POP III

Pierwsze gwiazdy są bardzo gorące i jasne ->silnie jonizują

Brak metali -> brak chłodzenia metalami-> cięższe gwiazdy (M*~100MO)

Brak metali -> brak utraty masy -> Do końca życia pozostają ciężkie


Obecnie wydaje się że: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


Koniec Dark AgesKoniec 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_0706.2445Koniec Dark Ages


Pojawienia się metali we Wszechświecie–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.

http://arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/0509/0509101v1.pdf

Koniec Dark Ages


GRB – kilka faktówGRB – kilka faktów

Zapewne najjaśniejsze wybuchy we Wszechświecie w których powstaje promieniowanie elektromagnetyczne. Świetlność jest rzędu L~1051-52erg*s-1

Obserwowane 2 rodzaje GRB:

•Krótkie

•Długie

Fotony o energiach keV – MeV w krótkich rozbłyskach są rejestrowane przez satelity

GRB


Swift

BeppoSAX

www.astro.su.se/English/groups/head/GLAST2006/talks/GRB/norris.ppt

Krótkie Długie

NS – gwiazda neutronowaBH - czarna dziura

Długie - GRBL•T (czas trwania) > 2 s•Struktura

•Wiele impulsów•Szerokość 0.3 – 50 s

•Pochodzą z obszaru powstawania gwiazd

•Redshift 2 - 4•? 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 GRB2 Rodzaje GRB

Czas trwania rozbłysku, T


GRB – kilka faktówGRB – kilka faktów

Obecnie wiadomo że GRB są pochodzenia kosmologicznego (0.1<z<6.3)

Większość długich GRB powstaje w wyniku śmierci ciężkich gwiazd

Jasność GRB pozwala na ich badania w dużej części obserwowanego Wszechświata

Z tych względów GRB mogą być narzędziem do badania

•Rozszerzania się Wszechświata

•historii procesów powstawania gwiazd

Fotony o energiach keV – MeV w krótkich rozbłyskach są rejestrowane przez satelity – czas przyjścia rozbłysku - tryger.

GRB

mhs 2008 pierwsze światło i GRB 26GRB 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 standardoweGRB 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

http://www.journals.uchicago.edu/doi/pdf/10.1086/466509

Zależność Hubbla dla GRB ( ) oraz „złotej próbki” SN.( ).


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

-> ja

sn

oś

ćZależność HubblaZależność Hubbla

http://cfa-www.harvard.edu/supernova/HighZ.html

GRB i kosmologia


Poświata GRBPoświata GRBWydaje się że zjawisko LGRB jest powodowane śmiercią ciężkich

gwiazdNiektórym 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 WszechświataBadanie 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: http://arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/0702/0702220v2.pdf

Poświata GRB

Kilka przykładów: zależność od, zależność od czasu

http://arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/0702/0702220v2.pdf


Swift GRB 050730 poświata 4 h po trygerze (17.7)Wyznaczenie z na podstawie absorpcji linii Ly oraz wąskich linii innych pierwiastków (z =3.96855+-0.00005!!!) Szereg wniosków dot. gazu międzygwiezdnego i przodka GRB 1) gęstość neutralnego wodoru 2)zawartosci metali, 3) metaliczność przodka

http://www.journals.uchicago.edu/doi/pdf/10.1086/498646

Poświata GRB 050730 po 1’ GRB była bardziej intensywna od najjaśniejszego znanego QSO (HS 1700+6416, z = 2.73); 4h 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 =3.96855+-0.00005 using narrower metal absorption lines.

Poświata GRB


Optical light curve of GRB 050802Optical light curve of GRB 050802 in four of the six filters available.

http://www.blackwell-synergy.com/doi/pdf/10.1111/j.1365-2966.2007.12054.x

Czas, sec 103 104 105 106

•GRB 050802, 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 throughoutthe 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

mhs 2008 pierwsze światło i GRB 31Poświata GRB

X-ray light curve of GRB 050802X-ray light curve of GRB 050802.

http://www.blackwell-synergy.com/doi/pdf/10.1111/j.1365-2966.2007.12054.x

Liczba zliczeń / sec

Czas, sec

103 104 105 106

mhs 2008 pierwsze światło i GRB 32modele-GRB

2 możliwe mechanizmy2 możliwe mechanizmy prowadzące do wyzwolenia dużej energiiKrótkie GRB – merging NS – NS (?)Długie GRB - Collapsar (nazywany również hypernova, energetyczna supernova)

CollapsarWybuch SN Bardzo ciężka gwiazda zapadająca się w szybko wirującą czarną dziurę

mhs 2008 pierwsze światło i GRB 33modele-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.

http://meetyouruniverse.com/grb/theory.html








FIREBALL MODELFIREBALL MODEL

ISM

INTERNALSHOCK

RAYS

X-RAYS

OPTICALRADIO

20 km

1-6 AU

1000-2000 AU

modele-GRB

EXTERNALSHOCK


Wybuchy super nowych i Powstawanie czarnych dziur oraz Wybuchy super nowych i Powstawanie czarnych dziur oraz relatywistycznych jetówrelatywistycznych 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


Types of supernovae,Types of supernovae, are observational classifications and do not imply a particular model of the

phenomenon.

Type I no HIa strong Si 6150 A line Ib no Si line and 5876 A He lineIc 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 ???


GRB i SuperNovaGRB i SuperNova

SN-GRB


GRB jako narzędzie badania pierwszego miliarda lat WszechświataGRB 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


GRB GRB Era SWIFTuEra 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


The Swift Gamma-Ray Burst MissionThe Swift Gamma-Ray Burst Mission

2004. 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: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


The Swift Gamma-Ray Burst MissionThe Swift Gamma-Ray Burst Mission

Baseline Capabilites: > 200 GRBs studied over a two year period 0.3 - 5 arcsec positions for each GRB Multiwavelength observatory:

•gamma, •X-ray, •UV and •optical)

20 - 75 sec reaction time Approximately three times more sensitive than BATSE Spectroscopy from 1800 - 6000 Angstroms and 0.2 - 150 keV Six colors covering 1800 - 6000 Angstroms Capability to directly measure redshift Results publicly distributed within seconds

GRB


Obserwacja SWIFTU w widmie optycznym, UV i X-achObserwacja SWIFTU w widmie optycznym, UV i X-ach.

SN 2007af type IaNGC 5584z = 0.005464d = 23 Mpc

widmo widzialne UV X

GRB


JWST - The James Webb Space Telescope JWST - The James Webb Space Telescope large, infrared-optimized space telescope, scheduled for 2013.

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


EXIST - Energetic X-ray Imaging Survey TelescopeEXIST - Energetic X-ray Imaging Survey Telescope 2015 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 > 6-10. •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


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>100MO) i miały bardzo krótki czas życia (106 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


GRB jako narzędzie badań GRB jako narzędzie badań wczesnego Wszechświatawczesnego 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

Str

umie

ń po

świa

ty G

RB

, d

la

lini

i Ly

w u

kład

zie

źród

ła [

Jy]

Def. 1 Jansky

GRB

http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/0706/0706.2445v2.pdf


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 H2)

GRB jako narzędzie badań wczesnego WszechświataGRB jako narzędzie badań wczesnego Wszechświata

GRB

Pytanie – ile GRB o dużych z mogłoby pochodzić z gwiazd III populacji???


Virgo Cluster of Galaxies

Half Age of Universe

Długie GRBKrótkie GRB

Liczba GRB (które mają zmierzone z) obserwowanych przez SWIFT w funkcji z


GRB


Lookback TimeLookback TimeThe time required for light to travel from an emitting object to the

receiver. Looking at a distant object we are "looking back" in time.

http://www.mhhe.com/physsci/astronomy/fix/student/chapter24/24b03.html

zLook

back

tim

e/ag

e of

the

Uni

vers

e.


http://www.astro.rug.nl/~onderwys/ACTUEELONDERZOEK/JAAR2003/college2/Cosmology.html

czasWW Jesteśmy tutaj

Dla określonego modelu Wszechświata zależność przesunięcia ku podczerwieni od czasu

2

10

0.1

0.01

1

4 8 10 12


The Big Bang (13.7 Gyrs)

Trilobytes (500 Myrs)

Era of Short GRBs?Selection effects …

“Era of Long GRBs”

Era krótkich GRBBias doświadczalny?

Era długich GRB

Wielki Wybuch13.7 Gy

Znajomość z pozwala na określenie kiedy nastąpił wybuch – „lookback time”. Liczba GRB w funkcji „lookback time”.


GRB


http://www.nasa.gov/vision/universe/starsgalaxies/2005_distant_grb_prt.htm

PodsumowującPodsumowując

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


http://www.nasa.gov/vision/universe/starsgalaxies/2005_distant_grb_prt.htm

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..

GRB050904 najdalszy obserwowany wybuch, z = 6.29GRB050904 najdalszy obserwowany wybuch, z = 6.29

GRB, prawdopodobnie pochodzący z bardzo wczesnego wybuchu gwiazdy około 13*109 lat temu gdy wiek Wszechświata wynosił 6% obecnego.

D Z I Ę K U J ĘD Z I Ę K U J Ę


A note on the colour images. To create the colour image, the data are split into three energy bands: 0.3-1.2 keV, 1.2-1.8 keV and 1.8-10 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.

http://www.swift.ac.uk/xrt_curves/Poświata GRB


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

=HO-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 �

qO=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.

http://www.physics.uq.edu.au/people/ross/phys2080/galaxy/z.htm

wstęp po wielkim wybuchu w wyniku rozszerzania się wszechświata obniża się jego temperatura

Documents