宇宙論

Report
SKAによる宇宙論
高橋慶太郎
熊本大学
2013年12月18日
目次
1、標準宇宙モデル
2、標準宇宙モデルを超えて
3、電波観測による宇宙論
4、まとめ
1、標準宇宙モデル
標準宇宙モデル
・インフレーションで密度ゆらぎ生成
・平坦
・冷たい暗黒物質
・宇宙定数
Planck HP
ΛCDM model
宇宙論パラメータ
Planck only
これだけでほぼ全ての観測結果が説明できる
宇宙論パラメータ
密度ゆらぎの初期条件
A~10-9:大きさ
ns~0.96:スペクトル
宇宙の構成と膨張
Ωc~0.27:暗黒物質
Ωb~0.05:バリオン
ΩΛ=1- Ωc - Ωb ~0.7:宇宙定数
H0~70km/s/Mpc:現在の宇宙膨張速度
再イオン化
zre~10:再イオン化の時期
Planck
宇宙論の観測
宇宙背景放射
Ia型超新星
銀河分布
弱い重力レンズ
宇宙論の観測
宇宙背景放射
Ia型超新星
銀河分布
弱い重力レンズ
・宇宙論の要
・宇宙誕生後40万年の
ゆらぎの様子
・ゆらぎの初期条件
+宇宙論的摂動論で
きれいに予言
・WMAP → Planck
・foregroundが問題
Planck
宇宙論の観測
宇宙背景放射
Ia型超新星
銀河分布
弱い重力レンズ
・z = 0~1.5の宇宙膨張
の進化を測る
・宇宙の加速膨張を示唆
→ 暗黒エネルギー
・systematicsの理解が鍵
Conley+ 2011
宇宙論の観測
宇宙背景放射
Ia型超新星
銀河分布
弱い重力レンズ
・暗黒物質の分布を
間接的に測る
・バリオン音響振動
→ 角径距離
・パワースペクトル
→ ゆらぎの進化
・赤方偏移空間歪み
→ 速度場
・今後大規模化
SDSS
Anderson+ 2012
宇宙論の観測
宇宙背景放射
Ia型超新星
銀河分布
弱い重力レンズ
・暗黒物質による
銀河像の歪み
・宇宙膨張とゆらぎ進化
・観測が進みつつあり
今後の大規模化で
将来有望
背景銀河
レンズ天体
(暗黒物質)
観測
wikipedia
宇宙論の観測
宇宙背景放射
Ia型超新星
銀河分布
弱い重力レンズ
Heymans+ 2013
supernova cosmology project 2011
宇宙論の観測
CMB
SNIa
BAO
弱重力レンズ
2000
2010
2020
宇宙論の観測
CMB
SNIa
BAO
弱重力レンズ
2000
電波
2010
2020
2、標準宇宙モデルを超えて
宇宙論:5つの重要問題
暗黒エネルギー(修正重力理論)
暗黒物質
ニュートリノ質量
原始密度ゆらぎの性質
背景重力波
宇宙論:5つの重要問題
暗黒エネルギー(修正重力理論)
暗黒物質
ニュートリノ質量
原始密度ゆらぎの性質
背景重力波
暗黒エネルギー
constant w
宇宙を加速膨張させる
エネルギー
状態方程式
p (t )
w(t ) 
 (t )
宇宙定数:w = -1
・物理的実体はよくわからない
・宇宙定数は不自然
・時間変化があるのが自然
Planck
暗黒エネルギー
エネルギー
密度
放射
物質
時間
暗黒エネルギー
エネルギー
密度
放射
物質
宇宙定数
時間
暗黒エネルギー
エネルギー
密度
放射
物質
宇宙定数
時間
暗黒エネルギー
エネルギー
密度
放射
物質
クインテッセンス
→ 早期暗黒エネルギー
宇宙定数
時間
暗黒エネルギー
エネルギー
密度
放射
物質
再イオン化期に影響
→ 21cm線で観測
クィンテッセンス
→ 早期暗黒エネルギー
宇宙定数
時間
原始密度ゆらぎの性質
Planck
インフレーションによるゆらぎの生成
・ほぼスケール不変
→ ずれが測られている
・ほぼガウス分布
→ まだずれ(非ガウス性)は見えていない
赤が多い?
青が多い?
確率
ゆらぎの
標準偏差
10-5
標準偏差
大スケール
小スケール
ゆらぎの大きさ
原始密度ゆらぎの性質
非ガウス性
fNL
10
1
ゆらぎの非線形効果
サイクリックモデル
0.1
0.01
シンプルインフレーション
非標準
インフレ
ーション
原始密度ゆらぎの性質
非ガウス性
fNL
10
1
Planckで否定
ゆらぎの非線形効果
サイクリックモデル
0.1
0.01
シンプルインフレーション
非標準
インフレ
ーション
2020年代のサーベイ計画
名称
機関
稼働
形態
目的
Euclid
ESA
2020-
人工衛星
暗黒エネルギー
LSST
USA
2022-
地上望遠鏡
汎用
WFIRST
NASA
2023-
人工衛星
汎用
3、電波観測による宇宙論
電波観測による宇宙論
原始密度
ゆらぎ
continuum survey
→ 弱重力レンズ
HI line survey(近傍宇宙)
→ 銀河分布
再イオン化期の中性水素
・中性水素密度ゆらぎ
・21cm forest
z = 0.8のHI intensity mapping
暗黒エネルギー
早期暗黒
エネルギー
Chang+ 2010
電波観測による宇宙論
初めての電波宇宙論
ASKAP-WALLABY(HI)
9,600 hours
30,000 deg2
angular resolution: 30”
7×105 redshifts
redshift: 0-0.26
黄:ASKAP
赤:optical (2dF, 2005)
Duffy+ 2012
Euclid “Red Book”
Abdalla+ 2010
SKA survey
1yr, 20,000 deg2
FOV=10 deg2
continuum survey
0.03μJy~SKA2
redshift survey
0.3μJy~SKA1
Euclid
SKA2
project redshift imaging start
SKA1
108
109
~2020
SKA2
109
1010 ~2026
Euclid
108
109
~2020
SKA1
暗黒エネルギー探査
Abdalla+ 2010
SKAによるバリオン音響振動
のシミュレーション
・1 year
・20,000 deg2
redshift
distribution
HI mass function
状態方程式への制限
Abdalla+ 2010
黒:SKA1 BAO+Planck
黄:SKA2 BAO+Planck
時間変化する状態方程式への制限
黒:Euclid all+Planck
黄:SKA2 all+Planck
Abdalla+ 2010, Euclid “Red Book”
早期暗黒エネルギー探査
Wyithe+ 2007
高赤方偏移でのバリオン
音響振動観測
・MWA5000 ~ SKA1
・3,000 hour
Anderson+ 2012
暗黒エネルギー
エネルギー
密度
放射
物質
宇宙定数
時間
暗黒エネルギー
エネルギー
密度
放射
物質の10%以上なら検出できる
物質
宇宙定数
時間
暗黒エネルギー
エネルギー
密度
放射
物質の10%以上なら検出できる
物質
本当に宇宙定数なのか
宇宙定数
時間
SKA時代の宇宙論
(誤差) = (統計誤差) + (系統誤差)
SKA時代の宇宙論
(誤差) = (統計誤差) + (系統誤差)
天体が多いほど小さい
SKA時代には十分な天体
cosmic varianceの壁
SKA時代の宇宙論
(誤差) = (統計誤差) + (系統誤差)
天体が多いほど小さい
理論の不定性 望遠鏡特性
SKA時代には十分な天体
cosmic varianceの壁
数が多ければいいという
時代は終わる。
弱重力レンズのsystematics
shear
重力レンズ 望遠鏡特性
元々の形
相関
どのような形の銀河がどこにできるか。
モデル化は難しい。単なる誤差ではなく
系統的なズレが生じる。
intrinsicの推定はEuclidの最重要課題
弱重力レンズのsystematics
電波と可視光の相互相関
Patel+ 2010
VLA, MERLIN ⇔ HST
電波と光の楕円の向きの相関
弱重力レンズのsystematics
積分偏波角と光学像の相関
Stil+ 2009
偏波度 < 0.03
@4.8GHz
Beck & Hoernes, 1996
spiral gals
Virgo gals
偏波度 > 0.03
@4.8GHz
弱重力レンズのsystematics
暗黒物質分布再構成のシミュレーション
Brown+ 2011
e-MERLIN
SKA1
弱重力レンズのsystematics
電波と可視光の相互相関
小さい
積分偏波角によって
intrinsicな形を推定
できる
天体を選ぶと
電波と光の
相関は小さい
systematicsをとても小さくできる可能性がある
非ガウス性
ISW(CMBと銀河の相関)
によるfNLへの制限
銀河のパワースペクトル
によるfNLへの制限
Planck
fNL = 1の壁
SKA cosmology team
非ガウス性への制限
非ガウス性
fNL
10
1
Planckで否定
ゆらぎの非線形効果
サイクリックモデル
0.1
0.01
シンプルインフレーション
非標準
インフレ
ーション
Carlton Baugh
非ガウス性:multi-tracer
Seljak 2009
cosmic varianceをなくす
異なるbiasを持つ2種の天体
1  b1 DM
b2  2

 2  b2 DM
b1 1
ランダム性が消える!
biasは基本的に定数だが
非ガウス性があると
スケール依存性が出る。
b( k )  b0  f NL b( k )
cosmic varianceなしに
非ガウス性を制限できる
非ガウス性:multi-tracer
Ferramacho+ in preparation
SKA1で観測される様々な種類の活動銀河の
パワースペクトルからfNLを制限
青:活動銀河まとめて
黒:SF I, SF II, RQQを分離(X線も使う)
fNL = 1の壁を崩す!
非ガウス性:EoR cosmology
昔の宇宙では大きなスケールが小さく見える
→ biasのスケール依存性を見るのに有利
cf. Yokoyama+ 2011
Joudaki+ 2011
Tashiro+ 2012
Chongchitnan & Silk 2012
mini-haloによる21cm線ゆらぎを大領域で観測
→ fNL=0.1に到達可能(SKA1, 1000 hours)
fNL = 1の壁を崩す!
非ガウス性への制限
非ガウス性
fNL
10
1
Planckで否定
ゆらぎの非線形効果
サイクリックモデル
0.1
0.01
シンプルインフレーション
非標準
インフレ
ーション
非ガウス性への制限
非ガウス性
fNL
10
1
Planckで否定
ゆらぎの非線形効果
SKA1
サイクリックモデル
0.1
0.01
シンプルインフレーション
非標準
インフレ
ーション
非ガウス性への制限
非ガウス性
fNL
10
1
Planckで否定
ゆらぎの非線形効果
SKA1
サイクリックモデル
非標準
インフレ
ーション
0.1
SKA2(妄想, in preparation)
0.01
シンプルインフレーション
インフレーションは本当にあったか?
密度ゆらぎ
スペクトル
重力波
強さ
スペクトル
非ガウス性
インフレーションは本当にあったか?
密度ゆらぎ
スペクトル
重力波
強さ
スペクトル
非ガウス性
インフレーションは本当にあったか?
密度ゆらぎ
スペクトル
重力波
強さ
スペクトル
非ガウス性
インフレーションは本当にあったか?
密度ゆらぎ
スペクトル
重力波
強さ
スペクトル
非ガウス性
インフレーションは本当にあったか?
密度ゆらぎ
スペクトル
重力波
強さ
スペクトル
非ガウス性
インフレーションは本当にあったか?
密度ゆらぎ
スペクトル
SKAがインフレーションを
最終的に検証する
重力波
強さ
スペクトル
非ガウス性
4、まとめ
SKAによる宇宙論
電波による宇宙論がもうすぐ始まる
SKAは宇宙論の大きなの謎に答える
・暗黒エネルギー(修正重力理論)
「本当に宇宙定数か?」
・原始密度ゆらぎの性質
「本当にインフレーションは起こったか?」

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