DECIGO/BBO ではかる 宇宙の加速膨張
高橋 龍一(国立天文台)、中村 卓史(京大)
submitted to Phys. Rev. D, astro-ph/0408547
§1. 赤方偏移の時間変化を用いて、
宇宙の加速膨張を決定する方法 (Loeb 1998)
赤方偏移の時間変化 Δz
観測者 遠方の天体
赤方偏移 z
Δt 年後に同じ天体を観測
赤方偏移 z+Δz
宇宙が加速膨張:ドップラー速度が時間とともに増大、 Δ z>0
減速膨張: 減少、 Δz<0
yr
t
tH
tHzHz z
2
8
0
)(0
1010
)1(
後退速度 Δv=cΔz
yr
tsmv
210/1
惑星探査では、多くの吸収線を用いて、星のドップラー
速度が 3 m/s 程度で決まる。
この技術を応用して、QSOの(吸収線から)ドップラー速度 が同じ精度で決まれば、宇宙の加速膨張が直接測れる。
§2. 中性子星連星からの重力波を
用いた宇宙加速膨張の決定方法 (Seto, Kawamura & Nakamura 2001)
連星
2
00 )X( ttT z
加速膨張による補正項
赤方偏移 z
現在 z = 0
時間間隔
観測者
時間間隔
Zt
0t
z1tT Z +=
00 Hz1
(z)H-H
2
1X(z)
: acceleration parameter
◆連星からの重力波の位相に対する
宇宙の加速膨張の影響
f :重力波の周波数
加速膨張による補正項
連星 赤方偏移 z
時間間隔
観測者 現在 z=0
時間間隔 Zt 0t
z1tT Z +=2
00 )X( ttT z
重力波の位相
2
00 )X(222 tftfTf z
(Seto et al. 2001)
●連星の重力波波形 (周波数空間) (f)h~
(f)ie(f)h~
13/3-10/3-
CZ
13/3-5/3-
CZCC MfX(z)32768
25-fM8
4
3
4--tf2(f)
1M
2M
:連星の質量
:公転運動の角振動数
:重力波の振動数
2,1M
f f
Newton 近似の四重極公式 (Cutler & Flanagan 1994)
加速膨張による補正項 :coalescence time, phase CC ,t
z1MMMMM-1/5
21
3/5
21CZ
:redshifted chirp mass
◆DECIGO 計画 (DECi hertz Interferometer Gravitational wave Observatory)
M 1.4 1.41zat
(Seto, Kawamura & Nakamura 2001)
410S/N
Ultimate DECIGO( ) での10 yr 観測
2-
0 10 HX(z)
-2710h
Ultimate DECIGO
●Seto et al. (2001) との違い
1)中性子星連星の合体率
136101 yrMpc
(Kalogera et al. 2004)
年間 個程度の合体が
DECIGOで観測される
5410
パラメター決定精度が
程度良くなる
54101
32 1010
2)連星の質量と赤方偏移
様々な質量: M5101.0
赤方偏移 : 20z
1/2
ii
1-
i
ji
(f)h~
(f)h~
Sn(f)
dfRe4ij
: Fisher matrix
・S/N
2
2(f)h
~
Sn(f)
df4S N
:加速膨張を考慮した
inspiral waveform (f)h
~
・パラメーターの決定精度
(f)h~
は6つのパラメーターに依る X(z),,t,,MA, CCZCZi
i の決定精度
§3.結果
・Acceleration parameter X(z) の決定精度
中性子星連星の合体イベントを Ultimate DECIGO で1年観測
z1
(z)H-H
2
1X(z) 0
実線:ΛCDMモデル
縦棒:決定誤差(1σ)
1
0
4102
LDHNS
から も決定される
)(2)1()( 0 zXHzzH
)(zH
Ultimate DECIGO での1(10)年観測により、 X(z) は1(0.01)%程度の精度で決定できる
・ X(z) の相対誤差
§4. まとめ
1.Ultimate DECIGO による連星からの重力波観測から、 宇宙の加速膨張が1%以下の精度で決定できる 可能性がある。 2.これはSNAP (SuperNova/Acceleration Probe ) などの 超新星を用いた手法とは、また別のものである。