ska による宇宙論
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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. Planck HP. ・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. 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 n s ~ 0.96 :スペクトル - PowerPoint PPT PresentationTRANSCRIPT
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
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
宇宙論パラメータ
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
Planck
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
宇宙論の観測
Conley+ 2011
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
宇宙論の観測
SDSS
Anderson+ 2012
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
宇宙論の観測 背景銀河
レンズ天体(暗黒物質)
観測
wikipedia
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
supernova cosmology project 2011Heymans+ 2013
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
2000 2010 2020
CMB
SNIa BAO
弱重力レンズ
宇宙論の観測
2000 2010 2020
CMB
SNIa BAO
弱重力レンズ 電波
宇宙論の観測
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
Planck
宇宙を加速膨張させるエネルギー状態方程式
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
)()()(ttptw
constant w
暗黒エネルギー
エネルギー密度
時間
放射
物質
暗黒エネルギー
エネルギー密度
時間
放射
物質
宇宙定数
暗黒エネルギー
エネルギー密度
時間
放射
物質
宇宙定数
暗黒エネルギー
エネルギー密度
時間
放射
物質
宇宙定数
クインテッセンス→ 早期暗黒エネルギー
暗黒エネルギー
エネルギー密度
時間
放射
物質
宇宙定数
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
原始密度ゆらぎの性質
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
ゆらぎの標準偏差
10-5
大スケール 小スケール ゆらぎの大きさ
確率
標準偏差
Planck
赤が多い?青が多い?
原始密度ゆらぎの性質
fNL
10
1
0.1
0.01
ゆらぎの非線形効果
シンプルインフレーション
非標準インフレーション
サイクリックモデル
非ガウス性
原始密度ゆらぎの性質
fNL
10
1
0.1
0.01
ゆらぎの非線形効果
シンプルインフレーション
非標準インフレーション
サイクリックモデル
Planck で否定
非ガウス性
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
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
暗黒エネルギー
早期暗黒エネルギー
原始密度ゆらぎ
Chang+ 2010z = 0.8 の HI intensity mapping
電波観測による宇宙論
黄: ASKAP赤: optical (2dF, 2005)
Duffy+ 2012
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
Euclid “Red Book”Abdalla+ 2010
SKA2
SKA1
SKA survey
Euclid
0.03μJy ~ SKA2
0.3μJy ~ SKA1
project redshift imaging startSKA1 108 109 ~ 2020SKA2 109 1010 ~ 2026Euclid 108 109 ~ 2020
continuum survey
redshift survey
1yr, 20,000 deg2
FOV=10 deg2
暗黒エネルギー探査
Abdalla+ 2010SKA 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 HI mass function
redshiftdistribution
黒: SKA1 BAO+Planck黄: SKA2 BAO+Planck
Abdalla+ 2010
状態方程式への制限
黒: Euclid all+Planck黄: SKA2 all+Planck
Abdalla+ 2010, Euclid “Red Book”
時間変化する状態方程式への制限
早期暗黒エネルギー探査
Anderson+ 2012
Wyithe+ 2007高赤方偏移でのバリオン音響振動観測・ MWA5000 ~ SKA1・ 3,000 hour
暗黒エネルギー
エネルギー密度
時間
放射
物質
宇宙定数
暗黒エネルギー
エネルギー密度
時間
放射
物質
宇宙定数
物質の 10%以上なら検出できる
暗黒エネルギー
エネルギー密度
時間
放射
物質
宇宙定数
物質の 10%以上なら検出できる
本当に宇宙定数なのか
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
SKA 時代には十分な天体
cosmic variance の壁
理論の不定性 望遠鏡特性
数が多ければいいという時代は終わる。
弱重力レンズの systematicsshear
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
電波と可視光の相互相関
Patel+ 2010VLA, 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
spiral galsVirgo gals
偏波度 < [email protected]
偏波度 > [email protected]
Beck & Hoernes, 1996
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
弱重力レンズの systematics
非ガウス性
ISW ( CMB と銀河の相関)による fNLへの制限
Planck
銀河のパワースペクトルによる fNLへの制限
SKA cosmology team
fNL = 1 の壁
非ガウス性への制限
fNL
10
1
0.1
0.01
Planck で否定
ゆらぎの非線形効果
シンプルインフレーション
非標準インフレーション
サイクリックモデル
非ガウス性
非ガウス性: multi-tracer
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。
DM22
DM11
bb
1
2
1
2
bb
Seljak 2009cosmic variance をなくす
異なる bias を持つ2種の天体
)()( NL0 kbfbkb cosmic variance なしに非ガウス性を制限できる
Carlton Baugh
非ガウス性: multi-tracer
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!
Ferramacho+ in preparationSKA1 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
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
Chongchitnan & Silk 2012mini-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 )
cf. Yokoyama+ 2011 Joudaki+ 2011 Tashiro+ 2012
fNL = 1 の壁を崩す!
非ガウス性への制限
fNL
10
1
0.1
0.01
Planck で否定
ゆらぎの非線形効果
シンプルインフレーション
非標準インフレーション
サイクリックモデル
非ガウス性
非ガウス性への制限
fNL
10
1
0.1
0.01
Planck で否定
ゆらぎの非線形効果
シンプルインフレーション
非標準インフレーション
サイクリックモデル
SKA1
非ガウス性
非ガウス性への制限
fNL
10
1
0.1
0.01
Planck で否定
ゆらぎの非線形効果
シンプルインフレーション
非標準インフレーション
サイクリックモデル
SKA1
SKA2 (妄想 , in preparation )
非ガウス性
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
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?
SKA がインフレーションを最終的に検証する
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?」