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 < 0.03@4.8GHz

偏波度 > 0.03@4.8GHz

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？」