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SKA による宇宙論

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

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SKA による宇宙論

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  1. SKAによる宇宙論 高橋慶太郎 熊本大学 ２０１３年１２月１８日

  2. 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

  3. １、標準宇宙モデル

  4. 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

  5. ΛCDMmodel 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

  6. 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

  7. 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

  8. 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

  9. 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

  10. 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

  11. 背景銀河 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 レンズ天体 （暗黒物質） 観測 wikipedia

  12. 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

  13. 宇宙論の観測 CMB SNIa BAO 弱重力レンズ 2000 2010 2020

  14. 宇宙論の観測 CMB SNIa BAO 弱重力レンズ 電波 2000 2010 2020

  15. ２、標準宇宙モデルを超えて

  16. 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

  17. 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

  18. 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 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

  19. 暗黒エネルギー エネルギー 密度 放射 物質 時間

  20. 暗黒エネルギー エネルギー 密度 放射 物質 宇宙定数 時間

  21. 暗黒エネルギー エネルギー 密度 放射 物質 宇宙定数 時間

  22. 暗黒エネルギー エネルギー 密度 放射 クインテッセンス → 早期暗黒エネルギー 物質 宇宙定数 時間

  23. 暗黒エネルギー 再イオン化期に影響 → 21cm線で観測 エネルギー 密度 放射 クィンテッセンス → 早期暗黒エネルギー 物質 宇宙定数 時間

  24. 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

  25. 原始密度ゆらぎの性質 非ガウス性 fNL 10 1 0.1 0.01 非標準 インフレ ーション ゆらぎの非線形効果 サイクリックモデル シンプルインフレーション

  26. 原始密度ゆらぎの性質 非ガウス性 fNL 10 1 0.1 0.01 Planckで否定 非標準 インフレ ーション ゆらぎの非線形効果 サイクリックモデル シンプルインフレーション

  27. 2020年代のサーベイ計画

  28. ３、電波観測による宇宙論

  29. 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 原始密度 ゆらぎ 早期暗黒 エネルギー z = 0.8のHI intensity mapping Chang+ 2010

  30. 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

  31. 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 SKA1 project redshift imaging start SKA1 108 109～2020 SKA2 109 1010 ～2026 Euclid 108 109～2020

  32. 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 HI mass function redshift distribution

  33. 状態方程式への制限 黒：SKA1 BAO+Planck 黄：SKA2 BAO+Planck Abdalla+ 2010

  34. 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”

  35. 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

  36. 暗黒エネルギー エネルギー 密度 放射 物質 宇宙定数 時間

  37. 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

  38. 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

  39. SKA時代の宇宙論 (誤差)= (統計誤差)+ (系統誤差)

  40. 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

  41. 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 数が多ければいいという 時代は終わる。 cosmic varianceの壁

  42. 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

  43. 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

  44. 弱重力レンズのsystematics spiral gals Virgo gals 積分偏波角と光学像の相関 Stil+ 2009 偏波度 < 0.03 @4.8GHz 偏波度 > 0.03 @4.8GHz Beck & Hoernes, 1996

  45. 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

  46. 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

  47. 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

  48. 非ガウス性への制限 非ガウス性 fNL 10 1 0.1 0.01 Planckで否定 非標準 インフレ ーション ゆらぎの非線形効果 サイクリックモデル シンプルインフレーション

  49. 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 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。 cosmicvarianceなしに 非ガウス性を制限できる

  50. 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！

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