Delos et al.(2018)

Ultracompact minihalo

Ultracompact minihalo からの21cm線シグナル
Nagoya Univ. FURUGORI, KunihikoCollaborator：ABE, Katsuya TASHIRO, Hiroyuki TANAKA, Toshiyuki
HASHIMOTO, Daiki HASEGAWA, Kenji(Nagoya Univ. )The seeds of structures in the Universe

http://www.gfd-dennou.org/html/about/copyright.htm

Density contrast

Primordial
density contrast

Growth of density contrast

Primordial curvature power spectrum
Enhanced peak→Formation of Ultracompact minihalo(UCMH) in early universe
No observation

Constraint fromCMB, Lyman-αEnhanced peakThe constraint from UCMH abundance
Scott et al. 2009 Delos et al. 2018

WIMP DM annihilation
Non-detection by
gamma-ray observation
Constraint of the UCMH abundanceConstraint on the primordial power spectrum

The advantage of 21-cm observation

gamma-ray
UCMH make up the WIMP DM→WIMP annihilation→γ-ray signal→Depending on
the kinds and property of DM

neutral hydrogen
21-cm line
Forming the baryon structure→generating the 21-cm signal→Not Dependingon the kinds and property of DM

Our study
Gas profile in a UCMH

The 21-cm signal from UCMHs
Detectability of Future
observations

Constraint of the UCMH abundanceConstraint on the primordial power spectrum

Analytical method(individual UCMH signal)①Setting the dark matter profile② Evaluating the baryon profile
Using hydrostatic equilibrium

DM density→Delos et al. (2018) Simulation

under the dark matter profile③ Calculating the individual UCMH
21-cm signal

Distance from central
UCMH simulation
Dark matter density profile
Delos et al.(2018)

Result （individual UCMH signal)

SKA(Square Kilometer Array)
Future Observation(SKA1-LOW)
21-cm signal imageSKA resolution at z/012 = 20
6Mpc

We cannot resolve individual
UCMH(6Mpc ≫ r;<=> ~kpc)

SKA observation image (SKA home page)

We observe
UCMH number fluctuation

Analytical method(UCMH 21-cm fluctuation)① Setting UCMH background signal② 21-cm fluctuation signal from UCMHs
UCMH number density→Counting individual peak（peak theory BBKS1986)

𝛿𝑇D = TF,HIJ ×nLMNJO

Analytical method(UCMH 21-cm fluctuation)① Setting UCMH background signal② 21-cm fluctuation signal from UCMHs

𝛿PQ
Dark matter distribution（ΛCDM model）

𝛿R,STQU = 𝑏𝛿PQ
UCMH number traces thedark matter fluctuation

Analytical method(UCMH 21-cm fluctuation)① Setting UCMH background signal② 21-cm fluctuation signal from UCMHs

21-cm fluctuation in observational region per pixelXX
WW 𝛿𝑇
𝛿𝑇DW STQU W = ⟨𝑁𝛿R,STQU TF,HIJ ⟩ = 𝑏 𝛿PQ
DδTFW ;<=> ≥ δTFW ^_`Ia`ba→UCMH signal is detectable

UCMH detectability(結果）Constraint of primordial curvature power spectrum𝑻𝒗𝒊𝒓 ≥ 𝟏𝟎𝟒 𝐊

Summary
We calculate the 21-cm fluctuation signal from UCMHs.

We discuss the potential on SKA1-low, to provide theconstraint on the primordial curvature power spectrum
from UCMHs.

UCMH detectability(結果）𝑻𝒗𝒊𝒓 ≥ 𝟏𝟎𝟒 𝐊

Analytical method(UCMH 21-cm fluctuation)① Setting UCMH background signal② 21-cm fluctuation signal from UCMHs

UCMH number density→Counting individual peak
（peak theory BBKS1986)

𝛿𝑇D = TF,HIJ ×nLMNJOOur work
ダークマターが作る重力に着目→バリオン物理を導入
UCMHに構造形成or降着するバリオン→中性水素21cm線で観測

The previous research of UCMH
Direct constraint from dark matter• Discussion of detectability
from UCMHs by microlensing(Ricotti et al. 2009)
from UCMHs annihilation signal by gamma-ray(Scott et al. 2009)→ Not direct detection→Constraint of primordial curvature power spectrum

Analytical method(The 21-cm radiation from UCMHs)• Calculation of individual UCMH signal①Setting the dark matter structure② Setting the baryon structure③ individual UCMH signal• Calculation of UCMH 21-cm fluctuation① Setting UCMH background signal② 21-cm fluctuation signal from UCMHs

ULTRACOMPACT MINIHALO(UCMH)の先行研究• マイクロレンズで検出可能性を議論 (RICOTTI ET AL. 2009)• WIMP対消滅のガンマ線で検出可能性を議論(SCOTT ET AL.
2009)

その後...
観測で検出されないことから、UCMHの個数密度に上限→WIMP対消滅による初期曲率パワースペクトルの制限→ダークマターの性質からの直接の制限

本研究
ダークマターが作る重力に着目→バリオン物理を導入
バリオンが構造形成可能→DM質量とバリオン質量を宇宙論パラメータにトレースMkΩk=
Ml= Ωl=バリオンが構造形成不可能→ダークマターの重力ポテンシャルにバリオンが降着

UCMHに構造形成OR降着するバリオン→中性水素21CM線で観測

補足スライド中性水素21CM線観測のメリット
ガンマ線

中性水素21cm線

UCMHがWIMPで構成→WIMPの対消滅→ガンマ線放射UCMHにバリオンが降着or構造形成→中性水素21cm線を放射

21CM線とは？

→中性水素(HI)の超微細構造の遷移によって放射される輝線

pe

𝜆HF^ = 𝜆JoM_,WXpo(1 + 𝑧)

遷移21cm線pe初期曲率パワースペクトルの制限（UCMH最小形成赤方偏移との関係）

𝑐 1 + 𝑧 v •€,•‚ƒ„vxxx𝑑𝑛
𝛿𝑇D =zΔ𝜈/†† 𝑧 𝛿𝑇D,‡ˆ 𝑆Š‹Œ•𝑑𝑧•
𝜈x 𝐻(𝑧) 𝒛𝒄,𝒎𝒊𝒏𝑑𝑧•

初期曲率パワースペクトルの制限（プロファイルなども含めた関係）

MH+IGM SIGNAL VS. SKA1-LOW NOISEUCMHのバリオン降着
バリオン降着２パターン（バリオンがビリアル化）→DMMASS , BARYONMASSの比を宇宙論的な密度比で決定
Ml=

Ω–0=
Mk‘’“”•
ΩD（バリオンがビリアル化していない）→BONDI ACCRETIONで降着させる。
𝜋𝜌(𝑧)𝐺 W 𝑀–0𝑀̇ D =𝑐œ•

HALO BIAS
ハローバイアスの計算式

𝑏 𝐴œ =𝑑𝑛𝑎• 𝑆Š‹Œ• 𝑎•𝑑𝑎𝑑𝑎• •‹•‚ƒ𝑑𝑛Δ𝜈/†† 𝛿𝑇D,‡ˆ 𝑎• 𝑆Š‹Œ• 𝑎•𝑑𝑎∫‹𝑑𝑎• ••¡‹•‚ƒ𝑏 𝐴œ , 𝑎• Δ𝜈/†† 𝛿𝑇D,‡ˆ∫‹•¡(ILIEV 2002 をUCMH用に改良)

UCMHシグナルの計算（詳細）𝜌STQU𝑟𝜌œ=••𝑟œ
𝑟œ W𝑟œ W
1+𝑟𝑟

仮定①ハローの外側領域で勾配一致②DMの質量と重力の静水圧平衡④中心温度は、①の条件を満たすようなビリアル温度の定数倍で調整する。

UCMHシグナルの計算手順①𝜌 𝑟 , 𝑇(𝑟)を静水圧平衡から計算②右図の座標で、光学的厚みと輝度温度（シグナル）を計算。

PEAK THEORY とは？
• 天体形成に関与する密度揺らぎのピークを統計的に数える理論
𝑛STQU =𝑘œ•¬• z

2𝜋 W 3W«¦€©/«§¨‹€𝑒 ®‡ 𝑓 𝜈 𝑑𝜈