ミニハローからの21cm輝線で探る宇宙論関口豊和 (Univ. of Helsinki)

SKA-Japanワークショップ2015@NAOJ (Mar 3rd, 2015)

Outline• ミニハローとは？
‣ 21cm輝線でどのように見える？

• ミニハローからの21cm輝線を用いた宇宙論‣ 暖かい暗黒物質 (WDM)• まとめ

Cosmic FrontierCosmic Frontier
ダークエイジ– 宇宙が中性であった時代– 21cm輝線: 唯一のプローブ

Cosmic Frontier
ダークエイジ– 宇宙が中性であった時代– 21cm輝線: 唯一のプローブ

2つの成分:• (滑らかな)IGM:• (ミニ)ハロー:Cosmic Frontier
ダークエイジ– 宇宙が中性であった時代– 21cm輝線: 唯一のプローブ

2つの成分:• (滑らかな)IGM:➡ 大山さんのトーク• (ミニ)ハロー:Cosmic Frontier
ダークエイジ– 宇宙が中性であった時代– 21cm輝線: 唯一のプローブ

2つの成分:• (滑らかな)IGM:➡ 大山さんのトーク• (ミニ)ハロー:➡ 本講演ミニハローとは？
銀河ができないような小さなハロー
特徴:ミニハローとは？
銀河ができないような小さなハロー特徴:• ビリアル温度が低い: Tvir<104K→ 星形成に必要な冷却プロセスが働かない→ 中性のままミニハローとは？
銀河ができないような小さなハロー特徴:• ビリアル温度が低い: Tvir<104K→ 星形成に必要な冷却プロセスが働かない→ 中性のまま
4810M.
M.
10M
• 質量:

←下限はMJeansから(@z~10)ミニハローとは？
銀河ができないような小さなハロー特徴:• ビリアル温度が低い: Tvir<104K→ 星形成に必要な冷却プロセスが働かない→ 中性のまま
4810M.
M.
10M
• 質量:

←下限はMJeansから• high-zでも大量に存在(@z~10)ミニハローとは？
銀河ができないような小さなハロー特徴:• ビリアル温度が低い: Tvir<104K→ 星形成に必要な冷却プロセスが働かない→ 中性のまま
4810M.
M.
10M
• 質量:

←下限はMJeansから• high-zでも大量に存在(@z~10)ミニハローミニハローの数密度• 質量スケールでの揺らぎの振幅に依存
2M ⇠

R 1/R
0

P (k)k 2 dkwith

4⇡ 3
M=
⇢R
3

密度揺らぎのパワースペクトル

質量関数

dN/dlnM(M) [Mpc-3]

10

6z=20z=15z=10z=5z=2z=1z=0

104
10

2100
10-210-4
100

102

104

106
108
M[Msun]

1010

1012

1014

ミニハローの数密度• 質量スケールでの揺らぎの振幅に依存
2M ⇠R 1/R0P (k)k 2 dkwith

4⇡ 3M=⇢R3

密度揺らぎのパワースペクトル

質量関数dN/dlnM(M) [Mpc-3]

106z=20z=15z=10z=5z=2z=1z=0104
10210010-210-4100102104106108
M[Msun]10101012➡ ミニハローは小スケール(<0.1Mpc)の密度揺らぎのプローブ

1014

21cm輝線でどのように見える？
• 21cm tomography
赤方偏移Ts>Tbg
Ts<Tbg

背景光

ΔTb
波長

連続スペクトル

背景光の連続スペクトルにおいて、ミ放出/吸収線になるかは、ハロー

21(1+z)cm に吸収/放出線が現れる。

光の強度の大小関係で決まる。

ニハローの赤方偏移zに対応した波長のスピン温度(~ガス温度)と背景背景光の候補• 点源 (電波銀河, GRB)
Furlanetto & Loeb (2002);
Carilli, Gnedin & Owen (2002)• CMB (diffuse source)
Iliev+(2002), …

背景光の候補• 点源 (電波銀河, GRB)
Furlanetto & Loeb (2002);
Carilli, Gnedin & Owen (2002)

21cm Forest with the SKA

Gianni Bernardi

21cm Forest with the SKA“21cm forest”‣ 個々のミニハローが分解可能

Gianni Bernardi

感度: SKA1-low➡ 観測量:source)
source countN(τ21cm,z)• CMB (diffuse
メリット: シグナルが強い{ デメリット: ソースの数が未知

Ciardi, 井上+(2015)

Figure 1: Upper panels: Spectrum of a radio source positioned at z = 10 (ν ∼ 129 MHz), with a power-law
index α = 1.05 and a flux density J = 50 mJy (left hand panels) and 10 mJy (right hand panel). The redGianni Bernardi

背景光の候補ソース数の予想

Ciardi, 井上+(2015)
Ciardi, 井上+(2015)

Ω=4π

Flat evolution

Steep evolution

5104dN/dz

10• 点源 (電波銀河, GRB)

Furlanetto & Loeb (2002);
10 (2002)
sys Gnedin & Owen
Carilli,2

ow: A/T= 1000 m /K

21cm ForestSKA1−low:with theA/T
SKA= 1000 m2/K

ow: A/T= 4000 m2/K

SKA2−low: A/Tsys = 4000 m /K2

syssys3102

Gianni Bernardi

21cm Forest with the SKA

1012z

14681012Gianni Bernardi
14z“21cm forest”
SKAでτ>0.01を検出できるソース数‣ (仮定:個々のミニハローが識別可能
Ω=100deg2@z=10)

感度: SKA1-low

uasars in the whole sky that can be used to detect signals with e−τIGM − e−τ ≥ 0.01
ensitivity of the radio array is taken to be A/Tsys = 1000 m2 K−1 (black solid lines)
hed). The integration time is assumed to be 1000 hours. Left panel: the number
flat evolution model. Right panel: the number of qualified quasars in the steep

qd]

000

• SKA1-low:‣ 観測量:dN/dz~2-10(diffusesource)• CMB
source countN(τ21cm,z)• SKA2では数倍程度増

tint [h]1000100101000

シグナルが強い
A/Tsysメリット:[m2 K−1 ]1000
Ciardi, 井上+(2015)
1000 デメリット: ソースの数が未知
1000 Figure 1: Upper panels: Spectrum of a radio source positioned at z = 10 (ν ∼ 129 MHz), with a power-law
4000 index α = 1.05 and a flux density J = 50 mJy (left hand panels) and 10 mJy (right hand panel). The red背景光の候補“21cm fluctuation”

contributions from single halo

(電波銀河, GRB)
個々のハローを分解できない• ‣点源

0.50.4‣ 観測量:
pixel variance <ΔTb2>

bTb(M,z)[K]

0.3
0.2
0.1
0

メリット: ソースが必ず存在{ デメリット: シグナルが弱い

z=20z=15z=10
z=5-0.1
-0.2
3.5

4

4.5

55.5 6 6.5log10(M[Msun])• CMB (diffuse source)
Iliev+(2002); Furlanetto & Loeb (2002)

77.5

8

多様な宇宙論• 暗黒物質 → 標準模型を超えた素粒子モデル‣ 暖かい暗黒物質: 関口 & 田代 ’14; 島袋, 市來, 井上 & 横山 ’14‣ ニュートリノ質量: 島袋, 市來, 井上 & 横山 ’14• 初期揺らぎ → インフレーションモデル

‣ 等曲率揺らぎ: 竹内 & Chongchitnan ’13; 関口, 田代, Silk & 杉山 ’14‣ パワースペクトルのスケール依存性: 島袋, 市來, 井上 & 横山 ’14‣ 非ガウス性: 横山, 杉山, Zaroubi & Silk ’11; Chongchitnan & Silk ’12• 位相欠陥 →大統一理論‣ 宇宙ひも: 田代, 関口 & Silk ’14

多様な宇宙論• 暗黒物質 → 標準模型を超えた素粒子モデル‣ 暖かい暗黒物質: 関口 & 田代 ’14; 島袋, 市來, 井上 & 横山 ’14‣ ニュートリノ質量: 島袋, 市來, 井上 & 横山 ’14• 初期揺らぎ → インフレーションモデル

‣ 等曲率揺らぎ: 竹内 & Chongchitnan ’13; 関口, 田代, Silk & 杉山 ’14‣ パワースペクトルのスケール依存性: 島袋, 市來, 井上 & 横山 ’14‣ 非ガウス性: 横山, 杉山, Zaroubi & Silk ’11; Chongchitnan & Silk ’12• 位相欠陥 →大統一理論‣ 宇宙ひも: 田代, 関口 & Silk ’14

暖かい暗黒物質 (WDM)
運動量分布を持つ暗黒物質• 小スケールの揺らぎの成長を抑制
1001keV
3keV
10keV
30keV
CDMP(k) [h-3 Mpc3]

10-2
10-4
10-6
10-8
10-10100z=10101k[h Mpc-1]

102

関口 & 田代 (2014)• mWDM=O(1) keV ← CDMの小スケール問題を解決?

ミニハローへの影響• 小さなハロー数の減少
dN/dlnM(M) [Mpc-3]

106

ミニハローの質量10410210101keV
3keV
10keV
30keV
CDM

0-2

10-4
100z=10102

104

106
M[Msun]1081010mWDM>10 keVのWDMに感度を持つ！

制限の見通し• 21cm fluctuation(bg: CMB)
関口 & 田代 (2014)• 21cm forest(bg: point source)
島袋, 市來, 井上 & 横山(2014)

制限の見通し• 21cm fluctuation(bg: CMB)
104

関口 & 田代 (2014)

SKA

102

mWDM=20keVまで
bmbT 2[mK2]

CDMと区別可能100• 21cm forest(bg: point source)

FFTT

10-2
10-4
10-6
10-8
10-10

WDM 3keV
WDM 10keV
WDM 30keV
CDM
681012z

14

1618＊ SKA-low-like survey
5<z<20, A=105m2, tobs=103hours

20

制限の見通しz=10(bg: CMB)

102
1010

CDM
mWDM=10keV
mWDM=6keV
mWDM=2keV

0z=1021cm forest•1010010-2
10-4(bg: point source)

島袋, 市來, 井上 & 横山(2014)z=20mWDM=a few 10 keV
までCDMと区別可能

10110-2
100-2-4
10100.01

z=2010-1

0.1

1τFIG. 8: Abundance of 21 cm absorption features per redshiftinterval at z=10 (top) and z=20 (bottom), for various combinationsindex ns and its
running dns /d ln k
SKA1-low:dN/dz~2-10@z=1010-2 of the spectral
as indicated in the legend. Note that the case of ns =0.9548(Ciardi,井上+ ’15)
anddns /d ln k=-0.0149
corresponds to the constraints from
Planck-3+ WMAP polarization + high-l CMB data.

τd2N/dzdτ

102

z=20z=10CDM
mWDM=30keV
mWDM=20keV
mWDM=10keV
mWDM=6keV
mWDM=2keV

10-1-310-61010-1

1010-1

10-4

4

92-2

10-8

100

10-2

22N/dzdττdτd N/dzdτ

10

4101

(ns, dns/dlnk)(0.968, 0)(0.9548, -0.0149)(0.96, -0.022)

2• 21cm fluctuation

τd N/dzdτ

102

制限の見通し• 21cm fluctuation(bg: CMB)
関口 & 田代 (2014)

mWDM=20keVまで
CDMと区別可能• 21cm forest(bg: point source)
島袋, 市來, 井上 & 横山(2014)mWDM=a few 10 keV
までCDMと区別可能制限の見通し• 21cm fluctuation(bg: CMB)
関口 & 田代 (2014)

mWDM=20keVまで
CDMと区別可能• 21cm forest(bg: point source)

WDMを「CDMの小スケール問題の解(mWDM=O(1)keV)」から除外できる！

島袋, 市來, 井上 & 横山(2014)

mWDM=a few 10 keV
までCDMと区別可能

cf. 現在の制限(Lyα forest)
mWDM>a few keV

まとめ• ミニハローからの21cm輝線は、他の宇宙論観測では到達困難な小スケール (< 0.1Mpc) における密度揺らぎのプローブとなり得る。

• SKAをはじめとする近い将来の観測により、幅広い宇宙論モデルに対して有用な示唆が得られると期待される。
例) 暗黒物質、初期揺らぎ、宇宙紐★ 特に暖かい暗黒物質の場合、CDMの小スケール問題の解決手段から除外できる。

• 再電離史・baryon-CDM速度差の影響などを取り込んだより詳しい理論計算が必要。

ご清聴ありがとうございました