2017/09/14 物理学会 シンポジウム「大規模電波観測が切り開く宇宙物理学」

大規模電波サーベイによる宇宙論
山内大介
神奈川大学

宇宙論的観測手法➢宇宙マイクロ波背景輻射
→ (電波)
CMB温度揺らぎマップ➢宇宙大規模構造• 赤方偏移方向歪み• 重力レンズ効果→ 可視・光赤外
電波域の宇宙論：
可視域宇宙論と相補的！

視線方向距離 [Mpc/h]• バリオン音響振動

赤方偏移方向歪み[SDSS-III BOSS]

視線方向

天球方向距離 [Mpc/h]

大規模電波観測によって目指す
科学目標
 基礎物理 : 重力, 暗黒エネルギー,原始宇宙, 宇宙磁場, +…
 宇宙物理 : 宇宙の夜明け, 最初の銀河,銀河進化, +…
 未知

Cosmic Dawn

: 突発天体 + ...

Magnetism？
Dark Energy

Galaxy &Transients

Gravity大規模電波観測によって目指す
科学目標
 基礎物理 : 重力, 暗黒エネルギー,原始宇宙, 宇宙磁場, +…
 宇宙物理 : 宇宙の夜明け, 最初の銀河,銀河進化, +…
 未知

Cosmic Dawn

: 突発天体 + ...

Magnetism？
Dark Energy

Galaxy &Transients

Gravity中性水素21cm線
λ = 21 cm (ν=1.4GHz)

pe

proton electronpeproton electron➢ 中性水素(HI)の超微細構造線➢ 波長：21cm➢ 中性水素は主に銀河内に存在
HI21cm線は、宇宙の3次元構造の(バイアスされた)トレーサーとして使える！

➢ HI [21cm線]サーベイ✓ HI銀河赤方偏移サーベイ• 21cm線のラインから赤方偏移を推定することで3次元地図構成。

✓ HI強度マッピングサーベイ [after CD/EoR]• 個々の銀河の特定をせず、低い分解能で銀河からの後者を連続的に掃天。 [Chang+(2010)]• 比較的低い感度レベルで達成可能。大きな観測体積を掃天。

✓ HI強度マッピングサーベイ [before CD/EoR]• 再電離期・夜明けのIGM内の中性水素分布の構造がターゲット。
再電離期以前の物質の揺らぎをトモグラフィー可能。

➢ 電波連続波サーベイ• 銀河からのシンクロトロン放射を大規模構造のトレーサーとして測定。
• これまでも行われてきたが、次世代においては宇宙論的に十分な数のソースを観測できる。

SQUARE KILOMETRE ARRAY✓ これまでにない周波数領域✓ 広視野✓ 高空間分解能✓ 高感度

MID (ν=0.35-10GHz)

LOW (ν=0.05-0.35GHz)

観測量
HI[21cm線]HI[21cm線]HI[21cm線]

シンクロトロン放射可視域(deg2)

観測
銀河数z<0.85,000~ 107

Phase-2z<230,000~ 109

Phase-1z<3z<3.725,000
30,000---3<z<273<z<271,00030,000---z<6z<625,000
30,000~ 108~ 109z<215,000~ 108サーベイ

SKAPhase

赤方偏移

HI銀河赤方Phase-1(gal)

HI強度マッピ偏移サーベイ

ングサーベイ(MID-IM)

HI強度マッピ

ングサーベイ(LOW-IM)

電波連続線サーベイ(conti)e.g. Euclid

Phase-2
Phase-1
Phase-2
Phase-1
Phase-2

掃天

S = 70(SKA1gal), 5(SKA2gal), 1(SKA1cont), 0.1(SKA2cont) [μJy]Δθ = 1(SKA1), 0.1(SKA2) [arcsec], tint = 104 [hr](deg2)

観測
銀河数

z<0.8

5,000~ 107

Phase-2z<230,000~ 109

Phase-1z<3z<3.7

25,00030,000---3<z<273<z<271,000
30,000---z<6z<625,00030,000~ 108~ 109

e.g. Euclid
z<215,000
Phase-1であってもIM/contiならば十分大きなサーベイ体積[全天+high-z]を持つ！

~ 108

観測量
HI
[21cm線]

赤方偏移

HI銀河赤方Phase-1(gal)

HI強度マッピ

偏移サーベイHI[21cm線]

ングサーベイ(MID-IM)

HI強度マッピHI[21cm線]

ングサーベイ(LOW-IM)

シンクロトロン放射

可視域

サーベイ

SKA
Phase

電波連続線
サーベイ
(conti)Phase-2
Phase-1
Phase-2
Phase-1
Phase-2

掃天

S = 70(SKA1gal), 5(SKA2gal), 1(SKA1cont), 0.1(SKA2cont) [μJy]Δθ = 1(SKA1), 0.1(SKA2) [arcsec], tint = 104 [hr]

観測量HI
[21cm線]HI[21cm線]HI[21cm線]

シンクロトロン放射

可視域

Phase-2では最終的に~10億個(!)
もの
SKA
掃天観測
サーベイ
赤方偏移
銀河の位置を特定
Phase(deg2)
銀河数
HI銀河赤方Phase-1

z<0.85,000~ 107(gal)Phase-2z<230,000~ 109

HI強度マッピ

Phase-1z<3z<3.725,000
30,000---3<z<273<z<271,00030,000---z<6z<625,000
30,000~ 108~ 109

z<215,000~ 108

偏移サーベイ

ングサーベイ(MID-IM)

HI強度マッピ

ングサーベイ(LOW-IM)

電波連続線サーベイ(conti)e.g. Euclid

Phase-2
Phase-1
Phase-2
Phase-1
Phase-2

S = 70(SKA1gal), 5(SKA2gal), 1(SKA1cont), 0.1(SKA2cont) [μJy]Δθ = 1(SKA1), 0.1(SKA2) [arcsec], tint = 104 [hr]

大規模電波サーベイによる宇宙論 I：
暗黒エネルギーと一般相対論の検証

[Planck XIV(2013)]

暗黒エネルギーの性質の解明
暗黒エネルギー状態方程式への制限

[Planck XIV(2013), SKA Science Book(BAO) (2015), Bull (2016)]

暗黒エネルギーの性質の解明
暗黒エネルギー状態方程式への制限

SKA1(MID-IM[B1])
SKA1(MID-IM[B2])BOSS
SKA2(gal)[Planck XIV(2013), Kohri+Oyama+Sekiguchi+T.Takahashi(2016)]

再電離期21cm線による探査
暗黒エネルギー状態方程式への制限

SKA1(LOW-IM[6.8<z<10])

SKA2(LOW-IM[6.8<z<10])

再電離研究との協働により、再電離期HI観測によっても暗黒エネルギーの性質に独立に迫ることが出来る

[Kohri+Oyama+Sekiguchi+T.Takahashi(2016)]

再電離期21cm線による探査
暗黒エネルギー状態方程式の時間発展依存性による違い

[Kohri+Oyama+Sekiguchi+T.Takahashi(2016)]

再電離期21cm線による探査
暗黒エネルギー状態方程式の時間発展依存性による違い

[Bull(2016), SKA Science Book(RSD) (2015)]

一般相対論の検証
赤方偏移変形を用いた成長指数の探査

一般相対論
成長指数

[ d(ln δgal)/d(ln a)=(Ωm(z))γ ]DGPブレーンワールド

有質量重力理論
f(R)重力理論

状態方程式

[Bull(2016), SKA Science Book(RSD) (2015)]

一般相対論の検証
赤方偏移変形を用いた成長指数の探査

SKA1(MID-IM[B1])成長指数[ d(ln δgal)/d(ln a)=(Ωm(z))γ ]SKA1(LOW-IM)

SKA2 (gal)SKA1(MID-IM[B2])
BOSS

状態方程式

[DY+S.Yokoyama+Tashiro (2017)]

一般相対論のさらなる検証可能性
成長指数だけでは一般相対論と縮退するモデルが存在→ 将来電波サーベイではこれらを峻別可能！

SKA1 (gal, bis)

2次成長指数SKA2 (gal, bis)nKGB重力理論

Euclidホルンデスキー
重力理論

成長指数

大規模電波サーベイによる宇宙論 II:
インフレーション宇宙

インフレーション宇宙の理解の現状➢ 原始曲率揺らぎ → スケール不変からのわずからのズレ(5σ)Pζ(k) ∝ k-0.04+… [WMAP, Planck,…]➢ 原始重力波 → 原始曲率揺らぎの10%以下 [Planck][ future : LiteBIRD → 0.1% ]➢ 原始揺らぎの統計性 → 「ほぼ」ガウス分布 [Planck]✓ ガウス分布からのズレをパラメータ化： 非線形パラメータ fNL [Komatsu+Spergel (2001)]

[Kohri+Oyama+Sekiguchi+T.Takahashi (2013)]

原始曲率揺らぎの精密測定
HI強度マッピングサーベイ [6.8<z<10]➢ ベキを展開ln[Pζ] ∝(ns-1)ln(k/kref)+αsln2(k/kref)/2+βsln3(k/kref)/3!
+…
(ns,αs,βs)：

個々のインフレーションモデルに特徴的 → 峻別しうる！

[Oyama+Kohri+Hazumi (2016), Oyama+Kohri+Shimizu (2013)]

ニュートリノの性質の解明

ニュートリノ有効世代数

密度揺らぎの精密測定→ ニュートリノを含む素粒子の性質の探査が可能に！

順階層
逆階層

ニュートリノ質量和

HI強度マッピングサーベイ [6.8<z<10]

[SKA Phase 1 Science Priority Outcomes]

SKA1のキーサイエンス：非ガウス性“Constraints on primordial non-Gaussianity andtests of gravity on super-horizon scales”

2点関数から非ガウス性をどうやって見積もるのか？
➢ スケール依存する銀河バイアス：

Pgal = [b1(M,z)+ fNLβf(M,z)/k2D+(z)]2 Pδ
fNL大HeavyLight
銀河サーベイを用いてCMBを超える精度で制限が可能になる！

[Ferremacho+(2014)]

[DY+K.Takahashi (2015)]

4点関数非線形パラメータ τNL

整合性条件とその破れ
σ(fNL)/fNL>1かつσ(τNL)/τNL>1となる領域を表示

SKA1(conti)
SKA2(conti)
SKA2(conti)+Euclid (photo)
3点関数非線形パラメータ fNL

[DY+K.Takahashi (2015)]

整合性条件とその破れ
4点関数非線形パラメータ τNL➢ インフレーション宇宙の整合性条件

τNL≧((6/5)fNL)2[Suyama+Yamaguchi (2008),
Suyama+T.Takahashi+Yamaguchi+S.Yokoyama (2010)]

整合性条件の「破れ」が見えた場合、インフレーション宇宙に対して絶大なSKA1(conti)
インパクト！
SKA2(conti)
SKA2(conti)+Euclid (photo)
3点関数非線形パラメータ fNL

揺らぎの生成機構の詳細に迫る➢ 銀河バイスペクトル解析 → 原始宇宙の多様な情報を含む！
✓ 正三角形型：音速に敏感[DY+S.Yokoyama+K.Takahashi (2016)]✓ 直交型：真空状態に敏感✓ 局所型のスケール依存性：揺らぎ生成モデル(カーバトン等)に依存[DY+S.Yokoyama+T.Takahashi in prep.]まとめ➢ 次世代の低周波電波サーベイでは宇宙論に適した多様なサーベイを行うことが出来る✓HI赤方偏移銀河サーベイ✓HI強度マッピングサーベイ✓電波連続線サーベイ➢ 多様なサーベイを組み合わせ、他波長観測とのシナジーによってこれまでにない精度・規模での宇宙論を展開できる！.

Thank you!