21cm線と宇宙論

田代寛之（名古屋大学）

第6回観測的宇宙論ワークショップ
2017/10/23-25 @弘前大学

21cm線とは何か？
中性水素の超微細構造に起因する電磁波

宇宙に非常にありふれた電波の一つ

観測方法背景光源に対する吸収線（もしくは放射線）として観測

Flux

中性水素ガス?

電波領域での光源： クエーサー、CMB

背景光源

宇宙論的観測方法
CMBに対する吸収線（もしくは放射線）として観測

Flux

IGM

背景光源

?

IGMのredshift z に応じた波長 21 (1+z) cm にシグナルスピン温度シグナルの強度: 超微細構造の励起/基底の状態数の比

超微細構造の励起状態と基底状態の個数密度の比

スピン温度

宇宙論での21 cm 遷移の物理• 自然放出• ＣＭＢによる遷移
CMB光子による励起や誘導放出•衝突による遷移
水素－水素、水素－電子など• Lyman alpha pumping
Ly alpha を介した遷移(天体からの影響)

超微細構造

21 cm 遷移（spin 温度）の物理

TCMB + (y↵ + yc )TKTs =1 + y↵ + y c(Field 1975)

Spin 温度はガスとCMBの温度とのバランスで決まる
ガスの温度や天体からの影響が小さい : yc , y↵ が小さい

Ts ⇠ TCMB
ガスの温度や天体からの影響が大きい : yc , y↵ が大きいTs ⇠ TK (T↵ )Global Spin temperature

Global Spin temperature• 断熱的進化• 天体形成初期• 再イオン化期

21 cm 遷移（spin 温度）の物理

TCMB + (y↵ + yc )TKTs =1 + y↵ + y c(Field 1975)

Spin 温度はガスとCMBの温度とのバランスで決まる
ガスの温度や天体からの影響が小さい : yc , y↵ が小さい

Ts ⇠ TCMB
ガスの温度や天体からの影響が大きい : yc , y↵ が大きいTs ⇠ TK (T↵ )宇宙論的観測方法
CMBに対する吸収線（もしくは放射線）として観測

FluxIGM

背景光源?

シグナルの強度: 超微細構造の励起/基底の状態数の比

宇宙論的21 cm シグナル
CMB温度からの差: differential Brightness temperature⇥• 密度ゆらぎ
21cm線で探れる物理量• 中性度• ガス温度赤方偏移した21 cmシグナルの利点• Line absorption (emission)

21 cm線

観測周波数をえらぶことで赤方偏移毎の階層的なmaps(tomography)

CMB

最終散乱面
one map宇宙論的21 cm線の観測計画

2020年〜 本格的な宇宙論観測

現在

宇宙論的観測の試験段階

基本技術の確立

Difficulties
弱いシグナル
強いforeground“a needle in a haystack”

21 cm線の宇宙論z ⇠ 1000z ⇠ 100z ⇠ 10

redshift

CMB

From Nature (Ncik Spenser)

21 cmの宇宙論の可能性z ⇠ 1000z ⇠ 100z ⇠ 10

redshift

CMB

From Nature (Ncik Spenser)

ダークエイジ

再電離期

電離宇宙

それぞれの時代に応じた宇宙論の研究！

ダークエイジ⇥密度ゆらぎ：

線形摂動

ガス温度 ：

断熱進化

中性度

電離光子源なし：

理論予言が容易！

21cm線による密度ゆらぎの測定

最大のメリット： Silk dampingの影響を受けない！
Loeb, Zaldarriaga 2004

小スケールの密度ゆらぎが（原理的に）測定可能！

21 cmの宇宙論 （ダークエイジ）
Loeb, Zaldarriaga 2004

• 原始ゆらぎの精密測定…

ns = 0.957 ± 0.0077 ↵ = 0.011 ± 0.014
Planck const.
ns = 0.957 ± 0.0077 ↵ = 0.011 ± 0.014(k0 = 0.05Mpc 1 )• (warm) Dark matterの質量Dark matterのfree streaming scale
Ly-a constraint

mdm . 2.5 keV• ニュートリノ物理の検証ミニハローからの21cm線• 小スケールの測定の困難さ

e.g. `max ⇡ 103

✓

D1km

◆✓

251+z

D : 望遠鏡の大きさ

ミニハロー： 宇宙初期での軽いダークマターハロー• 密度ゆらぎのバイアス天体• 星が形成されていな（中性水素天体）

Peacock, 2003

ミニハロークラスタリングにより21cm線ゆらぎが生成◆ミニハローによる21cm線ゆらぎ

ミニハローバイアス

観測ビーム内の密度ゆらぎ： ビーム内の平均ミニハローシグナル

ミニハローの質量関数

小スケールの密度ゆらぎが探れる！

ミニハローでの宇宙論• 原始ゆらぎの測定 (Sekiguchi, …, HT et al. 2017)

Planck CMB観測による制限を凌ぐ可能性• Warm Dark Matter(Sekiguchi, HT et al. 2017)• Blue-tilted isocurvature
北嶋さんのトーク• Non-Gaussianity
様々な小スケールの密度ゆらぎの研究へ応用可能

宇宙の温度進化
標準宇宙モデル：ダークエイジは断熱進化
断熱進化からのズレが測定

新しい物理の可能性！
21cm線観測ならではの研究

Pritchard & Loeb 2012

温度によるダークマター探査
Furlanetto et al. 2006

• ダークマターの崩壊・対消滅
Furlanetto et al. 2006 …

• 原始ブラックホール (PBH)
Hawking radiation (light PBH)
Accretion radiation (Massive PBH)

Mack & Welsely 2008
HT & Sugiyama 2013

• ダークマターと通常物質の相互作用

バリオンとの相互作用に制限バリオンと相互作用があるダークマターモデル• Millicharged dark matter• Electric dipole dark matter…
Dvorkin et al. 2014

相互作用による宇宙論的影響• 密度ゆらぎ (CMB, LSS, …)• バリオン温度とダークマター温度のカップリング
21 cm線観測による検証 （HT et al. 2014）

Millicharged dark matter
ダークマターが僅かながら電荷を持つQ = ✏e (✏ ⌧ 1)
Hu et al. 2017

HT et al. 201410000

クーロン相互作用によるバリオンとの運動量交換

1000

100

1010.1

Temp. [K]Tb with= 10−6

Td with= 10−6

Tb with= 10−8Td with= 10−810

スピン温度に標準宇宙論による予言からのずれ

21cm線観測による制限

CMB temp.

Tb without the coupling

Temp. [K]バリオン温度とダークマター温度がカップリング

md = mH

100

1000

redshift

TS with= 10−6

Tb with= 10−6TS with= 10−8Tb with= 10−8100

Ts without the coupling
Tb without the coupling
CMB temp.

1010md = mH
redshift100

Hu et al. 2017

21cm線観測による制限の可能性

21 cmの宇宙論の可能性z ⇠ 1000z ⇠ 100z ⇠ 10redshift

CMB

From Nature (Ncik Spenser)

ダークエイジ

再電離期

電離宇宙

それぞれの時代に応じた宇宙論の研究！

再イオン化（Epoch of Reionization）
From Nature (Ncik Spenser)

CMB

Cosmic dawnz ⇠ 1000xe = 1.

z ⇠ 100

xe = 10 4

Ionization rate xe

再イオン化期

redshiftz ⇠ 10再イオン化（Epoch of Reionization）
From Nature (Ncik Spenser)

CMB

Cosmic dawnz ⇠ 1000z ⇠ 100z ⇠ 10redshift

再イオン化期：宇宙初期の構造形成と密接に関わる需要な時期• 宇宙最初の星• 宇宙最初のブラックホール（QSO）• 宇宙最初の銀河とそれに続く銀河の進化 などなど

再イオン化（Epoch of Reionization）
From Nature (Ncik Spenser)

CMB

Cosmic dawnz ⇠ 1000xe = 1.

z ⇠ 100?

Ionization rate xe

再イオン化期

xe = 10 4

redshiftz ⇠ 10

We don’t know
• How it occurs• How long it takes• How the ionized region evolves
To obtain new constraints
Redshifted 21 cm line signals
one of promising probing methods
for Epoch of Reionisation

再イオン化（Epoch of Reionization）

Sensitivity [m^2/K]

21cm線の将来観測のメインターゲット

既存の観測の約１０倍!

Frequency(GHz)

RobertBraun氏のスライドより

Redshifted 21 cm signalの利点

Imaging
Pop III star まわりの21 cm線シグナル

Ahn et al. 2014
Cen et al. 2008

• QSO(Massive BH) (Zaroubi et al. 2007, HT & Sugiyama 2013, Yajima & Li 2014)• PopIII SN (HT in preparation)

イオン光子源やheating源に直接迫れる可能性

21 cmの宇宙論の可能性z ⇠ 1000z ⇠ 100z ⇠ 10

redshift

CMB

From Nature (Ncik Spenser)

ダークエイジ

再電離期

電離宇宙

それぞれの時代に応じた宇宙論の研究！

完全電離宇宙
IGM中の水素は完全電離

IGMより21cm線は期待できない銀河の中に中性水素が存在
http://skatelescope.org/

21cm線は銀河の良いトレーサー

21cm線探査• HI galaxy survey• HI Intensity Mapping Survey（個々の銀河に分解できない）
Santos et al. 2015

圧倒的なサーベイボリュームダークエネルギー探査（BAO）
Santos et al. 2015

w(z) = w0 + wa (1a)

修正重力(Horndeski型)への制限
Yamauchi,…, HT et al. 2017

高次の密度成長率

Linear order:f = d ln D+ / ln a

F1 = const.

2nd order:

Parametrizationf (a) = ⌦m (a)(a)(a) = ⌦m (a)⇠(a)

f (a) = ⌦m (a)(a)(a) = ⌦m (a)⇠(a)

Yamauchi,…, HT et al. 2017

Blue:SKA1

Green:Euclid

Red:SKA2

Summary
21cm線シグナル： バリオンの密度ゆらぎ、温度、中性度

ダークエイジ• 理論予言しやすい• CMB観測と相補的（CMBでやれることは大体やれる）• バリオン温度進化、小スケールの物理

再電離期• 初代星や初代銀河の物理

完全電離期• 銀河探査、HI intensity map