アンドロメダ銀河領域における重⼒マイクロレンズ効果による宇宙ひもの探査

東京大学/カブリIPMU
D2 新倉広子
Collaborators: Masahiro Takada, Naoki Yasuda (Kavli IPMU) ,Robert Lupton (Princeton), Takahiro Sumi (Osaka),Sachiko Kuroyanagi (Nagoya)..
1アンドロメダ銀河領域における重⼒マイクロレンズ効果による原始ブラックホール探査

東京大学/カブリIPMU
D2 新倉広子
Collaborators: Masahiro Takada, Naoki Yasuda (Kavli IPMU)
Robert Lupton (Princeton), Takahiro Sumi (Osaka),..
2

観測: 原始ブラックホールによる重力レンズ候補天体の広天域探索• ダークマターの候補の1つである原始ブラックホール(PBH)による重力レンズ候補天体の探索。およびPBHの存在量の制限を導出~2 minM31 of Hyper Suprime Cam• すばる広視野カメラ(HyperSuprime-Cam; HSC)により« 短いタイムスケールかつ暗い時間変動天体の広域探索が初めて可能• アンドロメダ銀河(M31)領域
で、2分間隔で7時間分のデータ取得 (r-band)~1011個の星~25magt
1.5 deg~7 hours
197 frames3

Results: New bound on PBH abundance
10 15

MPBH [M ]10 10

10 5100

KeplerFemto

EROS/MACHO

CMB

103ion10 2

BH Evaporatf=⌦PBH/⌦DM

10 1

10 4
10 5 15
10+finite source size effect!

tightest
on PBH withMPBH=[1020,1028]g!
HSCbound
M31 constraint(95%limit)
1 HSC night 2 years Kepler data!

10201025

MPBH [g]

1030

1035
Niikura, MT, + 17

アンドロメダ銀河領域における重⼒マイクロレンズ効果による宇宙ひもの探査

東京大学/カブリIPMU
D2 新倉広子
Collaborators: Masahiro Takada, Naoki Yasuda (Kavli IPMU) ,Robert Lupton (Princeton), Takahiro Sumi (Osaka),Sachiko Kuroyanagi (Nagoya)..
5Outline
HSCでアンドロメダ銀河 (M31)領域を時間軸変動サーベイ• イントロ: 宇宙ひもと重⼒レンズ• 観測:

すばるHSCでの探査可能性• 考察:

宇宙ひもの存在量への制限

Intro. 宇宙ひも
宇宙ひも: 1次元の位相⽋陥。初期宇宙で⽣成(Kibble, Zeldovich, Vilenkin, …1970-1980’s)★ ⽣成メカニズム• Phase transition
CMB観測により宇宙の構造形成の種となる可能性 (Gµ~10-6) は棄却 (COBE, 1990’s)
Inflationの間に⽣成される可能性 (Kibble
2004, Plank, 2013)• Cosmic superstrings
Dブレーン起源説 etc.
ビックバン直後の初期宇宙の情報
Tye & Chernoff 2014

Intro. 宇宙ひもパラメータと観測的制限
宇宙ひもを記述するパラメータ• Gµ: tension (= 線密度)
• p: 再結合する確率(phase transition: p=1, cosmic superstring: p=10-3-1)

観測による探査• CMB温度ゆらぎ Gµ <~10-7• 重⼒レンズ (infinite string) Gµ <~10-6• 重⼒波⽣成 (pulsar timing, LIGO GWB) Gµ <~10-9 , 10-7
宇宙ひもループの重⼒マイクロレンズ: Gµ <~10-10

Intro. 宇宙ひもの進化• スケーリング則: 再結合してloop⽣成。
• 重⼒波⽣成: ループは振動してエネルギー減少

α:infinite string

地平線ループエネルギー密度• ⾃⼰相似的な進化を⽰し、宇宙の地平線内に(Vilenkin et al. 2000)
常にO(0-10)個の⻑いひもが存在
∝a-4

∝a-2
∝a-3

宇宙ひもt

Intro. 宇宙ひもループの性質• ループの⻑さ(最⼩⻑)
初期⻑

重⼒波放出

α:

• 典型的な質量• ループの寿命
• 存在⽐

ループ

(initial loop energy)(energy release per time)ex.

Olum et al. (2006)

⼩さいtensionでは ループ >>infinite strings

Intro. 重⼒レンズマイクロレンズ効果
マイクロレンズ増光のライトカーブ

点源によるマイクロレンズ増光

tFWHM

•

タイムスケールはMACHO(1Msun)
だと典型的に数ヶ月、PBH(10-7Msun)は1時間もありうる•

たくさん背景星がある領域でレートが高くなることが期待される

Paczynski (1986)
タイムスケール
背景星@M31
tFWHM: イベントのタイムスケール

β (=d/RE) : インパクトパラメータ

REPBH(lens)宇宙ひもによるマイクロレンズ効果
マイクロレンズ増光のライトカーブ

Flux• ひもの⽋損⾓により空間が変形2つ像が出来るため増光率は2倍δtlens2A0

宇宙ひもループによる増光

A0• 振動により反復的な増光を⽣じる

tosct
増光タイムスケール
反復周期 (>> 増光タイムスケール)

RE

背景星
@M31

宇宙ひもループ (欠損角)モデル: M31観測でのマイクロレンズ増光
宇宙ひも分布 ∝ダークマター分布•

MWおよびM31銀河ハローの質量プロファイル (Klypin 2002) に伴うoverdensity (Tye & Chernoff 2014)

DMプロファイル依存性

銀河ハロー = ダークマター領域
M31
Milky Way(MW)

108

MW

107

770 kpc
太陽系

VPBH ~ 220 km/sec Credit: J. Bullock/M. Geha/UCI.

再結合確率依存のenhancement102-106 for p=10-1-10-3• 密度プロファイル⇢ [M kpc 3 ]星シュM31106

Ga
Ro

105
1041030100

200300400500log (D halo) [kpc]60070080013

モデル: 宇宙ひもの数密度
ループの数密度：∝10(-2log10(p))

number density of cosmic strings

tension (Gµ) が⼩さいほど、再結合確率 (p) が⼩さいほど数密度が⾼くなる (Chernoff & Tye 2014)106

再結合確率: p=10-1

Gµ = 10-15

103
1010-14
10-13
10-12
10-11
10-100

10 310 610 910 12cusp

10 15coreGµ =10-95MW-disk近傍

1015R [kpc]2025宇宙ひもマイクロレンズのoptical depth
Optical depth: アンドロメダ銀河の星 (770kpc) 1個が⼿前のループのアインシュタイン半径に⼊る、ある瞬間での確率

optical depth of cosmic strings

数密度cross section

10 1110 1210 13

10 1010 810 910 14

再結合確率: p=10-1
101102背景星@M31

10 15RE

10 9

宇宙ひもループ (欠損角)103

R [kpc]108個の星を観測するとO(1)個受かる可能性

d)Observation: M31-disk周りの宇宙ひも探査
すばるHyper Suprime-Cam (HSC)による広視野探査•

１視野でM31のディスクとバルジの全体をカバー。

•

⾼解像度で深い画像を活かして統計的な宇宙ひも探査を初めて達成•

アンドロメダ銀河(M31)領域で、2分間隔で7時間分のデータ取得 (r-band)~1011 stars~25mag
1.5 degAnalysis: 変光天体の検出 (差分画像法)•Pixel lensing regime: M31領域では各pixelにO(100)の星

target image

Reference image (seeing~0.5”)

Target image (seeing~0.7”)

reference image

Difference image

ref.

Targetdiff.

diff.-PSF

difference image
ピクセルサイズの天体
歪んだ天体
Fluxが星らしくない天体

diff. (例)Analysis: M31-disk周りの変光天体の分布
HSC-M31
focal planefake (incl. RR-Lyrae)
Cepheid variable
stellar flare
eclipsing binary
contact binaryMore than
10,000 transient
candidates in
one field-of-viewof HSC.
(6 min.-)fake (incl. RR-Lyrae)> 25 mag< 23 mag 1.5 deg

1.5 deg
21.0

10 timesMagnification !

21.5
22.0

21

flare

222 hours

23magmag

22.5
23.0
23.5

24

10 min.

25

24.0

Cepheid variable
asteroidstellar flare
eclipsing binary
contact binary

26

24.5
25.0

27
0

5000

10000
15000
time [sec]

20000

25000

0

5000

25000
WD+BD20000eclipse

10000
15000
time [sec]18Analysis: 宇宙ひもマイクロレンズの探査
HSC-M31の観測でtop-hat型のライトカーブを探査
Fluxδtlens

2A0
A0
tosct

タイムスケール:
2分–3時間のイベントに感度 (反復性はなし)
今のところマイクロレンズイベントは0個と仮定 (analysis ongoing…)

event of cosmic strings [events/star/year][events / star / sec]

考察: 宇宙ひもマイクロレンズのイベントレート~
再結合確率: p=10-1

10 3
10 510-1310-1210-1110 710Gµ =10-109Gµ =10-910 112分-7時間
101310 210 1
イベントタイムスケール t̂ [hours]

100101•

MW-M31間 (-770kpc) に宇宙ひもが存在する条件•

M31の1つの星を観測したときに、あるタイムスケールのイベントが単位時間あたりに受かるレート (M31では108個の星を観測)

Eventsingle
light cNew bo

考察: 宇宙ひもマイクロレンズイベントの期待値

M31領域内の星の数× 観測時間[7 hours] イベントレート 検出効率
106

Ncosmic string105

p = 10 3104
103
10P=10-32p = 10 1101
100

10 1310 12

10 1110 10

10 9Gµ/c2

Gµ =10-13-10-9 の宇宙ひもへの感度！

10 8

Prediction: 宇宙ひもパラメータへの制限
tension GµBBN

HSC-M31
NANOGrav

CMB

Chernoff & Tye (2014)

組み替え確率 pParks Pulsar Timing

宇宙ひもの観測に対する新たな制限の可能性！

Prediction: 宇宙ひもの数密度への制限
cosmic string

ncosmic string [kpc 3]

10 1
10 3
HSC-M31

10 5Planckp = 10 3

10 7
10 9
1011

10 14

p = 10 1
10 13

10 12

10 11

10 10Gµ/c2

Chernoff & Tye (2014)

10 9

10 8

10 7

10 6

宇宙ひもの観測に対する新たな制限の可能性！

まとめ• 宇宙ひもマイクロレンズ効果の観測可能性の検証• 広視野カメラHSCによるM31観測でのマイクロレンズイベン
トの期待値の見積もりから、tensionがGµ =10-13-10-9 程度のsuperstring起源 (p =10-3-10-1) の宇宙ひもの存在量に対して初めて観測的制限を得た

Future works :• HSC-M31データでの詳細なイベント探査

ご清聴ありがとうございました!
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