Weak LensingTomography
高田 昌広 (東北大)12/25/04 東京

宇宙の加速度膨張: ρ+3p<0
１. 本当に加速度膨張しているのか？
CMB, SNe, galaxy survey, Clusters,WLYES!
2. w=-1？(w≡p/ρ)From WMAP website

どの赤方偏移においてもw≠-1が言えれば、宇宙項は棄却される
SNe (w for z<0.5), weak lensing (w for z≈0.4-0.5)

３. なぜ？（物理的モデル・解釈）
Dark energy?
Modified gravity?

w(z)を観測的に制限!

宇宙論的な重力レンズ効果 -- Cosmic Shear
遠方銀河像に対する大規模構造による歪み効果

sourceobservera −b
γ=a+b•銀河のバイアス不定性に依らない•非常に精密な理論モデルを構築可能Cosmic Shearの測定方法
obscsγ i = γ i + εiγcs= O(0.01), σ ε ≈ 0.3

相関関数
θ1ξγ (θ ) =N pairobsobs(θ)(θi + θ )γγi∑
i= γ cs (θ1 )γ cs (θ2 )θ±σ ε2
N pairN pair ∝ Ωsurvey ns × nsθδθ

より多数の銀河が必要⇒測光的サーベイが最適
広視野・多色・広領域のサーベイ

進行中・計画されている多色測光サーベイ
Ongoing surveys
Subaru intensive program (Miyazaki, Hamana et al.)Ωs=33 deg2,ng=30 arcmin-2, 1 filter (SWANS PI Nagao, 40 deg2, 4 filters)

CFHT Legacy SurveyΩs=200 deg2,ng=30 arcmin-2, 5 filters

Deep Lens Survey (Tyson @UC Davis) Ωs=30 deg2,ng=30 arcmin-2, 4 filters
Future surveys
 Pan-Starrs (Hawaii Univ.): 2006



Dark Energy Survey (Chicago): 2009

4 m, FOV 3 deg2, Ωs= 5000 deg2, ng=10 arcmin-2, 4 filters

LSST(Large Synoptic Survey Telescope) (Stanford, UC Davis): 2011

4x1.8 m, FOV 3 deg2 , Ωs= 1000(?) deg2, ng=40 arcmin-2, 5 filters

8.2 m, FOV 7 deg2, Ωs= 15000 deg2 ,ng=50 arcmin-2, 5 filters

SNAP(Supernova/Acceleration Probe) (LBL): 2014

2m, FOV 1 deg2, Ωs=1000 deg2,ng=100 arcmin-2, 6+3NIR filters

この様な大規模サーベイは、天文学のあらゆる分野の貴重な財産

SNAP/Supernova Acceleration Probe

NASA and DOE agreed to making joint effort to launch the darkenergy mission by 2014 (JDEM: Joint Dark Energy Mission).
SN program (30 months) + Weak lensing program (5-16 months)

Advantage of space-based CS survey
shearedfrom spacefrom groundSpace: 銀河イメージを正確に測定することが可能、より暗い、小さい銀河もCSに使える
Ground: 正確なPSF補正が最重要課題、広領域サーベイが可能

CSシグナルの宇宙論的意義
For a source galaxy at zSzSγ ∝ Ω m 0 ∫ dz L0d LS ( z L , z S )d L ( z L )δ ( zL , θ)d S ( zS )⎛ρ−ρ⎞⎜⎜ δ ≡⎟⎟ρ ⎠⎝Lensing efficiency function WGL:
角径距離に依存し、ダークエネルギーに敏感
 銀河の赤方偏移分布に依存する


Mass clustering part: δ
密度ゆらぎの振幅パラメータ(σ8)に敏感 密度ゆらぎの成長率はダークエネルギーや質量を持つニュートリノによって変更をうける 密度ゆらぎの統計的性質は、初期宇宙の情報を与える(e.g.,Inflation model)
γ20.31−3.5 2.9 1.6∝ Ω de σ 8 z m w0

Current status(from Refregier et al. 2003)

Van Waerbeke et al. 2001
σ 8Ω 0m.6 ≈ 0.45Weak Lensing tomography (Hu 99,02; Huterer 02; MT and Jain 2004
重力レンズ＋測光的赤方偏移を組み合わせ、赤方偏移情報を引き出す方法

3 redshift bins

Ground-based survey (5 colors)σ ( zphoto ) = 0.2
No tomography (current status)

SNAP: 6 optical + 3 NIR bands

σ ( z photo ) = 0.03

(Massey et al. 03)

2-pt functions

γ a ( zi )γ b ( z j )他の可能性：
finer redshift binning =>３D質量分布構築

Cosmic Shear Power Spectrum

ns redshift bin tomographyns (ns + 1) / 2 spectra

NL clustering

Prospect for SNAPw ≡ pde / ρ de, ρ de ∝ a −3(1+ w0 )σ ( w0 ) = 0.05

No Tomographyσ ( w0 ) = 0.8

SNとWLTは相補的さらに、DEの状態方程式の時間進化

w( z ) = w0 + wa (1 − a )w(z)の時間進化は、ダークエネルギーの性質(正体)を探る重要な手がかりになると期待されている

WLTとSNの相補性： w(z)1.0w(z)関数

SN: 光度距離w(z) @ z<0.5-1.01.0

From Knox 2004

WLT:
６０−７０％：角径距離
残り：密度揺らぎの成長率

w(z) @ z=0.4-0.6-1.0

来る1-2年タイムスケールですばるで可能なWLTe.g., SWANS: PI T. Nagao, 40 deg2, <z>=0.8w=constant

より重要なのは、実際のデータでレンジング
トモグラフィーの可能性・限界を詳細に探性・限界求し、明らかにすることSNAPやLSSTなどの将来計画に対して、極めて貴重かつ先駆的なロードマップを提供できる（例：COBE⇒WMAP)

まとめ 大規模、多色測光サーベイは、海外で進行中ある

いは計画中である。
 ダークエネルギーの制限を主目的とした計画には、(少なくとも)アメリカでは重要視され、お金がついている。
 重力レンズの場合、理想的にはスペースが良いが、、、、地上望遠鏡は半永久的に使えるのが利点
 多色サーベイは、天文学のあらゆる分野において貴重な財産になる(銀河、銀河団、AGN、TNO…)