Probing the Dark Side of
the Universe
国立天文台
理論研究部
杉山直

宇宙論の
宇宙論の現状 宇宙論パラメターがほぼ決定された
 宇宙マイクロ波背景放射の観測
 ＣＯＢＥ
 気球・地上観測
 ＷＭＡＰ

 超新星探査 ２つのグループ：専用望遠鏡を用いた成果
 最近では大望遠鏡で高赤方偏移のものを探している 重水素の存在量の確定：元素合成
 Keck望遠鏡

 重力レンズ効果：Strong Lensing, Shear Field 広視野カメラ天文学・
天文学・宇宙論の宇宙論の現状（現状（続き）
 宇宙の地図作り
 比較的近傍での赤方偏移決定
 物質分布のパワースペクトル決定（特にバリオン振動）

 最遠方天体探査
 WMAPはz~20での再加熱を示唆
 銀河：巨大望遠鏡によるLy-alpha emitter探査
 QSO：SDSSによる探査

 構造形成の時間進化 赤方偏移z~5での大規模構造（銀河団の種）の発見
 z=6.4のGRBの発見

WMAP

Temp.

Obs. of
WMAP

Temp-PolDegenerate
line
h=0.7
h=0.5

明らかになった宇宙の姿

宇宙項=ダークエネルギー73%

ダークマター
23%
普通の
普通の元素4%

ダークエネルギー、
ダークエネルギー、ダークマターに
ダークマターに支配
される宇宙
される宇宙

光
年
３０
億

光
年
１０
億

観測者

２０
億

光
年

２ｄＦ銀河探査チーム提供

赤
方
移
偏

宇宙の大規模構造（一つの点が銀河！）

Eisenstein et al.
astro-ph/0501171

ＳＤＳＳ

バリオン振動CMBのpeaksと起源は同じ。
物理的サイズは決まっているすば る の発見した最遠方 の銀 河

すばるで見つけたz~6.6でのLyalpha emitter ９個のうちの一つTaniguchi et al.
Publ. Astron. Soc.
Japan 57, 165-182,
2005

Ouchi et al. 2005

Subaruが見つけた最遠方の銀河団（の種）Temp

Obs. of
WMAP

Temp-PolFirst Star Formation Epoch was z=20
Detect Reionization from polarization

τ = 0.166+0.076− 0.071( WMAP) Optical Depth from= 0.17 ± 0.04(all)z reio = 20

+10
−9t rio = 180

present epoch(95%CL),17 ± 5(instant reio)

+ 220
−80

(95%)

サーベイ
広く OR 深く

広く AND 深く

今後の今後の宇宙論の宇宙論の３大テーマ
 Dark Energy
 Dark Matter Dark Ages: 最初の天体が形成される頃

Dark Side of the Universeを明らかにする Dark Energy
 何が知りたいか

時間進化を調べ、「宇宙項」なのかどうかを決着つけ、状態方程式を決定する
p=wc2ρ : wを決める→宇宙の膨張は ρ ∝ a-3(1+w)
 どのように解明するか
宇宙の膨張速度を赤方偏移の関数として決定できれば、ダークエネルギーの状態方程式が決められる
超新星探査、重力レンズ、密度揺らぎのパワースペク
トルのバリオン振動、さらにＣＭＢも組み合わせる
広い視野、かつ比較的高赤方偏移（z ~ 1 to 2）
での光赤外観測、特にimaging
8mクラスのクラスの広視野地上専用望遠鏡：
広視野地上専用望遠鏡：SDSS+すばる
2mクラスのクラスの広視野スペース
広視野スペース専用望遠鏡
スペース専用望遠鏡：
専用望遠鏡：スペースSDSS

宇宙項とダークエネルギー
宇宙項： p=−ρc2 : p圧力、圧力、ρ密度、密度、c光速度ダークエネルギー： p=wρc2
斥力として宇宙を加速させる条件 w<−1/3

ダークエネルギーはダークエネルギーは宇宙項(w=−1)の一般化
wは時間変化もあり得る宇宙誕生後40万年

地球宇宙マイクロ宇宙マイクロ
波背景放射

宇宙誕生後
10億年
140億光年彼方
ビッグバン Dark Matter 何が知りたいか

光ではなく、質量の分布を決定する
 どのように解明するか

重力レンズ効果を用いて、ダークハローの質量を直接測定する銀河などの中心に存在するcuspからのガンマ線を測定する
 広い視野、かつ比較的高赤方偏移（z ~ 1 to 2）

での光赤外観測、特にimaging
 ガンマ線での観測
8mクラスのクラスの広視野地上専用望遠鏡：：
広視野地上専用望遠鏡：：SDSS+すばる
TeVチェレンコフ望遠鏡
チェレンコフ望遠鏡

 Dark Ages
 何が知りたいか

最初の天体はいつどのように誕生したのか
どのように現在の構造に成長していったのか どのように解明するか

最初期の天体からの光を直接捉える
銀河間ガスのイオン化の状態を調べる
 ガンマ線バースト
 マイクロ波背景放射揺らぎ
 ２１ｃｍ線によるbright ness Temp.の揺らぎ
CMBの衛星２１ｃｍ
２１ｃｍのためのｃｍのための大規模干渉計のための大規模干渉計

 物理定数の時間進化
 何が知りたいか

重力定数や微細構造定数が果たして過去でも同じ値であったのか どのように解明するか
z~3程度のQSOの吸収線（１０億年）、CMB温度
ゆらぎ(４０万年), ビッグバン元素合成（3分）
 高赤方偏移(z~3)でのSpectroscopyの測定
 CMBの温度揺らぎ、polarizationの詳細な測定
20-30mクラスのクラスの次世代巨大望遠鏡：
次世代巨大望遠鏡：次世代Keck望遠鏡
スペースＣＭＢ
スペースＣＭＢ望遠鏡
ＣＭＢ望遠鏡：望遠鏡：次世代WMAP

Bergstrom et al.
Ichikawa, Kawasaki

今後の
今後の展開
 さらに深く

30mクラスへ 大口径望遠鏡：光バケツ

 さらに広く 高視野望遠鏡、専用化

8mクラスでのSDSS

 さらにクリアーに 宇宙望遠鏡

6mクラスへ Adoptive Optics (AO、補償光学)

 さらに多くの波長で 長波長電波からガンマ線まで
 宇宙最初期の星の光は赤外線に赤方偏移 電磁波以外での観測

光・近赤外での
近赤外での観測
での観測
さらに深さらに深く：大口径望遠鏡
 見かけ暗い天体を見つける: imaging
 遠方 and/or intrinsicに暗い天体

 暗い天体のSpectroscopyを取る
 クリアーな像を得るためには補償光学(AO)が鍵
 レーザーガイド星 Multi-conjugate AO：多数のレーザーガイド星使う

8mクラス光望遠鏡
クラス光望遠鏡のまとめ
光望遠鏡のまとめ 現存する望遠鏡
 すばる8.2m ハワイ Gemini （米欧）8.1m南北に１台づつ
 VLT （欧）8.1mが４台
 Keck（米）ハワイ、チリチリ

10mが２台 Hobby-Eberly望遠鏡 9.2mだが部分的にのみ可動
 South Africa Large Telescope(SALT) 9.2mで部分的にのみ可動 建設中の望遠鏡
 Large Binocular Telescope(LBT) (イタリア他でアリゾナに設置） 8.4mを２台同時に
 カナリア大望遠鏡(GTC) （スペイン） 10m

世界の大型光学赤外線望遠鏡（口径6.5m以上）
Large Binocular Telescope(LBT)
8.4m×２ Mt.Grahamに建設中

１３台完成＋３台建設中
さらに18台の3m-6m望遠鏡（理科年表による）、より多くの小型望遠鏡
東大・京大によるアタカマ6.5m望遠鏡計画・岡山3m級望遠鏡計画もあり建設中のもの建設中のもの巨大口径望遠鏡プロジェクト
巨大口径望遠鏡プロジェクト
Extremely Large Telescope： ELT
米欧の複数提案が、米、欧それぞれでまとめられつつある
日本でもようやく検討が始まっている：JELT

HST

ＥＬＴ

(Figures by Richard Ellis) ヨーロッパの提案
 Over Whelming Large Telescope ： OWL

ESO(ヨーロッパ南天文台)
 Euro50
Sweden中心
 口径50-100m
 Design Studyがスタート 2008年まで：31MEuro 総額は1200MEuro? (50m?)
 2015-2020頃完成？

 アメリカのELT Project Thirty-Meter Telescope (TMT) project メンバー Caltech, UC: The California Extremely Large Telescope - CELT
 Association of Universities for Research in Astronomy (AURA,

32 U.S. inst. 7 international affiliates): Giant Segmented Mirror
Telescope - GSMT Association of Canadian Universities for Research in Astronomy(ACURA): Very Large Optical Telescope - VLOT 予定
すでにdesign and development phase
２００７年までに基礎開発、望遠鏡設計、サイト決定、
２０１５年完成を目指す 予算
2003年にはMoore Foundationが$35 million
ACURAが2005年に$10 million Canadian
４者で$700Mが目標、 2007年までに$70M集める（NSF=AURA
だけがまだ）
日本の参画検討中

5m望遠鏡と、30mの比較

巨大口径望遠鏡プロジェクト
巨大口径望遠鏡プロジェクト（
プロジェクト（続き）
Giant Magellan Telescope (GMT) カーネギー財団、アリゾナ大

学のプロジェクト
 有効口径21m (8.4mの単一鏡が７枚)
 チリ・ラスカンパナス観測所

が候補地
 星像がきれいにとれるさらに広視野
さらに広視野 Hyper Suprime Cam
 PI: 宮崎聡（国立天文台）
 すばるに設置する新しい超広視野カメラ
 視野

3 square-degree （現在のすばるのSuprime Camは0.25 square-degree）

 十億円超？
 専用して使えれば世界最高の成果が出せる！

（次のLSSTに負けない！） Large Synoptic Survey Telescope (LSST) PI: J.A.Tyson(UCDavis); Stanford, Washington, National

Optical Astronomy Observatory など
 口径8.4m地上望遠鏡
 視野 10 square-degree （すばるは0.25 square-degree ）：１０秒の露光で３日間で見ることが可能な範囲の全天探査を完了。ただしspectroscopyはない。
 専用望遠鏡に近い Dark Matter: strong lens
 Dark Energy: weak lens 3-D mass reconstruction tomographyによって密度揺らぎの時間進化を測定する
 Optical Transients: 例えばgamma-ray burstのoptical flush Objects of Outer Solar System: 例えばKuiper Belt天体
 Near-Earth Objects: 例えばAsteroid 絶滅を避ける！

p=wc2ρサーベイ能力
サーベイ能力を能力を16倍へ

0.256

ハイパー・シュープリーム・ カメラ
超新星を１晩に500個発見することが可能！

超新星
発見能力

ＬＳＳＴとＬＳＳＴと同様の同様のプロジェクト The Dark Energy Survey (DES) Fermilabを中心としたプロジェクト
 CTIO 4m望遠鏡を５年間、30%使用する
 高視野カメラDark Energy Camera (DECam) 520megapixel CCD camera 3 square degree 4band 5年間で5000square degree
 $18.4M for Instrument + a few $M for data processing The Discovery Channel Telescope (DCT) Lowell ObservatoryとDiscovery Channelのプロジェクト
 4.2-meter telescope @ Arizona 4 square degree Pan-STARRS: the Panoramic Survey Telescope &Rapid Response System ハワイ大学
 1.8mの望遠鏡４台
 それぞれ3 degree field of view, 1 billion pixels
 cover 6,000 deg2 per night 主として、asteroidの監視、でもcosmologyもできてしまう！
 Proto-type telescopeのfirst lightが2006年

すばる望遠鏡
すばる望遠鏡と望遠鏡とGEMNIの共同プロ
共同プロ
ジェクト
 ＷＦＭＯＳ: Wide Field Fiber-Fed Optical Multi

Object Spectrograph 一度に4000から5000の天体のスペクトルが取れる
 視野は1.5deg
 当初はGemini Telescope(8m)に搭載するつもりだったが、広視野の主焦点を使えることから、すばるに提案 $70M近い共同プロジェクト？
 １１月に最初のscience meetingハワイで開催

ＷＦＭＯＳのＷＦＭＯＳのサイエンスとサイエンスと利点
 利点：スペクトルが取れるので、赤方偏移が正確に決定できる
つまりSDSSや超新星探査のアップグレードになる！
 サイエンス LensingのShearを用いたtomographyがより精密にできる 大規模構造の進化、またバリオンの存在による密度揺らぎの振動を用いて、ダークエネルギーを決定できる 超新星の探査にも用いることが可能スペース望遠鏡
スペース望遠鏡：現存、現存、近未来Hubble Space Telescope
口径2.4m 紫外～近赤外(0.115μ)～2.5μ
Spitzer Space Telescope
口径85cm 中間赤外～遠赤外
3.6~160μm
GALEX
紫外
口径50cm0.135～0.280μm
Astro-F（来年１月） 近赤外～遠赤外
口径67cm
2～200μm

光・赤外Space望遠鏡将来計画
 James Webb Space Telescope: JWST HST（口径2.4m）の後継機、NASAのプロジェクト
 予算はHSTの1/3程度？（～１０００億円？）
 打ち上げは2011年???(2015年が現実的) 口径6.5m
 観測装置は近赤外から可視(0.6-2.3µm)のカメラNIRCam、近赤外のmulti-object spectrograph (NIRSpec、中間赤外(2.4-5µm)のカメ
ラとspectrograph (MIRI)
 Ｌ２軌道 角度分解能は回折限界
1.2λ／D [Rad] =0.084(λ/2.2 µm)/(D/8m) [arcsec]

 SPICA 日本の中間赤外、遠赤外宇宙望遠鏡
 口径3.5m
 地上では観測不可能な波長に目的を絞る
 L2軌道 4.5Kまでの冷却を、放射冷却と機械式冷凍機だけを用いる（通常は液体ヘリウム） 予算４００億程度

 Herschel Space Observatory
 ２００７年８月打ち上げ予定
 口径3.5m
 遠赤外線

60-670 µm

 L2軌道 サイエンスの目的
 The formation and evolution of Galaxies, and what it is that'powers' them.
 Stellar evolution and development, and how stars grow fromthe interstellar medium.
 Astrochemistry (the formation of chemicals in space) SNAP: Supernova/Acceleration Probe

またはJDEM: Joint Dark Energy Mission
 口径2m 視野0.34squrare degree、411Mpixels
 波長は0.35-1.7µm （可視ほぼ全域と近赤外）
 カメラ（可視、赤外）とspectrographを搭載
 Ｌ２軌道 一年間で2000個の超新星
 一年間で~1000squrare degreeのmappingを行い、gravitational lensingのshear fieldを測定する

日本の
日本の光赤外大型計画の
光赤外大型計画のRoad Map

3ｍ・6.5m
HOP
すばる
将来計画
等

将来計画検討報告書「2010年代の光赤外線天文学」より

電波の電波の次期・
次期・将来プロジェクト
将来プロジェクト
 ＡＬＭＡ 地上の大干渉系
 12m口径６４台+小口径（7m） 周波数（波長）は30GHz(1cm)-950GHz(0.32mm)
 干渉系は、互いの間隔を広げれば高解像度、ただし視野が狭くなる 最大0.01秒角の分解能：14kmの基線長
 視野は最大で100秒角程度、ただし小口径と、12m一台を組み合わせて運用すれば、広い視野も観測可能
 アメリカ、ヨーロッパ＋日本、台湾も参加か 費用は1000億円（日本は256億円）

 ＡＬＭＡのサイエンス 宇宙マイクロ波背景放射の温度揺らぎのfine angularresolutionでの測定
 宇宙初期の銀河や銀河群の熱いガスによって、背景放射がinverse comptonでたたかれる、Sunyeav-Zeldovich効果

 宇宙初期磁場による温度揺らぎ

 銀河団
 銀河形成 赤方偏移した炭素、窒素、酸素などの輝線をsubmmで測定

 活動銀河核 ブラックホールからのジェットを測定

 星形成
 近傍の巨大分子雲（星のゆりかご）の構造を解析

 惑星形成 原始惑星系円盤の観測

 星間分子
 生命関連有機分子の探査 赤方偏移した21cm線(水素原子のhyper-fineline)を測定するプロジェクト
 狙う周波数帯はFMより少し上程度

数１００MHz 高赤方偏移での中性水素の空間分布を細かい

赤方偏移のbinごとに得る。

 その結果、銀河間物質がどのようにイオン化されてきたか、すなわち初期天体形成の過程が明らかになる LOFAR: オランダ
 MWA アメリカ、オーストラリア
 21CMA/PAST 中国 、カナダ
 どれも2007年頃の運用を目指している 将来は、Square Kilometer Array: SKA

ＬＯＦＡＲ オランダのプロジェクト
 ２５０００個のアンテナ

を３５０ｋｍに展開
 ＩＢＭ BlueGeneで相関を計算する
 2007年に初期運用、2009年から本格運用

21CMA/PAST data
analysis
Ue-Li Pen 彭威礼
Chris Hirata

Xiang-Ping Wu 武向平, Jeff Peterson

Ulastai
Urumqi 150 km
42º 55’N 86º 45’ E
elev 2600m

Ustir station
Ground shield：5000m mountains on
all sides

SKA: Square Kilometer Array ALMAの次の巨大プロジェクト
 周波数はALMAより下 1km2 collecting area: 100-200 m口径の電波望

遠鏡の数百個のステーション群
 国際協力：Europe, the USA, Australia, Canada,
China, India and South Africa
 $1000M
 早くて2020年か？

SpaceでのCMB観測 PLANCK
 ヨーロッパのプロジェクト ESA
 予算：約４００億円
 2008年8月打ち上げ予定
 WMAPよりすぐれた角度分解能
 l<800 → l<2000

 WMAPよりすぐれたpolarization測定
 WMAPより多くのチャンネル：特に高い周波数領域
 Foreground(dustやsynclotronなどの影響）の除去
 ALMAとの相補的関係

 サイエンス 宇宙論パラメターのさらなる高精度の決定
 Polarizationにより、宇宙再加熱、重力波成分などに制限
 SZ効果による銀河団の探査

 Inflation Probe Polarizationを中心としたCMB観測
 2020年？
 重力波成分：インフレーションに対する制限 NASA/Beyond Einstein計画の一つ

その他
その他の波長での波長での観測計画
での観測計画
 Ｘ線
 NeXT（日本） 2011年打ち上げ
 1MeVまでをカバー、粒子加速などを調べる

 Constellations X
 ４台のＸ線望遠鏡の編隊飛行
 2011年頃打ち上げ
 High resolution X-ray spectroscopy

 XEUS（国際協力）
 ２０１５年が目標
 検出器衛星とミラー衛星の編隊飛行

 γ線
 GLAST
 5 at 5？

電磁波以外 重力波
 地上
 Advanced LIGO LCGT (日本) スペース LISA（米欧） DECIGO/Big Bang Observer

DECIGOBeyond Einstein

NASAのroad map

世界最強の合衆国
は、最初に火星に人を送るのだ！

2010年過ぎ2007年まで

2015年より後

日本の日本の光赤外大型計画の
光赤外大型計画のRoad Map

理念無き
聖域無き
構造改革

3ｍ・6.5m
HOP
すばる
将来計画
等

将来計画検討報告書「2010年代の光赤外線天文学」より

International Workshop on
Energy Budget in the High Energy Universe
Kashiwa, Japan, February 22-24, 2006
Key Dates
October,2005
November 3,
2005
January 6,
31
2006
January 31,
2006
February,
2006

First circular distributed.
Online registration to be started.
Deadline for submission of the abstract forcontributed papers
Deadline for online registration
Final circular to be distributed.

招待講演者：
招待講演者：確定
R. Blandford
 G. Sigl
 H. Kang F. Halzen
 P. Meszaros
 P. Coppi
 Neil Gehrels
 M. Fukushima M. Mori N. Kawai A. Yamamoto
 T. Terasawa/ M. Hoshino T. Takahashi M. Nakahata M. Sasaki