DECIGO で探る宇宙背景重力波

2006/6/11 DECGIO-WG meeting @国立天文台 DECIGOで探る宇宙背景重力波樽家篤史（東大理）工藤秀明 (UCSB), 姫本宣朗 (東大理)

内容 • 背景重力波観測の意義（インフレーション起源） • スペース干渉計による直接検出 • 検出に向けた予備考察

宇宙背景重力波とは 位置の同定ができないたくさんの点源、もしくは広がった物体から放出された重力波の重ね合わせ位相がランダム天体起源連星系（WD-WD, NS-NS, BH-BH）、 SNe、 GRB、 PopIII、 … 初期宇宙起源インフレーション、相転移、宇宙ひも、 … 宇宙論的な（遠方の）情報を含む電磁波では見えない初期宇宙の進化を知る手がかり

インフレーション起源の背景重力波 インフレーション理論が予言する宇宙最古の波量子ゆらぎを起源とする重力波が、宇宙の加速膨張により引き伸ばされてできた transverse-traceless 発展方程式

（長波長） 定性的ふるまい（短波長） (i). ゆらぎの生成 (iii). (ii). 長波長ゆらぎ（ゆらぎの振幅凍結） (ii). (iii). 短波長ゆらぎ（減衰振動） (i). Standard cosmic expansion 地平線サイズ (1/H~t) ゆらぎのサイズ (∝ 宇宙のスケール因子) Physical length 現在時間 Inflation Matter Radiation

2 Log[Wgwh ] Energy density spectrum 物質優勢輻射優勢 GWB spectrum Pulsar timing BBN bound CMB bound LIGO II LISA DECIGO/BBO インフレーション起源 log f [Hz] (Maggiore 2000)

インフレーションのダイナミクスとエネルギースケールインフレーションのダイナミクスとエネルギースケール極初期の膨張宇宙の進化さらに余剰次元の影響も…？インフレーション起源の背景重力波からわかること c.f. スカラー型摂動：テンソル型摂動のパワースペクトル観測周波数とエネルギースケール DECIGO Hiramatsu, AT & Koyama (2005); Hiramatsu (2006); Kobayashi & Tanaka (2005,2006); Sanjeev (2006)

-2 r ~O(10 ) -3 r ~O(10 ) CMBによる背景重力波の観測今のところ、CMBの温度・偏光観測から制限が得られているのみ： r < 0.55 テンソル・スカラー比 3year WMAP (@ k=0.002 h/Mpc) Spergel et al. (2006) 背景重力波の検出を狙った偏光観測（Bモード）の将来計画： Baloon : EBEX Ground : QUaD, CLOVER, PolarBeaR, QUIET, … (2018 launched) Satellite : CMBPol

CMB観測によるインフレーションモデルの制限 Single-field slow-roll inflation を仮定した時、ＷＭＡＰの観測から許される領域 @ 1Hz ぐらいを念頭におくべき • （おそらく）ＣＭＢの偏光観測で先に検出される Smith et al. (2006)

観測ゴール １～３年間の観測で、の背景重力波を、S/N＞5 で検出するスペース干渉計による直接検出周波数帯 0.1ー1 Hz で直接検出を狙うための基本戦略：（2台の干渉計を使った） long-term の相関解析 Astrophysical foregrounds の同定・除外ここでは概念設計を下に、検出可能性について考察

検出器のノイズスペクトル Long-term の相関解析 estimator weak signal limit で、・・・・・加速度ノイズ、ショットノイズ overlap reduction function ・・・・・検出器の応答特性、2台の幾何学的配位

Interferometer design ２セット干渉計方式 • LISA type TDI法による信号取得 (A’, E’, T’) (A, E, T) Optimal TDI: A’A + E’E + T’T • Fabry-Perot type 対面同士の干渉計を使って相関解析（等方重力波に対する感度がよい）

Interferometer design (2) もし、1セットしか作れなかったら… • LISA type １セット Optimal TDI: (A, E, T) 等方重力波に対する感度を持つのは自己相関シグナルのみ相関解析でも感度は向上しない！！ AA + EE + TT • Fabry-Perot type 仮に、次のようなものを考えてみる（腕を共有するため、ノイズが相関を持つ可能性大）

S/N=5 Effective strain Tobs=1 year Df=f/10 LISA-type (A’A+E’E+T’T) FP-type (LISA type) FP (single) (FP type) (FP, single) Ultimate (X’X) (Ultimate) 感度曲線 LISA LISA-type (AA+EE+TT) FP-type Ultimate (XX)

瀬戸さんの話 Astrophysical foregrounds Farmer & Phinney (2003) 現在知られているソース： Cutler & Harms (2006) confusion noise として背景重力波に効く Cosmological WD-WD binaries (f<0.2 Hz) Point sourcesとして取り除く必要あり Cosmological NS-NS binaries (f≧0.2 Hz) さらに最近、 Cosmological SNe, PopIII stars メモリー効果により、低周波数帯を汚染する可能性 (Buonanno et al. 2005; Sandick et al. 2006)

? WD-WDs NS-NSs SNe, PopIII （不定性大） Foreground contamination

2 Wgw h Low-frequency cutoff 仮に、NS-NS binaries が除去できたとしても、WD-WD binaries の影響は残る（基本的に除去不可能）低周波側にカットオフ(fcut )を入れて相関解析 FP (single) FP-type Ultimate (X’X) fcut ~ 0.1Hz 辺りで、FP、LISA の優劣が入れ替わる LISA type (A’A+E’E+T’T) fcut~0.2Hz ならFP-typeの方が検出に有利

2 Wgw h まとめ DECIGO によるインフレーション起源の背景重力波検出 Minimum detectable amplitude (3 year, S/N=5) fcut=0.0 [Hz] fcut=0.2 [Hz] LISA type FP type FP (single) WD confusion noiseの影響を考慮すると、FP-typeが有利確実な検出には、もうちょっと感度が欲しい LISA-typeのように干渉計に冗長性があれば… （相関が取れるなら） 1台でもそこそこ感度は出るノイズの相関をどうやって除去する？

Appendix

インフレーションのダイナミクスとエネルギースケール：インフレーションのダイナミクスとエネルギースケール： CMBで観測されるスケールとは、17桁近く違う！！インフレーション起源の背景重力波からわかること（１）テンソル型摂動のパワースペクトル： DECIGO CMB )) )) スカラー型摂動のパワースペクトル：

極初期の膨張宇宙の進化： インフレーション起源の背景重力波からわかること（２） DECIGO 観測周波数とエネルギースケールの対応状態方程式 P=w rに従う時期にhorizon re-enterすると、物質優勢以前の宇宙の進化を知る手がかり (e.g., Seto & Yokoyama 2003)

さらに余剰次元の影響も…？ インフレーション起源の背景重力波からわかること（3）ブレーンワールド宇宙の場合宇宙膨張の変更余剰次元方向への波の伝播状態方程式 P=w r に従う時期にhorizon re-enter： ( f ≫ fcrit ) Hiramatsu, AT & Koyama (2005); Hiramatsu (2006); Kobayashi & Tanaka (2005,2006); Sanjeev (2006)

1.1 3.3 =7.36Hz 検出器雑音のパラメーター感度曲線の計算で用いた数値 Kudoh, AT, Hiramatsu & Himemoto (2006) For FP-DECIGO,

Confusion noise of WD-WD binaries dN df Farmer & Phinney (2003)

DECIGO で探る宇宙背景重力波