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ＤＥＣＩＧＯ のサイエンス ～ダークエネルギー関連～

ＤＥＣＩＧＯ のサイエンス ～ダークエネルギー関連～. 高橋龍一　（国立天文台 PD ）. 1. ダークエネルギーのイントロ. ● 宇宙の最も主要な（約７０％）エネルギー成分 ● 様々な宇宙論的観測から示唆 宇宙背景輻射 （ WMAP ） 、大規模構造 （ SDSS, ２ｄ F ） 、超新星、他 ● 斥力. NASA. ● ダークエネルギー. エネルギー密度　　　　　圧力. 宇宙定数をより一般化 　　（時間変化する）. 状態方程式 w. エネルギー保存. a : scale factor. w=-1 ：宇宙定数. 加速膨張のための条件. より.

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ＤＥＣＩＧＯ のサイエンス ～ダークエネルギー関連～

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Presentation Transcript

  1. ＤＥＣＩＧＯのサイエンス ～ダークエネルギー関連～ 高橋龍一　（国立天文台PD）

  2. 1.ダークエネルギーのイントロ ● 宇宙の最も主要な（約７０％）エネルギー成分 ● 様々な宇宙論的観測から示唆 宇宙背景輻射（WMAP）、大規模構造（SDSS,２ｄF）、超新星、他 ● 斥力 NASA

  3. ●ダークエネルギー エネルギー密度　　　　　圧力 宇宙定数をより一般化 　　（時間変化する） 状態方程式w エネルギー保存 a : scale factor w=-1 ：宇宙定数 加速膨張のための条件 より

  4. ● ダークエネルギーの状態方程式ｗ の観測的制限 （Astier et al. 2006） SNLS : the Supernova Legacy Survey magnitude

  5. SNLS : the Supernova Legacy Survey （Astier et al. 2005） In flat universe ダークエネルギーの 　　状態方程式 SDSS

  6. WMAP 3yr results （Spergel et al. 2006） WMAP+2dF+SDSS+SN 現時点で既に１０％くらいで決まっている

  7. ● 将来の制限 SNAP（JDEM） （Albert et al. 2005） スペース望遠鏡 超新星　年間２０００個 Weak lensing （銀河のゆがみ） 2012年に打ち上げ可能 SN+WL, flat universe model を仮定 数％くらいで決まる

  8. 2.DECIGOでのダークエネルギーへの制限 中性子星連星までの距離‐赤方偏移関係から 　モデルに制限　（超新星と同じ） ・ 距離 チャープシグナルから、直接決定 ・ 赤方偏移 host galaxy, host quasar を特定 角度分解能　～10arcmin （１台） ～10arcsec（３台） at z=1

  9. luminosity distance : matter density : dark energy density : dark energy の状態方程式 default value :

  10. 感度曲線 角度平均でルート５倍悪くなる （瀬戸さん）

  11. 重力波振幅のファクターの不定性　（瀬戸さん）重力波振幅のファクターの不定性　（瀬戸さん） : redshifted chirp mass ： 連星の方向・傾き、検出器の運動の関数 の（全方向・傾きでの）平均値 8/5 （Finn & Chernoff 1993） ここでは簡単のため 計算結果にはファクターの不定性ある

  12. ・SN ：ノイズ曲線 confusion noise なし ・距離の決定精度

  13. 連星までの距離の決定精度　 １０％程度 at z=1 　 で決定 超新星と同程度

  14. 多くの中性子星連星からのシグナルが受かる場合多くの中性子星連星からのシグナルが受かる場合 合体イベントの数 合体率 (Kalogera et al. 2004） 年間　　　　個程度の合体が DECIGOで観測される パラメター決定精度が 　　　　　　　　　 程度良くなる (RT & Nakamura 2004)

  15. ダークエネルギーのパラメターの決定精度 ｚ＞２‐３の源も検出し、 距離-赤方偏移関係が 得られれば、暗黒エネ ルギーの性質もより詳 しくわかる どれだけ遠方の源を 検出するか

  16. 状態方程式 w = const. のとき

  17. Luminosity distanceの宇宙パラメター依存性 ｚ= １-４ でダークエネルギー に敏感

  18. ● 超新星と中性子星連星の標準光源としての比較 超新星　　　　　　　　中性子星連星 ＜ 近傍の観測からの 　　　　経験則　　　　　 相対論 絶対光度 年間２０００個 　 （SNAP） ＜ 年間　　 個 （DECIGO） イベント数 ～ 距離の決定精度 約１０％　　　　　　　　　 　 約１０％　at z=1 ～ １台では厳しい 複数台あれば可能？ ＞ 母銀河の特定　　　　 簡単？　　 ダスト減光による 　　　不定性 物質による吸収・散乱 は無視 ＜ その他

  19. 4.まとめ ・z>2-3の中性子連星の距離－赤方偏移関係から 宇宙の状態方程式に制限を与えることが出来る 　　　　　　　　　　　　　　 で決定 ・遠方（z>1）の源の host galaxy or quasarを特定する 　ためには、複数台あった方が良い SNAP よりいいかも

  20. ◆角度分解能（検出器１台） 周波数に加わる１年周期のドップラーシフト source blue sift sun red sift Doppler phase : source の方向 波形

  21. 検出器が３台の場合 sun シグナルの到着時間のずれから方向を決定 角度分解能は改善 (Seto 2002; Crowder & Cornish 2005)

  22. 2.重力波波形 質量　　　at redshift z の連星 Inspiral waveform with restricted 1PN approximation （Cutler & Flanagan 1994） ：coalescence time, phase ：redshifted chirp mass ：redshifted reduced mass : luminosity distance

  23. ・SN ：ノイズ曲線 LISA type と FP type で比較 confusion noise なし ・パラメーターの決定精度 は７つのパラメーターに依る の決定精度 : Fisher matrix 計算結果は１台の場合

  24. 無次元の 中性子星連星には、FP type の方が適している

  25. 連星の質量を変えた場合のSN equal mass binary

  26. 角度分解能 source redshift z=1, 1yr obs. FP-type LISA-type 1.4+1.4Msun～10min 10min-1deg ～10sec 1-10min３台 22 10 +10 Msun～1deg 1-10min 33 10 +10 Msun 1-10deg 1-10min

  27. 決定精度の表 source redshift z=1, 1yr obs. 上段：LISA type 下段：FP type 1.4+1.4 Msun 3.2 10min-1deg 8.0e-7 1.2e-3 0.60 0.31 1-10min （３台） 18 ~10min 1.3e-7 1.6e-4 0.21 5.7e-2 ~10sec（３台） 22 10 +10 Msun 594 1-10min 1.4e-7 3.7e-5 0.15 1.7e-3 626 ~1deg 1.2e-6 5.8e-5 2.9 1.6e-3 33 10 +10 Msun4457 1-10min 1.1e-7 1.0e-5 0.22 2.2e-4 3907 1-10deg 4.4e-6 7.2e-5 10.8 2.6e-4

  28. 4.まとめ ・中性子星連星に対しては、FP type の方が有利 SN も約７倍高い ・z>2-3 の中性子連星の距離－赤方偏移関係から 宇宙の状態方程式に制限を与えることが出来る で決定 ・遠方（z>1）の源の host galaxy or quasar を特定する 　ためには、３台あった方が良い

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