宇宙論・構造形成の長期展望

宇宙論・構造形成の長期展望
大栗 真宗
(東京大学カブリ数物連携宇宙研究機構)
2013/8/6 光赤天連シンポジウム @ NAOJ
宇宙論・構造形成の重要問題
• 加速膨張の起源
暗黒エネルギー or 修正重力？
• 暗黒物質の性質
無衝突冷たい暗黒物質仮説はどこまで正しいか？
• インフレーション
本当にあった？ Bモードゆらぎ？ 非ガウス性？
• ニュートリノの性質
質量？ 階層？ 世代数？
ここ一年の進展：プランク衛星
• 2009年5月打ち上げ
• 宇宙背景放射の全天
観測
• 2013年3月温度ゆ
らぎマップ及び
最初の宇宙論結果
公開！
Planck webpage
温度揺らぎパワースペクトル
Planck webpage
プランクの結果：ビフォアアフター
Planck
webpage
• 宇宙論の標準モデル (ΛCDM) と非常によく合う
• 宇宙論パラメータの値がなぜか結構変わった、
そのため新たな「問題」が浮上
osmological parameters
ハッブル定数
Planck collaboration, arXiv:1303.5076
• プランクと直接測定
との間に矛盾の兆候
(~2σ)
• プランク測定はモデ
ルを仮定した間接測
定であることに注意
Disagreement in the density fluctuations, or?
Mismatch
with
Planck
+
BAO
is
profoun
近傍のゆらぎ測定との矛盾
10−6
ck+
Planck
Pl
BA
O
Planck
cos
mo
φφ
log
A L
factor ~2-3!
y
10−7
10−8
10−9
Planck
20 Planck
AφφL
zPl= 0.025 − 0.25
×2.5
15
N
N(>M), h−3 Mpc−3
10−5
N(
M)
for
Pla
n
σ8 (ΩM/0.31)–0.5 / σ8,Pl
by A.Vikhlinin (CfA)
z = 0.025 − 0.25
銀河団の数密度
14
V09,
clusters
+everything
15
10
10
M500 , h−1 M"
10
WL sheer
in CFHTLenS
Kilbinger et al. ’12
5
V09,
密度ゆらぎの
low-z clusters
大きさの相対比較
0
1014
1015
M500 , h−1 M"
• 銀河団、重力レンズによる近傍宇宙のゆらぎの
測定と大きく矛盾 (~3-4σ)
プランクの結果：まとめ
• プランクの結果は標準的なΛCDMモデルで
非常に良く説明できる
• しかしながら近傍宇宙でのハッブル定数や
ゆらぎの観測と矛盾の兆候 (new physics!?)
• 光赤外観測による近傍宇宙の距離やゆらぎの
精密測定がますます重要！
宇宙論・構造形成の長期展望
• 主に二つのアプローチ
• サーベイ宇宙論
広視野、大規模サーベイによる大統計研究
• 稀少天体宇宙論
レアイベントを上手く利用した宇宙論研究
サーベイ宇宙論
• 宇宙論 = 平均的な宇宙の構造・進化の研究
• よって宇宙論では大規模サーベイは本質的
• 例：銀河相関関数、弱い重力レンズ、バリオン
音響振動、銀河団計数、、、
simulated by glafic
重力レンズ
重力レンズなし
中心に重力レンズ源
Hyper Suprime-Cam!
圧倒的世界No.1
のサーベイ性能
Subaru webpage
2020年でも競争
力のある装置
Oguri et al. MNRAS, 420, 3213 (2012)
統計の威力：スタック弱重力レンズ
• 25個の銀河団の弱い
重力レンズ測定(すば
るS-cam) をスタック
• ΛCDMで予言されて
いた特徴的な動径密
度プロファイル、大
きな非球対称性を高
精度で検出・確認
将来のスタック弱重力レンズ
• Hyper Suprime-Camと
Dark Energy Surveyの
銀河団スタック弱
重力レンズS/Nを比較
• z~1.4までS/N>10で
重力レンズ信号検出、
質量較正した銀河団
計数宇宙論が可能
from HSC SSP proposal
[also Oguri & Takada, PRD, 83, 023008 (2011)]
Higuchi, Oguri & Hamana MNRAS, 432, 1021 (2013)
ボイドによる弱重力レンズ
γ+>0
γ+<0
halo
void
(δρ/ρ ~ 200)
(δρ/ρ ~ −1)
• 分光銀河分布から検出したボイドのスタック弱重力
レンズによりボイドの質量分布を直接測定できる
構造形成理論 (e.g., 修正重力) の新しいテスト
θ [arcmin]
0
01
02
02
00
25
• ~1000
0
0
2
deg
r [Mpc]
0
10 20 30 40
0.0002
30<R<35 [Mpc]
30
銀河サンプルでボイド
検出、HSC等の重力
レンズ測定
00
03
期待されるシグナル
• SDSS/BOSS等の分光
r [Mpc]
5
10 15 20
25<R<30 [Mpc]
& Hamana
(2013)
0 10 MNRAS,
20 30 40 432,
50 601021
70 80
90
θ [arcmin]
では信号
10 20 30 40 50 60 70 80 90
検出がやっと、もっと
θ [arcmin]
広視野 (>5000 deg2) で
ボイドの「質量関数」
r [Mpc]
10 20 30 40 50 60
の直接測定・検証
tangential shear
01
0 10 20 30 40 50 60 70Higuchi,
80 90 Oguri
50
60
0.0000
-0.0002
-0.0004
0 20 40 60 80 100 120 140 160 180
θ [arcmin]
[5000deg2 の場合]
0.0005
35<R<40 [Mpc]
ear
03
-0.0002
0.0003
0
r [Mpc]
10 20 30 40
40<R<45 [Mpc]
50
60
2020年代の広視野撮像サーベイ
住
さん
講演
山田
さん
講演
• LSST (米, 8.4m)
• Euclid (欧, 1.2m宇宙) 日本
参加??
• WFIRST (米, 2.4m宇宙)
• WISH (日, 1.5m宇宙)
WISH
• HSC SSP++(?) (日, 8.2m)
• Pan-STARRS4 (?) (米, 2m×4)
1.5m
100K
~ 850
• ...
15 m
Suprime Cam
28
日本の戦略？
(0.1551/18 m pix
~ 90 100K,
100
1.5 m
~40 50K
SE L2
HIIA
バリオン音響振動 (BAO)
• 晴れ上がり前の
光子とバリオン
の音波振動
• 銀河分布のパワ
ースペクトルに
その痕跡
• 振動のスケール
を「ものさし」
として宇宙膨張
を精密測定
from BOSS webpage
バリオン音響振動の観測
L. Anderson et al.
ゆらぎパワースペクトル
14
Anderson et al. (2012)
Planck webpage
波数
CMB@z=1090
Figure 8. The CMASS DR9 power spectra before (left) and after (right) reconstruction with the best-fit models overplotted. The vertical dotted lines show
the range of scales fitted (0.02 < k < 0.3 h Mpc 1 ), and the inset shows the BAO within this k-range,
determined by dividing both model and data by the
p
best-fit model calculated (including window function convolution) with no BAO. Error bars indicate Cii for the power spectrum and the rms error calculated
from fitting BAO to the 600 mocks in the inset (see Section 4.2 for details).
銀河分布@z=0.57
• ダークマターの存在のため銀河分布の音響振動は
an estimate of the “redshift-space” power, binned into bins in k of
width 0.04 h Mpc 1 .
6.2
the power of the window function is smooth), and so can be absorbed into the smooth component of the fit, and we therefore do
not explicitly include this term in our fits.
To model the overall shape of the galaxy clustering power
spectrum we use a cubic spline (Press et al. 1992), with nine nodes
なまってしまい小さい
Fitting the power spectrum
観測が大変
Kim, Padmanabhan, et al. (2013)
国際競争
• 2015年−2020年
− PFS (日, 8.2m) 高田さん
講演
− eBOSS (米, 2.5m)
− HETDEX (米,9.2m)
• 2020年−
− Euclid (欧, 1.2m宇宙)
− WFIRST (米, 2.4m宇宙)
− MS-DESI (米, 4m)
(↑BigBOSS+DESpec)
稀少天体宇宙論
• 希少な天体・天文現象をうまく利用することで
普通では得られない貴重な情報が得られる
• しかしそもそも稀少天体を見つけるために
大規模サーベイが必要、その後詳しい追観測
• 例：(Ia型超新星)、強い重力レンズ、メーザー、
ガンマ線バースト、重力波、遠方銀河、、、
例：重力レンズ時間の遅れ
• 距離スケール (H0) の直接測定が可能
H0 = 68 ± 6 ± 8 km/s/Mpc (16 lenses, Oguri 2007)
H0 = 70.6 ± 3.1 km/s/Mpc (1 lens, Suyu et al. 2010)
H0 = 78.7 ± 4.4 km/s/Mpc (1 lens, Suyu et al. 2013)
image A
ΔtAB=ΔtA−ΔtB
ΔtA
source
ΔtB
image B
時間の遅れの測定
Tewes et al.: COSMOGRAIL XIII – Time delays of RX J1131 1231
B
D
A
C
長期モニター
観測による像
の明るさ変動
(根気、、、)
Tewes
et al. (2013)
Fig. 4. Optical monitoring of RX J1131
1231, as obtained from deconvolution photometry. From top to bottom are shown the R-
ノイズ：視線方向の密度ゆらぎ
ノイズ：視線方向の密度ゆらぎ
=1
dPs/dln (1+!)
10
10
zs=3
0
z
視線方向に積分した
視線方向に積分した
密度ゆらぎPDF
密度ゆらぎPDF
(Takahashi
(Takahashiet
etal.
al.2011)
2011)
10
10
−2
0.7
1
1+!
1.5
0.7
密度ゆらぎにより希少天体への特定の方向の距離
•• 密度ゆらぎにより希少天体への特定の方向の距離
と平均の距離の間にずれがでる
と平均の距離の間にずれがでる
この効果は多くの重力レンズ系を組み合わせるこ
•• この効果は多くの重力レンズ系を組み合わせるこ
とで軽減できる
とで軽減できる
稀少天体を多く集める必要
稀少天体を多く集める必要
時間の遅れ：必要な要素
• 大規模サーベイによる宇宙論に適したクエーサー
(超新星?) 重力レンズ系の発見
HSC, PFS, GLAO, WISH, (Euclid/WFIRST), (LSST), ...
• 高解像度撮像分光観測による像の配置、銀河 (含
クエーサー母銀河)、速度分散etcの決定
TMT, SPICA, LGS-AO(?), ...
• 長期モニター観測による時間の遅れの精確測定
中小口径望遠鏡
Almost everything!
まとめ：宇宙論・構造形成
広視野サーベイ装置
HSC, PFS, (Euclid), ...
発見
稀少天体
サンプル
フォローアップ
高感度高解像度装置
TMT, SPICA, ...
供給
広視野天体
サンプル
統計解析
詳細
解析
宇宙論
フォローアップ
中小口径
望遠鏡