SKA-‐Japan Science Working Groupの活動

SKA-­‐Japan Science Working Groupの活動
SKA-­‐Japan Science Working Group
SKAとSKA-­‐Japan
次世代大型センチ波望遠鏡
SKA-­‐Japan: 2008年設立、メンバー～150人 特徴：高感度・広帯域・広視野・高分解能 Science Working Group 規模：2000-­‐3000台の望遠鏡
・宇宙論（山内）　・再電離（市來） 帯域：SKA-­‐low: 50-­‐350MHz ・銀河進化（竹内）　・パルサー（高橋） SKA-­‐mid: 0.35-­‐10GHz ・位置天文（今井）　・宇宙磁場（赤堀） 基線長：最大3000km ・突発天体（青木）　・星間物質（半田） 場所：オーストラリア・南アフリカ 2015年2月に日本版サイエンスブックを出版予定
オーストラリア MWA SKA1-low SKA2-low ASKAP SKA1-survey 南アフリカ MeerKAT SKA1-mid SKA2-mid 2. (赤方偏移した)21cm輝線による宇宙論的探査
Ø  輝度温度
宇宙論
インフレーション模型を決定付ける最後のピース！
fNL=+100
fNL=+500
fNL=-­‐100
fNL=-­‐500
[Dalal+(2008)]
波数モード [h/Mpc]
宇宙の単一性による
有限サンプルノイズ
Ø  超地平線スケール観測が鍵！
ü マルチトレーサー法[Seljak (2009)]
→ 再電離班との協働により適切に分離
ü  宇宙論・天体物理の両者の情報を含む
素粒子に立脚した探査に有利！
高赤方偏移・小スケールにわたって宇宙論の情報を引き抜くことができる！
[Yamauchi+Takahashi+Oguri (2014)]
3. SKAによるニュートリノ諸性質の探求
ニュートリノに質量がある： 小スケール密度揺らぎの成長を阻害
[Oyama+Shimizu+Kohri (2012)]
それぞれ5つのトレーサーに分割
小スケールを探査することで ニュートリノ質量、階層性を決定付ける！
Euclid : ショットノイズが同じになるように分割 SKA : 銀河タイプで分割
：データを分割して解析することで、コズミックバリアンスノイズ に依らずにバイアスの比を制限することができる！
天体物理
ü  CMBに対する放射・吸収/背景光源に対する吸収 SKA, Euclid単独でもσ(fNL)=1を達成可能であり、 協働することでσ(fNL)=0.1を狙うことができる！
Error on fNL
b(fNL)/b(fNL=0)
Ø  ガウス分布からの微小なズレ → スケールに依存するバイアス
天体物理
マルチトレーサー法を用いた インフレーション模型の検定へ 宇宙論
素粒子の諸性質を地上実験だけでなく 高精度宇宙観測によって明らかにできる！ Euclid SKA1 Euclid+SKA1 SKA2 Euclid+SKA2
ニュートリノ階層の質量差
1. 原始密度揺らぎの非ガウス性の探求
宇宙論
CMB観測のみ
正常階層
逆階層
+SKA
ニュートリノ質量和 [eV]
宇宙再電離(EoR)
① 初代質量関数のモデル作成
l 
再電離研究における課題： 初代星の性質・ブラックホール形成・電離源の特定
When: いつ始まりいつ終わるか? EoR の 5W1Hの Where, How: どのような領域から始まり、どのように発展する? 解明に挑む What (Who), Why: 電離光子源が何であり、なぜ再電離が起こる?
観測の現状: 再電離の完了時期は？
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l 
l 
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現在の主流モデル
２１cm　シグナル
l 
イオン化率 スピン（ガス）温度
c- factor
紫外線
Lα線
密度揺らぎ
宇宙論
X線
l 
l 
星形成史 最小ハロー質量
＆脱出確率
l 
初期質量関数
SKA-­‐JP EoR班の戦略
2流体計算とし、初期条件を正しく設定
l  球対称崩壊モデルを応用してモデル化
l 
輻射流体計算結果で得られたサブグリッド Z=9
モデルを用いた輻射輸送計算 Z=8
によって得られた 電離度のマップ. Z=7
宇宙論（ゼルドビッチ近似）
（粗い）ポストプロセス輻射輸送
l  フィードバック効果が無視される
サブグリッド銀河モデル
l  星形成率,脱出確率,IMF
Z=10
z=6
利点：計算が軽い,100Mpc box
→ 統計的な議論
欠点：結果がモデル依存
モデル
大規模なN体計算 … 小さなハローまで
高次摂動論を用いる … 高次相関まで
④ 亜音速流のモデル化
の宇宙を観測する
宇宙再電離モデルの構築へ
紫外線脱出割合の環境・時刻依存性のテーブル作成 概ね完成.
銀河間電離ガスのクランピングへの光加熱の影響
③ 重力場の精密化
: 遠方銀河(Ono+, ApJ, ‘12), GP-­‐test (Fan+, AJ, ’06), GRB(Totani+, ‘06)などによる : SPT, ACTなどを使ったCMB観測からの示唆 (Dunkley+, '13) HI 21cm を用いて直接
電離光子と解離光子の数の正確な見積り
② 輻射流体計算結果のサブグリッドモデル作成 モデル自体は Hasegawa in prep.
When: 中性水素分布から 直接始まりと終わりが見える。 Where, How: 多波長で観測される 銀河との相互相関から電離領域 を特定できる。 What (Who), Why: 電離領域(δTb~0) の領域のサイズ分布や放射領域 δTb>0の広さから、電離光子源の 光度、数密度、スペクトルの硬さ 等の情報が得られる。
21cm
deferential
temperature
δTb[mK] SKA2で21cm線の空間分布も把握する. 近傍宇宙時空計測
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可視光線
(0.5 μm)
近赤外線
(2 μm)
電波
星の年周視差 (105 個 )
( 9 個 )(
(
)(GAIA)
星の年周視差 (10
(
)
(HIPPARCOS)
星・星団の固有運動
動
(GAIA)
バルジ星の年周視差 (107 個 )
(JASMINE)
ኳ⌫
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(2 cm)
電波
(20 cm)
ኳ䛾ᕝ
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Transparency
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towards the
Galactic Disk
パルサー / ブラックホール / 電波星
等の年周視差 (105 個 )(SKA)
1 kpc
太陽系近傍 8 kpc
天の川銀河中心
パルサー / ブラックホール /
超巨星等の固有運動 (SKA)
50 kpc
800 kpc
マゼラン雲 アンドロメダ銀河
Ⅼ≧ኳయ䛾 㔞⠊ᅖ
10 マイクロ秒角レベルの基準座標系構築を業務とすべし →惑星探査・宇宙論など天文学全体の発展に寄与するはず
1.  VERA 天の川銀河立体地図作製　(薄いガス円盤に付随する H2O, CH3OHメーザー源対象） à SKA spiral arm tomography　（密度波理論が提唱する渦状腕内での JASMINEの測量範囲
星形成の進行度に沿った星形成領域の 連続的分布の把握) à 南天における測量 2. 天の川銀河全体の測量 (new) (OHメーザー源対象） •  厚い円盤 (物質循環の全体像把握） •  バルジ星・銀河中心星に対する測量
Parkes 64m望遠鏡を使った掃天観測
(SPLASH, Dawson et al. 2014) から （バルジー銀河中心ブラックホールの共進化、　得られた 1612 MHz OHメーザー源 JASMINEとの連携) の分布。銀緯方向の分布スケール
3. 大小マゼラン銀河・局所銀河群 銀河の固有運動 (new) •  天の川銀河及び局所銀河群進化 •  宇宙の平均密度パラメータΩ0の決定 長を600 pc程度であることが判明。 これらメーザー源に対するVLBI測量
を計画中。
天の川中心方向の恒星群に対して
予想される軌道パターン。星間 減光が激しい領域なので、星周 OHメーザー源の軌道計測が重要。