GRBで探る ダークエネルギー - dark energy in dark age -
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GRBで探る ダークエネルギー - Dark Energy in Dark Age -. 高橋慶太郎 @GRBワークショップ 2010年 8月27日. 目次 1、暗黒エネルギー 2、距離梯子 3、GRB宇宙論. 1、暗黒エネルギー. 宇宙の大きさの歴史 傾き:宇宙の膨張速度 ハッブルパラメータ. 宇宙の大きさ a. 宇宙は加速膨張 しているようだ。 → 暗黒エネルギー. 過去 現在 時間(10億年). 宇宙の構成成分. エネルギー密度. radiation. matter. 宇宙定数. 0.7 0.3 - PowerPoint PPT PresentationTRANSCRIPT
GRBで探るダークエネルギー
- Dark Energy in Dark Age -
高橋慶太郎@GRBワークショップ2010年8月27日
目次1、暗黒エネルギー2、距離梯子3、GRB宇宙論
1、暗黒エネルギー
過去 現在 時間(10億年)
宇宙
の大
きさ
a
宇宙は加速膨張しているようだ。→ 暗黒エネルギー
宇宙の大きさの歴史傾き:宇宙の膨張速度 ハッブルパラメータ
宇宙の構成成分
0,3
matter,04
0radiation,
matterradiationtotal
aa
radiation
matter宇宙定数
z=3000 z ~ 1 時間
エネルギー密度
0.70.3
0.0001
膨張宇宙の基本
0,3
matter,0
mattertotal
total
2
8
a
Gaa
3m0
L)1(
1)(z
dzHzzd
da/dt
光度距離
加速膨張すると同じ z に対して距離が大きくなる。→ 暗くみえる
フリードマン方程式宇宙定数なし宇宙定数あり
光度距離
光度距離
距離と redshift の関係( Hubble diagram )を測ると宇宙の構成物がわかる。
3m0
0L)1(
1)(
)1()(z
dzHz
zHdzzzd
z
遠くの天体の距離 → 昔の宇宙膨張速度ただし光度距離は現在から z までの宇宙膨張を積分したようなもの
Perlmutter et al. (1998)
暗い
宇宙定数なしでは合わない!
Hubble diagram
パラメータ決定z = 0.5, 1, 3, 10 で距離が5%の精度で測定できた時の制限
SNIa だけでがんばるより他の観測を組み合わせる方が効果的
Perlmutter et al.(1998)
宇宙膨張を測る
宇宙膨張を測る方法・距離を測る ‐光度距離: SNIa 、 GRB ‐角径距離:バリオン振動、宇宙背景放射・構造形成を見る(後でコメント) 初期条件( CMB )から現在までに構造形成が どのくらい進んだか。 構造形成:重力・宇宙膨張のせめぎあい ‐物質優勢 → 構造形成が進む ‐放射優勢・加速膨張 → 構造形成がゆっくり *銀河の空間分布スペクトル *銀河団数密度(SZ、X線) * weak lensing
astro-ph/0609591
astro-ph/0609591
現在までの制限
状態方程式
)1(3)1( wzpw
宇宙定数は本当に「定数」か?
w=-1 でないときにはエネルギー密度は時間変化する。
matter (w=0)
w=-0.9 -1 -1.1
時間
w<-1 は phantomと言ったりする
w も時間変化する?
時間変化する状態方程式
dz
zzwzzww
1)(3exp)1()( 3
zzwwzw a
1
)( 0
どんな関数形でもよいが、よく使われるのは次の形。
matter (w=0)
時間
w = 0 → -1(w0 = -1, wa = 1)
WMAP 7yrs
w(z) をどういう関数形にするか?1、データ解析的モデル ・ constant w ・ w(z) = w0 + wa z/(1+z)2、現象論的モデル(たいていスカラー場) ダークエネルギーにまつわる謎を説明するモデル ・山ほどモデルがある ・ fine-tuning : tracker model ・ coincidence : oscillating (undulant) model3、物理的モデル ダークエネルギー以外でモチベーションのあるモデル ・ブレーンワールド ・ゴースト凝縮 ・ cyclic universe
ダークエネルギーモデルの分類
初期宇宙でものすごい微調整
ダークエネルギーの謎
matter
宇宙定数
z=3000 z=1 z=0 時間
radiation
なぜ今物質と暗黒エネルギーが同程度?
・ fine-tuning problem・ coincidence problem
Quintessence● 標準理論ではヒッグス場だけ● 大統一理論、超対称性、超弦理論などで山ほど登場● 2つのアプローチ ・都合のいいスカラー場を用意して、素粒子理論に期待 ・素粒子理論で実際に登場するものを使う
ポテンシャルで宇宙論的性質が決まる
ある種類のポテンシャルで面白いことが起こる・ tracker solution 優勢成分より少しゆっくり エネルギー密度が落ち、 どこかで追いつく
tracker model
・アトラクタ的ふるまい fine-tuning problem を 解決・ coincidence problem は 解決できない
Steinhardt et al.(1999)
加速膨張はこれまで2回あった: 10 sec と 10 sec→ その間に加速膨張はなかったのか?
Dodelson et al. (2000)・ tracking potential に 振動を加える・スカラー場が tracker 解の まわりで振動・周期的に加速膨張・今はそのうちの1つ → coincidence problem の解決??
tracking oscillating model-35 17
こういうモデルはGRBで制限するほかない
● 宇宙は現在加速膨張している● 宇宙定数だとするとパラメータはかなり決まっている● 宇宙定数は物理的にはとても不自然 → 何らかのダイナミクスを考えるのが自然● GRB宇宙論でめざすもの ・これまでの他の観測のクロスチェック (宇宙論には思わぬ systematic error がつきもの) ・現在まあまあよく決まっているパラメータを もっと精密に決める( w = -1? ) ・GRBでしか観測できない high redshift の宇宙から ダークエネルギーのダイナミクスを探る
まとめ
10 sec と 10 sec の間に加速膨張はなかったのか?“Dark Energy in Dark Age”
-35 17
「一般相対論が間違っている」という可能性もあるModified Gravity・ブレーンワールド・ f(R) gravity・ Lifshitz gravity・超弦理論的重力→ “Dark Energy vs. Modified Gravity”
どうやって区別するのか?距離 膨張速度構造形成 一般相対論
補足
距離測定と構造形成を組み合わせると一般相対論を超える重力理論を探索できる
一般相対論が間違っていると2つの方法で測った膨張速度が異なる。
2、距離梯子
25
標準光源( standard candle )
天体の明るさがあらかじめわかっていれば、見かけの明るさから距離がわかる。
しかし天体の絶対的な明るさは普通わからない。
天体の距離と赤方偏移との間の関係が知りたい
cosmic distance ladder①
1pc 1kpc 1Mpc 距離
三角測量セファイド変光星
三角測量で距離がわかっているセファイドで周期・光度関係式を出し、遠くのセファイドに適用する
間接的に銀河までの距離を測ることができる
cosmic distance ladder②
1pc 1kpc 1Mpc 1Gpc 距離
三角測量セファイド変光星
超新星、銀河…
セファイドで距離がわかっている銀河(にある超新星)で何か関係式を作って遠方にも適用する
セファイドを使って銀河・超新星などを標準光源としてcalibration する。
Ia型超新星
銀河1つ分の明るさ!
暗いものは早く暗くなる
減光時間で補正するととてもよい標準光源となる
白色矮星にガスが降着
2次的距離指標
Freedman et al. 2001
セファイドから決めた2次的な距離指標からさらに遠方の天体の距離を決定→ 400Mpc までの Hubble diagram
)//(8720 MpcskmH
)//(6.32.740 MpcskmH
Riess et al. (2009)
さらに遠くを見ると
2320
2 )1()1()( zzHzH Km
宇宙の膨張速度は時間変化する。Freedman 方程式
ハッブル定数
物質の密度パラメータ
暗黒エネルギーの密度パラメータ
近傍の天体( z ~ 0 )ではハッブル定数だけが重要。
もっと遠くの天体までの距離を測ると密度パラメータに関する情報が得られる。 redshift
H(z)
/H0
(Ωm, ΩΛ)(1, 0)(0.3, 0)(0.3, 0.7)
HST key project
遠方 SNIa の観測
・ 307個の SNIa による制限・暗黒エネルギーの存在を示唆・ CMB ・ BAO と合わせると かなりパラメータが決まる
Riess et al. 2007
)()1()1()( 2320
2 zzzHzH Km
さらにさらに遠くへ
暗黒エネルギーの発見はすごいこと。しかしその正体を考えようとすると情報が少なすぎる。
今のところ定数で観測と矛盾しない。しかしそれは比較的小さな z での話。
cosmic distance ladder を伸ばす
1pc 1kpc 1Mpc 1Gpc 距離
三角測量
セファイド変光星~ 10 Lsun
Ia型超新星~ 10 Lsun
GRB ~ 10 Lsun20
10
3
GRB は宇宙の果てで起こっても見える。GRB で Hubble diagram を拡張して暗黒エネルギーの正体を探りたい。
3、GRB宇宙論
with Tsutsui, Nakamura, Yonetoku, Murakami
redshift 分布Swift衛星によって観測された GRB の赤方偏移分布
・現在の GRB の最高赤方偏移は z = 8.2・ dark age を GRB で探索する
SNIa はこの辺まで
明るさ分布
明るさにかなりのばらつきがある。→ 標準光源には ならない?
標準光源・セファイド 変光周期と明るさ・ Ia型超新星 減光時間と明るさ
GRB にもこのような相関があるのか?
スペクトル
Band spectrum ・2つの power law を 指数関数でつなぐ ・ peak energy Ep ~ 10keV – 1MeV
∝ Eα
∝ Eβ
ピークエネルギー (Ep)
GRB の明るさとスペクトルのピークエネルギーとの相関がいくつか提唱されている。 (Amati 、 Ghirlanda 、 Yonetoku)
GRB correlation
ピークエネルギーが大きいほど明るい
ただしこれらの関係式は宇宙論モデルを決めて得られたもの。これをそのまま使うことはできない。
近傍での関係式の確立
z < 1.5 では Ia型超新星によって距離が測られている。そこでまず z < 1.5 の GRB だけを使って相関を見てみる。
確かに相関はある。これがもっと遠方のGRB にも成り立つと仮定する。→ Hubble diagram を より遠方に伸ばす
GRB Hubble diagramYonetoku relation を用いた Hubble diagramTsutsui, KT et al., 2009・ z < 1.5 → 33個・ z > 1.5 → 30個・ SNIa より数が少なく 誤差も大きいが 遙かに遠くまで 距離を測定
GRB による制限①
contour の形が GRB とSNIa で異なる。重ねると制限が強くなる。まだGRB の数も少なく精度もよくないのであまり強い制限にはならない。
しかし SNIa の2003年程度のレベルには到達している!
GRB による制限②
zzwwzw a
1
)( 0
最近の発展
どうしたらもっと強い制限をつけられるか?・もっと遠くまで見る ‐新しい衛星を作る・統計誤差を減らす → GRBの数を増やす( low z も mid z も) ‐じっと待つ ‐新しい衛星を作る・系統誤差を減らす ‐進化効果 ‐検出器による selection 効果 ‐新たな関係式を探す ‐よいデータだけを使う → 筒井講演
まとめ
GRB宇宙論 ・ピークエネルギーと「明るさ」の相関 → これによって GRB を標準光源として使用可能 ・ cosmic distance ladder をもう1つ伸ばす 三角測量 → セファイド → Ia型超新星 → GRB ・ GRB で暗黒エネルギーの時間変化を探る → 暗黒エネルギーの正体にせまる ・ distance ladder の方法だけで宇宙論パラメータを 決める → CMB ・ BAO などのクロスチェック ・今のところ GRB の数が少ない ・系統誤差を理解する努力をする
Probing Dark Energy in Dark Age with GUNDAM!!