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CMB 偏光観測と重力波

CMB 偏光観測と重力波. 服部誠 （東北大学・理・天文）. 晴れ上がり期を見通して宇宙創成期を直接観る. 素粒子論. 時間. ４つの力. 137 億年（現在）. 加速器. エネルギー（ギガ電子ボルト）. 宇宙マイクロ波 背景放射（ CMB ）. 38 万年 晴れ上がり. 10 4. ？秒. ビッグバン. インフラトン？. 原始重力波？. インフレー ション期： 加速度膨張. 10 16 ？. 10 - 36 秒？. 原始重力波検出. CMB. DECIGO. correlated. 宇宙空間を漂う重力波 ＝空間の振動.

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CMB 偏光観測と重力波

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Presentation Transcript

  1. CMB偏光観測と重力波 服部誠 （東北大学・理・天文）

  2. 晴れ上がり期を見通して宇宙創成期を直接観る晴れ上がり期を見通して宇宙創成期を直接観る 素粒子論 時間 ４つの力 137億年（現在） 加速器 エネルギー（ギガ電子ボルト） 宇宙マイクロ波 背景放射（CMB） 38万年 晴れ上がり 104 ？秒 ビッグバン インフラトン？ 原始重力波？ インフレー ション期： 加速度膨張 1016？ 10-36 秒？

  3. 原始重力波検出 CMB DECIGO correlated

  4. 宇宙空間を漂う重力波＝空間の振動

  5. 重力波の二つの独立な偏光 y x ＋モード

  6. 重力波の二つの独立な偏光 y x ×モード

  7. CMB偏光の生成 時間 CMB強度分布の 四重極モーメントの存在と 電子によるトムソン散乱＠ Last scattering surface 137億年（現在） 38万年 電子 10-36 秒？ 理研仙台

  8. 偏光状態を特徴づける物理量 Stokes parameters δ=0 直線偏光,δ=±π/2　円偏光 y y x x

  9. 直線偏光(V=0)のEモード・Bモード 偏光部 X´ y 波数ベクトル　　　のモードを考える。 X軸が波数ベクトル方向と一致するようにz軸の周りに 角θ座標回転して得られる新しい座標系で偏光測定 x 偏光Eモード 偏光Bモード

  10. 偏光Eモード・Bモードの生成 波数ベクトル　　　のスカラーモード＝重力ポテンシャル揺らぎ 　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　＝CMB温度揺らぎ y xをx’に変換： X´ 疎 密 密 x 疎 スカラーモードは偏光Eモードのみ生成可能

  11. 偏光Eモード・Bモードの生成 波数ベクトル　　　のテンソルモード＝重力波 (X’座標系にて）　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　 ＋モードは 偏光Eモードを生成 y y 疎 疎 ×モードは 偏光Bモードを生成 密 密 密 密 x x 疎 疎 CMB偏光Bモードを検出すれば、 原始重力波の存在を証明しその振幅・ スペクトルを測定できる。

  12. 重力レンズ効果により偏光EモードからBモードの生成重力レンズ効果により偏光EモードからBモードの生成

  13. Primordial Bモードから引き出せる情報 Scalor-tensor ratio r: E_i energy scale of the inflation epoch Inflationary consistency relation: n_grav power spectrum index of the primordial gravitational waves

  14. Bモード：高まる発見への期待 WMAP 5yrs+ BAO + SDSS Pagano-Cooray-Melchiorri-Kamionkowski 2007

  15. Bモードパワースペクトル B-mode: r ~ 0.001 (statistical + instrumental) Horizon size at 晴れ上がり Reionization bump Figure by Yuji Chinone

  16. Simulated Primordial B mode all sky mapby Yuji Chinone

  17. Planck E-mode up to l ~ 1000 However, for B-mode, r ~ 0.1 (no big improvement expected)

  18. Funded CMB Polarization Experiments((near) completed: Bicep1, Boomerang, CBI, DASI, Maxipol, QUaD, WMAP, VSA) (Proposed: ACT-POL, SPUD) Everyone except Planck claims r=O(0.01) sensitivity and results in 5 yrs. compiled by Adrian Lee + MH

  19. Bモードパワースペクトル B-mode: r ~ 0.001 (statistical + instrumental) Horizon size at 晴れ上がり Reionization bump Figure by Yuji Chinone

  20. CMB・前景放射高精度成分分離 • 前景放射：背景放射以外のすべての天体からの放射の総和 CMB 偏光Bモード シミュレーション ？ 将来の高感度ミリ波偏光観測データ ？ Wバンド 温度揺らぎ ＝ ＋ 前景放射 CMB:背景放射 シンクロトロン 背景放射観測では観測データからの前景放射成分の分離が必要 ＋ ダスト ？

  21. POLARBeaR実験との共同観測 Verde-Peiris-Jimenez 2005 ポイント： QUIET+PolarBear統合解析は 世界一の感度をもつと期待される

  22. CMB前景放射源としてのコールドダスト COBE/FIRAS 放射強度

  23. ダストミリ波放射強度分布テンプレート 放射強度 Schlegel etal.(1998) ダスト温度分布 COBE/DIRBE IRAS Schlegel etal. (1998) PLANCK

  24. ダスト偏光放射テンプレート作成にとっての「あかり」の重要性ダスト偏光放射テンプレート作成にとっての「あかり」の重要性 放射強度

  25. Planck E-mode up to l ~ 1000 Provide Unique data for dust components separation

  26. Goal for future CMB satellite

  27. LiteBIRD(日本+米国）Lite (light) Satellite for the studies of B-mode polarization andInflation from cosmic background Radiation DetectionLeader: M.Hazumi (KEK) 2008年9月 小型科学衛星WGとして承認 Small is beautiful ! JAXA独自の冷却技術でCryostatなし。軽量化（EPICの約1/3）を目指す The entire satellite will be in a big cryochamber for testing.

  28. 小型 ＣＭＢ衛星 原始重力波検出感度 QUIET+ PolarBeaR Planck 角度分解能 CMB観測プロジェクトの特色

  29. 様々なインフレーションモデルのBモードパワースペクトルとLiteBIRD、QUIET+PolarBear、Planckの予想感度様々なインフレーションモデルのBモードパワースペクトルとLiteBIRD、QUIET+PolarBear、Planckの予想感度 (LiteBIRD) Planck QUIET+ PolarBeaR LiteBIRD

  30. Foreground removal Delensingも含めて r=T/S=0.01なら対処できる。r=0.001を 狙うためのスタディーが進行中（まずはPlanckの結果が重要）。 我々独自の戦略でr=0.001 に挑戦中。

  31. まとめ • Primordial CMB B mode polarization 観測による原始重力波の間接検出は、 • インフレーションモデルを検証し、 • その時期のエネルギースケールを決定する重要課題である。 • 現在は地上観測が盛んに推進されており、近い将来の実現を目指した人工衛星計画も着実に推進されている。 • 更なる高い感度でのBモード検出実現のためには • 観測装置の感度・性能向上を図るとともに、 • 前景放射成分の分離精度向上も図る必要がある。

  32. ダスト偏光放射分布測定の現状 FWHM=9.2°Gaussian window でスムージングしてWMAP のテンプレートとする。 Heilesによりコンパイルされた星偏光分布 9286個、⊿P～0.03-0.4%

  33. ダストポジションアングルとシンクロトロン偏光方向との相関ダストポジションアングルとシンクロトロン偏光方向との相関 -1 Z 1 WMAPKバンド偏光測定分布

  34. 前景放射偏光テンプレート高精度化 • 銀河系磁場構造モデルの高精度化 　　　現モデルlogarithmic spiral arm • シンクロトロンスペクトル空間分布の詳細決定 • ダストミリ波放射強度分布の高精度化 • ダスト偏光分布の高精度化 　　　偏光度・偏光方向空間分布1度角での測定 　　　偏光度の周波数分布も気にすべき？ • Anomalous emission が偏光しているのかどうか判定

  35. 期待されるVバンド星偏光度分布 Archeops 143, 217, 343, 545GHz （１）銀河系ダストの 大半の後ろの星 （２）1度角に一個 星が欲しい *QUIET 15度角 0.05% 1.5% Catalogue Magnitude Full Sky δ> −24◦ δ> −24◦　（|b| > 10◦） GGSS 9 < V < 10 216 178 146 GGSS 10 < V < 11 2039 1457 1121 Tycho 9 < V < 10 61871 36880 28977 Tycho 10 < V < 11 141065 82509 62541

  36. 成分分離研究分野の現状 我々が採用する手法： 階層ベイズ法 事前情報の精度が 分離精度を決める

  37. 階層ベイズ法を用いた成分分離実施シミュレーション階層ベイズ法を用いた成分分離実施シミュレーション CMB温度揺らぎ＋シンクロトロン Input data 70 GHz 30 GHz Number of data ～200000 Number of parameter～150000 Noise: 10µK 100 GHz 44 GHz 修士論文 発表会

  38. 初期条件 修士論文 発表会

  39. 結果 Combined Prior CMB A INDEX DIF MAP 修士論文 発表会

  40. 分離結果の統計的良さの定量判定 Basic: only spectral index prior was used

  41. ClPosterior [combined prior] 3σ 2σ 1σ Our template free methods works at least up to l=50 修士論文 発表会

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