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重力波 (GW) と CMB

重力波 (GW) と CMB. 瀬戸直樹（京大理） CMB ワークショップ 2010 2010 年 6 月 8 日 ( 火 ) 国立天文台. 内容. GW とその直接観測 特徴、検出法、計画 期待される宇宙論への貢献 CMB 観測との関連 輻射成分としての制限 B-mode 観測結果の影響 (inflation GW) DECIGO/BBO(0.1-1Hz) 帯域 課題と展望 まとめ. 重力波の放出と伝播. 一般相対論 (Einstein 方程式 ) 計量を線形化して整理すると. エネルギー分布. 時空の曲がり具合. 平坦. 計量の揺らぎ.

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重力波 (GW) と CMB

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Presentation Transcript

  1. 重力波(GW)とCMB 瀬戸直樹（京大理） CMBワークショップ2010 2010年6月8日(火) 国立天文台

  2. 内容 • GWとその直接観測 • 特徴、検出法、計画 • 期待される宇宙論への貢献 • CMB観測との関連 • 輻射成分としての制限 • B-mode観測結果の影響(inflation GW) • DECIGO/BBO(0.1-1Hz)帯域 • 課題と展望 • まとめ

  3. 重力波の放出と伝播 一般相対論(Einstein方程式) 計量を線形化して整理すると エネルギー分布 時空の曲がり具合 平坦 計量の揺らぎ 波動方程式 光速で伝わる ⇒重力波

  4. 重力波の性質 横波 2つの偏光モード 質量の“加速度運動” で発生 電磁波：電荷の加速度運動 天体の運動等を“暗号化” 振幅: とても小さい 検出は容易ではない 高い透過性 1km (1+h)km Qij:四重極モーメント

  5. レーザー干渉計による重力波の検出 重力波：空間の非等方な歪み レーザー干渉で光路差計測 波”を直接観測　 “一台”では指向性がほとんどない シールド不可能 データ中で信号重複（連星、爆発、初期宇宙雑音…：今はいい） 空間の歪みから波源の情報を推定 データ解析で 解読 一般相対論による ”暗号化”

  6. 地上レーザー干渉計 LCGT 10Hz-1000Hz ＧＥＯ ＴＡＭＡ ＬＩＧＯ 0.01秒 波源方向：時間差で決定 重力場の揺らぎをシールド ＬＩＧＯ ＶＩＲＧＯ ＡＩＧＯ

  7. LIGO（米国） 初期の目標感度を到達(~2006) 連星中性子星の重力波が~15Mpcまで見える ΩGW<10-5(@100Hz 相関解析) ２０１６年ごろまでに大幅なアップグレード レート１０００倍 LCGT（日）も計画中 低周波が有利

  8. スペース干渉計 10Hz以下の低周波重力波を狙う 地面振動等のために地上では厳しい 干渉計の腕を長く取れる （パルサータイミング@nHz） ”低密度”の天体が観測可能 総数大

  9. Laser Interferometer Space Antenna（LISA） NASA+ESA 0.1mHz-0.1Hzに感度 アーム長：5x106km 連星の方向も決定(if coherent) 2020+打ち上げ予定 背景GW 白色矮星foreground 相関解析なし(ΩGW~10-10) LISA = +

  10. DECIGO/BBO 0.1-1Hzを狙う LISAと地上干渉計の間 深い重力波の窓? サイエンス inflation GW（相関解析） ダークエネルギー BH成長史(IMBHMBH) … DECIGOワークショップ 6/14@東大小柴ホール 安東さんのスライドより

  11. GW観測と宇宙論1/2 • 連星を使ったダークエネルギーの観測的研究 • 光度距離の第一原理的決定(Schutz 1987) • 重力波観測だけから • 赤方偏移は電磁波で • 角度分解能が重要 • Transient objectは見つかるか(short-GRB等)? • 105/yrにもおよぶNS+NSの合体率(foreground） m1 周波数変調 m2 dL 振幅 チャープ質量

  12. GW観測と宇宙論2/2 • 背景重力波観測 • 高い透過性が強み • 極初期宇宙起源のもの • 存在すれば貴重な化石 • GW以外に痕跡なし(?) • 相関解析による長期間積分 • LIGO、DECIGO/BBO

  13. 干渉計ノイズと背景GWを区別 ノイズは独立 GWは共通 複数の干渉計の積 偏光や大角度パターンも LIGOで既に成果 DECIGO/BBOでも利用 目標感度 ΩGW:10-16 (10yr) DECIGO (fTobs)1/4 DECIGO correlation 相関解析法 2台の干渉計

  14. CMBとGW直接計測の対応 • 「GWエネルギー密度」への間接的制限 • 輻射成分、周波数積分 • インフレーション起源のGW(有望なソース) • B-mode偏光観測による高周波領域への予言 10-18Hz 1Hz

  15. 間接的制限：輻射成分としてのGW • Massless νへの制限同様 • 従来：軽元素合成時の宇宙の膨張率 • 10-10Hz以上のGW成分 • ΩGW<10-5 • CMBの角度パターン等 • ~10-15Hz以上のGW成分 • ΩGW<10-5(現状) Smith et al. 2006

  16. インフレーション起源の重力波 V • 量子揺らぎとして生成 • インフレーションの基本的な予言 • 振幅 h∝Hinf∝V1/2 • エネルギースケール • CMB1Hz：Vの変化小(と期待) • 最終的なスペクトルΩGW（f） • ホライズン再入後の進化(transfer fn.) • 宇宙の熱史の情報 • B-mode＋1Hzの組み合わせ • inflatonポテンシャルの構造に迫る? φ

  17. CMB B-mode観測 • ΩGW（1Hz）へ上限を与える • r=0.01はΩGW（1Hz）=O(10-16)に対応 • DECIGO/BBOの強い要求感度 Kuroyanagi et al. 2009 Watanabe,Komatsu 2006 Smith et al. 2006

  18. ~1Hzで背景GWを捉えるには • foregroundの除去が不可欠 • 確実なソース • 連星中性子星(+ブラックホール連星等) • 比較的よく分かっている(ΩGWで2桁上消去) • 合体レート：~105/yr • クリーニングする • 波形：少数のパラメーターで精度よく記述 • high-zまで検出できる検出器感度 • 効率のよいデータ解析方法必須(計算機資源有限) • 他のGW foregroundなど • pop III SNe:情報不足、複雑? • 予期せぬものがあるかも…

  19. まとめ • 重力波観測 • 高い透過性：初期宇宙の探求に • 干渉計：ほとんど指向性なし • foregroundの扱いが本質的 • 1HzにGWの窓が開けると期待 • CMB観測との関連 • 輻射成分としてのGW： ｆ>10-15HzでΩGW（f）に上限 • inflation起源の背景GW • B-mode: 1Hzでの振幅に上限を与える • 組み合わせて情報を (inflaton potential, etc)

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