GRBで探る
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GRBで探る ダークエネルギー - Dark Energy in Dark Age - PowerPoint PPT Presentation


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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

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GRBで探る ダークエネルギー - Dark Energy in Dark Age -

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Presentation Transcript


Dark energy in dark age

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


Dark energy in dark age

目次

1、暗黒エネルギー

2、距離梯子

3、GRB宇宙論


Dark energy in dark age

1、暗黒エネルギー


Dark energy in dark age

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)


Dark energy in dark age

宇宙の構成成分

エネルギー密度

radiation

matter

宇宙定数

0.7

0.3

0.0001

時間

z=3000 z~1


Dark energy in dark age

da/dt

膨張宇宙の基本

宇宙定数なし

宇宙定数あり

フリードマン方程式

光度距離

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


Dark energy in dark age

光度距離

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

距離とredshiftの関係(Hubble diagram)を

測ると宇宙の構成物がわかる。


Dark energy in dark age

Hubble diagram

暗い

宇宙定数なしでは

合わない!

Perlmutter et al. (1998)


Dark energy in dark age

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)


Dark energy in dark age

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


Dark energy in dark age

astro-ph/0609591


Dark energy in dark age

astro-ph/0609591


Dark energy in dark age

現在までの制限


Dark energy in dark age

状態方程式

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

w<-1はphantom

と言ったりする

時間


Dark energy in dark age

時間変化する状態方程式

wも時間変化する?

どんな関数形でもよいが、

よく使われるのは次の形。

WMAP7yrs

matter (w=0)

w = 0 → -1

(w0 = -1, wa = 1)

時間


Dark energy in dark age

ダークエネルギーモデルの分類

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) model

3、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


Dark energy in dark age

ダークエネルギーの謎

・fine-tuning problem

・coincidence problem

radiation

matter

初期宇宙で

ものすごい

微調整

なぜ今物質と

暗黒エネルギーが

同程度?

宇宙定数

z=3000 z=1 z=0 時間


Dark energy in dark age

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


Dark energy in dark age

tracker model

Steinhardt et al.

(1999)

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

・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


Dark energy in dark age

tracking oscillating model

17

-35

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)

・trackingpotential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??

こういうモデルは

GRBで制限するほかない


Dark energy in dark age

まとめ

●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

17

-35

10 sec と 10 secの間に加速膨張はなかったのか?

“Dark Energy in Dark Age”


Dark energy in dark age

補足

「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

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。

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


Dark energy in dark age

2、距離梯子


Dark energy in dark age

標準光源(standard candle)

天体の距離と赤方偏移との

間の関係が知りたい

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。


Dark energy in dark age

cosmic distance ladder①

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

セファイド変光星

三角測量

1pc 1kpc 1Mpc   距離

間接的に銀河までの距離を測ることができる


Dark energy in dark age

cosmic distance ladder②

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

超新星、銀河…

セファイド変光星

三角測量

1pc 1kpc 1Mpc 1Gpc   距離

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。


Dark energy in dark age

Ia型超新星

暗いものは

早く暗くなる

銀河1つ分の

明るさ!

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


Dark energy in dark age

2次的距離指標

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

Freedman et al. 2001

Riess et al. (2009)


Dark energy in dark age

さらに遠くを見ると

宇宙の膨張速度は時間変化する。

Freedman方程式

暗黒エネルギーの密度パラメータ

ハッブル定数

物質の密度パラメータ

(Ωm, ΩΛ)

(1, 0)

(0.3, 0)

(0.3, 0.7)

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。

H(z)/H0

HST key project

redshift


Dark energy in dark age

遠方SNIaの観測

Riess et al. 2007

・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


Dark energy in dark age

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。


Dark energy in dark age

cosmic distance ladderを伸ばす

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。

20

GRB~10 Lsun

10

Ia型超新星~10 Lsun

3

セファイド変光星~10 Lsun

三角測量

1pc 1kpc 1Mpc 1Gpc   距離


Dark energy in dark age

3、GRB宇宙論

with Tsutsui, Nakamura, Yonetoku, Murakami


Dark energy in dark age

redshift分布

Swift衛星によって観測されたGRBの赤方偏移分布

SNIaはこの辺まで

・現在のGRBの最高赤方偏移はz = 8.2

・dark ageをGRBで探索する


Dark energy in dark age

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?


Dark energy in dark age

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)


Dark energy in dark age

GRB correlation

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)

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。


Dark energy in dark age

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


Dark energy in dark age

GRB Hubble diagram

Yonetoku relationを用いたHubble diagram

Tsutsui, 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


Dark energy in dark age

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!


Dark energy in dark age

GRBによる制限②


Dark energy in dark age

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


Dark energy in dark age

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

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