宇宙暗黒時代のシミュレーション

1. 宇宙暗黒時代のシミュレーション 宇宙大構造 深宇宙の観測による構造の歪み 宇宙晴れ上がりの時代（宇宙年齢にして約40万年）はCMBで観測される。一方、宇宙年齢で約8億年以降は銀河などで満ち溢れる銀河宇宙として、やはり観測されている。この両者の間の時代はまだ観測されていない時間、空間であり、宇宙暗黒時代と呼ばれる。 現在の宇宙に満ち溢れる様々な天体の祖先はこの暗黒時代に生まれたはずなので、きわめて重要な時期である。 スローンデジタルスカイサーベイ(ＳＤＳＳ）と呼ばれる宇宙の3次元地図を作る日米独共同プロジェクトが現在進行している。100万個に及ぶ銀河の空間的な位置が観測され、宇宙の大構造の詳細が明らかになる。 スローンデジタルスカイサーベイ(ＳＤＳＳ）と呼ばれる宇宙の3次元地図を作る日米独共同プロジェクトが現在進行している。100万個に及ぶ銀河の空間的な位置が観測され、宇宙の大構造の詳細が明らかになる。 深宇宙の観測では、宇宙の幾何学と物質の量（宇宙論パラメータ）によって、実際の構造とは異なって見える。つまり、この歪みを測定することによって宇宙論パラメータを決めることができる。 観測される形 宇宙に大きなサッカーボールがあるとする 観測 宇宙が生まれてから1億6千万年後 1億8千万年後 ？ 30億光年彼方 30億光年彼方 縦方向と横方向で歪み方が違う 左図は、宇宙暗黒時代の天体形成シミュレーションの一例である。星が生まれ、その周りの中性水素を次々に電離して電離領域を広げていく様が手に取るようにわかる。 観測者 ＳＤＳＳ分光サーベイの銀河のスライス地図 ＳＤＳＳ分光サーベイの銀河のスライス地図 実空間 赤方偏移空間 2億1千万年後 1億9千万年後 ジーナス統計：構造のトポロジーの定量化 構造のトポロジーを特徴づける、ジーナス(定義：穴の数ー孤立した領域の数)と呼ばれる量を導入。銀河数密度の高い領域から順に、体積を増やしながらジーナスを計算し、観測とモデルの予測とを比較。ＬＣＤＭモデルのほうが観測とよく合っており、ＳＣＤＭよりふさわしいモデルであると言える。 (例)下の構造のジーナスは？ 観測 観測 ＬＣＤＭ ＬＣＤＭ 宇宙マイクロ波背景放射と大規模構造 ~ダークエネルギー~ ＳＣＤＭ ＳＣＤＭ ジーナス 穴が２個の構造が１つなので、２－１＝１ 体積比率５０％ 宇宙創成（ビッグバン）から４０万年が経過すると、宇宙の温度が下がってきてこれまで電子に散乱されていた光子が自由に伝播できるようになります。これを宇宙の晴れ上がりといいます。この時の光子を観測したものが宇宙マイクロ波背景放射（CMB）と呼ばれるもので、ほぼ完全で一様な黒体放射から僅かだけゆらぎ（ムラムラ）が存在していることが近年の詳細な観測により明らかとなりました。下の図１はWMAP衛星により観測されたCMBの温度揺らぎの様子で一様分布からのずれは僅か１０－５[K]であることが確認されました。さて、晴れ上がり以降CMBの光子は我々に向かって伝搬してくるわけですが、その間に大規模構造のデコボコの重力ポテンシャルの中を縫うようにやってくるのです。光子がこの重力 ポテンシャルを通過する間に 密度　低 密度　高 体積比率９３％ ポテンシャルに時間的な変化が起これば、光子のエネルギーすなわち温度が変化することになるのです。すなわちCMBの温度揺らぎは晴れ上がりの時の重力ポテンシャルの揺らぎだけでなく、大規模構造によっても作られる訳です。ということは、CMBの温度揺らぎのパターンと大規模構造のパターンには何らかの相関があると考えられるのです。相関があるという 体積比率７％ 全体積に対する割合 Counts-in-Cells解析におけるwindow functionの最適化 宇宙モデルとN体シミュレーション 宇宙モデル、すなわち、宇宙の物質の組成や曲率の大きさ、によって現在観測される宇宙の様子は大きく変わってくる。したがって、銀河分布を詳細に観測することで、逆に宇宙モデルの情報を得ることができる。 半径Rの球の中に銀河が何個入るかを調べることで、宇宙論パラメータを 見積もる事ができる（Counts-in-Cells解析）。しかし、単純な球ではなく ある特殊な「球」を使うことで、より精確に測定できることを発見した。 図１WMAP衛星によるCMB温度揺らぎのマップ http://lambda.gsfc.nasa.gov/ のは例えばCMB温度の高いところに大規模構造の物質が統計的に多く存在するということです。そして実際にCMB温度揺らぎと銀河分布の観測データを用いて相関を計算すると左下の図のようにl=20に僅かながら相関のシグナルが出ていることが分かります。さて、このような現象は大規模構造の重力ポテンシャルに時間変化が起こる場合にのみ起こるわけですが、その重力ポテンシャルの時間変化は未知のエネルギーである、ダークエネルギーによってもたらされるというのが現在最も有力な説です。従って逆に言えば、左下の図の相関が得られたということは、未知のエネルギー成分であるダークエネルギーが存在するということを証明していることになるのです。 N体シミュレーションによる銀河分布の予測 the m-weight Epanechnikov kernel しかしながら、この未知なるエネルギーはまだ まだ謎に満ちておりほとんど何も解明されていない と言って過言ではないでしょう。このトピックは これからの宇宙論の最も熱い分野の一つとなるで しょう。 相関の強さ l(見込み角の逆数) 図２Padmanabhan et al.2004 ＬＣＤＭ(宇宙項入りの冷たい暗黒物質)モデルの場合 ＳＣＤＭ(宇宙項なしの冷たい暗黒物質)モデルの場合 At研は、宇宙の始まりから現在まで１３７億年の歴史を、理論・大規模シミュレーション・観測・ データ解析などあらゆる手法を駆使して解明・理解しようとする研究室です ４ ０ 万 歳 Big Bang ８億 歳 History of Universe 現在 重力レンズ効果 遠方の天体から出た光が間の天体によって曲げられる現象(光学的なレンズの重力版)。この現象を観測しモデル化することで、銀河や銀河団の質量分布を調べることができる。 特に、ダークマター(暗黒物質)と呼ばれる光で見えない物質の分布も直接検証することができる現象として注目されている。 2003年に発見された銀河団による重力レンズ効果。背景の1つクェーサーがA,B,C,Dと4つに見えている。