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ガンマ線バーストで探る初期宇宙 +すばるFMOSによるバリオン振動探査 PowerPoint Presentation
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ガンマ線バーストで探る初期宇宙 +すばるFMOSによるバリオン振動探査

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baakir
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ガンマ線バーストで探る初期宇宙 +すばるFMOSによるバリオン振動探査

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  1. ガンマ線バーストで探る初期宇宙+すばるFMOSによるバリオン振動探査ガンマ線バーストで探る初期宇宙+すばるFMOSによるバリオン振動探査 戸谷 友則 (京都大学大学院 宇宙物理学教室) 研究会:「宇宙初期における時空と物質の進化」 平成19年5月28-30日 東京大学本郷

  2. Outline • Gamma-Ray Bursts: • A brief introduction to GRBs • GRBで探る初期宇宙 • 星形成史 • 再電離史 • ダークエネルギー • バリオン振動探査 • FastSound 計画(すばるFMOSによるバリオン振動探査)

  3. GRB Light Curves Fishman+ ‘94 Meegan+ ‘96 Short-hard Long-soft Duration two populations

  4. Spatial Distribution Isotropic, but not homogeneous indicating a cosmological distribution Euclidean expectation Meegan+ ‘96 Event rate: a few / day / all sky for the BATSE sensitivity

  5. Afterglows GRB970508, first redshit (z=0.835) GRB970228, optical afterglow Metzger+ ‘97 GRB970228, first X-ray afterglow by BeppoSAX

  6. Bright and Extremely Energetic GRB 990123 Akerlof+ ‘99 • GRB 990123 (z=1.6) • Eiso,γ ~ 3x1054 erg~2Msunc2 • same GRB detectable out to z~20 • Peak optical mag~9 from z=1.6 • Eγ,iso ~ 1051-54 erg • current record: GRB 050904 • z=6.3 • spectroscopic confirmation by Subaru (Kawai et al. 2006) GRB050904 spectrum Kawai et al ‘06

  7. The Big Picture of long GRBs Internal shock external shock • Ultra-relativistic fireball/outflow (Γ~100-1000) • 短い時間変動からくるサイズ制限と非熱的スペクトルから要求される低密度を実現するために必要 • Afterglow: relativistic supernova remnants • (most likely) jet-like explosions • 全エネルギーを下げられる • Isotropic-equivalent energy > 1054 erg! • Afterglow light curve break • E~1051 erg (jet corrected) • Ejecta ~ E/Γ~10-5 Msun

  8. Afterglow Theory Well Tested Sari+ ‘98 • Radiation by synchrotron of accelerated electons • Power-law flux decay (∝t-1 to t-2) • Power-law spectral energy distribution • Evidence of jet: light curve break • θjet Γ(tbreak) ~ 1 Panaitescu & Kumar ‘01 On-axis Off-axis Totani & Panaitescu ‘02

  9. long GRB – SN Connection • associated with very peculiar type Ic supernovae(hypernovae) • Large explosion energy ~ 1052 erg >> 1051 erg • one of the brightest supernovae with ~1 Msun56Ni production (c.f. 0.075 Msun for SN 1987A) • strong radio emission powered by ~1049 erg relativistic electrons GRB980425/SN1998bw GRB 030329/SN 2003dh Hjorth et al. ’03 Mazzali+’02

  10. long GRBs = jet from collapsing stars

  11. Short-hard GRBs (SHBs): compact binary mergers? • 比較的近傍(z~0.2)の楕円銀河で発生するものが結構ある • No supernova association Gehrels+ ‘05 GRB050509B (z=0.225) Hjorth+ ‘05

  12. GRBでさぐる星形成史

  13. GRBs as Star Formation Tracer • GRB の発生頻度~星形成率 • (long) GRB は大質量星の死と関連 • 大質量星の寿命 << 宇宙論的タイムスケール • caveat: selection effect? Price et al.’06 Hopkins & Beacom ’06

  14. Different environment from SNe core-collapse supernova hosts Long GRB hosts Fruchter+ ‘06

  15. Different environment from SNe Fruchter+ ‘06 supernova GRBs (in pixels brighter than GRB/SNe location) GRBホスト銀河は暗くコンパクトな ものが多い GRBは銀河の中の表面輝度が 高いところで発生 Metallicity effect!?

  16. GRBで探る宇宙の再電離

  17. 宇宙の再電離(1) • Cosmic Microwave Background (CMB):  • z~1100 (t~40万年) で宇宙(水素)が中性化、その時の散乱光 2.7 K の黒体輻射、 10-5の異方性

  18. 宇宙の再電離(2) • 現在の宇宙の銀河間物質(IGM)はほとんど完全電離 • The Gunn-Peterson Test • IGM optical depth for Lyα photons = 2.1×104 (1+z)3/2 xHI • xHI <~10-5 for z~0 • (xHI ≡ nHI / nH)

  19. Reionization • the Cosmic Dark Age: • from recombination (z~1100) to reionization (z~6? 20?) • reionization marks the beginning of galaxy formation and end of the dark age

  20. クエーサーとCMBからの制限 • 「GPトラフ」 • z>6 のクエーサーは完全吸収 • 再電離の終わりの時期? • xHI > 10-3という下限値のみ • CMB の偏光観測 • zreion = 10.9+2.7-2.3 (Page+ ’06) • z 方向に積分された情報のみ

  21. GRBで再電離を探るメリット(vs. quasars) • Merits: • GRBs detectable at z>>6 • より普通の場所を探ることができる • 小さな母銀河で起きても検出可能 • No proximity effect • 単純な冪型スペクトルのため、不定性の少ない解析が可能 • Damping wing から詳細情報 • First constraint from GRB 050904 • damping wing analysis • first quantitative upper bound on neutral fraction at z>6 • nHI/nH < 0.17 (68%CL) or 0.60 (95%CL) at z=6.3 Totani+ ‘06

  22. Constraints on Reionization CMB polarization nHI/nH quasars Fan+ ‘06

  23. GRBで探るダークエネルギー

  24. Luminosity/distance indicators of GRBs Liso-Epeak Ejet-Epeak Schaefer ‘06 Liso-variability Liso- spectral lag

  25. Applications • star formation history • By using GRBs without z • Hubble diagram Yonetoku+ ‘03 Schaefer ‘06

  26. Constraint on Dark Energy? • Pros: Highest-z probe for dark energy • Cons: systematics • 現状での問題点: • ハッブルダイアグラムをつくるデータと luminosity indicator を較正するデータが同じ! • circular argument / tautology • 真のハッブルダイアグラムのためには: • 独立なデータによる L-indicator の較正 • e.g., another distance measure (Cepheid etc.) • e.g., low-z GRB sample • さらに、克服すべき系統誤差… • evolution? • 金属量効果? • …

  27. vs. Supernova Ia (1) Schaefer ‘06 Astier+ ’06, SNLS 1yr

  28. vs. SN Ia (2)

  29. FastSound:すばるFMOSによるバリオン振動探査FastSound:すばるFMOSによるバリオン振動探査

  30. 銀河分布スペクトルのバリオン振動 • バリオンゆらぎは宇宙の晴れ上がりまでは光子との相互作用で振動する • 基本振動波長は晴れ上がり時の地平線 • 線形理論なので精密予言可能 • ΩDM/Ωb~5 なので、DMゆらぎにバリオンの痕跡が残る  標準定規

  31. 実際に受かったバリオン振動 • z <~ 0.3 の銀河ではSDSSサーベイで検出ずみ • より高い z でのバリオン振動検出が、より厳しいダークエネルギーへの制限を与える Tegmark et al. ’06 Percival et al. ’07

  32. KYOTO FMOS すばる次期観測装置: FMOS • Fiber-Multi-Object Spectrograph in NIR, 400 fibers • A Second Generation Common Use Instrument for the 8.2m Subaru Telescope • Collaboration with: Japan (Kyoto) UK(Oxford, Durham, RAL) Australia(AAO) • Installation underway at Subaru • First Light • 来年初め?

  33. FMOS の特徴 • すばる主焦点  大口径でありながら広視野(直径30’)が可能 • 400本という多数のファイバーによる同時分光 • 可視ではなく近赤外波長域 • より遠方の銀河を効率よく分光し、赤方偏移決定することが可能 • より遠方の大規模銀河分光サーベイによる、バリオン振動探査 • すばる望遠鏡による大規模プロジェクトとして検討中 • 数百平方度、銀河数50~100万、z~1 というユニークな大規模銀河赤方偏移サーベイ • 日本初の大規模分光サーベイ • P(k) の精密測定による宇宙論パラメータ、ダークエネルギー探求 • チーム • FMOS装置開発: 舞原俊憲、岩室史英 … • FMOSプロジェクトサイエンティスト: 太田耕司 • バリオン振動探査計画の立案検討: 戸谷友則 …

  34. 製作中のFMOS

  35. backup slides

  36. X-ray Emission Lines GRB991216, Chandra, Fe lines GRB011121, XMM-Newton Reeves et al. (2002), but see also Rutledge et al. and Borozdin et al.

  37. thermal νbackground from SNe/GRBs • typical theoretical prediction: • Fν~nν/c~50 cm2s-1(4πsr)-1 (whole) • Fν~nν/c~0.5 cm2s-1(4πsr)-1 (Eν>~ 20 MeV) = ~ a few events / yr in Super-K • Super-K upper limit: • 1.2 cm2s-1 for Eν>19.3 MeV (Malek+ ’03) • GRBs? • total energy of ν’s may be ~10 times higher • event rate <~10-4 x supernovae • neutrino spectrum ?? Malek+ ‘03 Totani+ ‘96