Transcript ppt - 国立天文台
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) G 時空の曲がり具合 8 G 4 T c エネルギー分布 • 計量を線形化して整理すると g h 平坦 計量の揺らぎ 2 2 2 2 8 G h T 2 2 2 2 2 4 x y z c c t 波動方程式 光速で伝わる ⇒重力波 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 2 2G 1 d Qij G mv 2 v 2 h~ 4 ~ 4 ~ 2 2 c r dt c r c Qij:四重極モーメント – 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 h ~ 10 21 M 10Mpc v / c 1 M r 0.2 sun 2 1km (1+h)km 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 一般相対論による ”暗号化” データ解析で 解読 地上レーザー干渉計 10Hz-1000Hz ＧＥＯ ＴＡＭＡ ＬＩＧＯ 0.01秒 ＬＩＧＯ LCGT 波源方向：時間差で決定 ＶＩＲＧＯ ＡＩＧＯ 重力場の揺らぎをシールド 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 GW ( f ) GW ( f 2 f ) h 2 f 3( 0.5) cr 低周波が有利 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） f • ”低密度”の天体が観測可能 – 総数大 max 1 ~ (G )1/2 M BH 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) LISA • 2020+打ち上げ予定 • 背景GW – 白色矮星foreground – 相関解析なし(ΩGW~10-10) = + DECIGO/BBO DECIGOワークショップ 6/14@東大小柴ホール • 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(IMBHMBH) … 安東さんのスライドより 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） 周波数変調 振幅 m1 df M c5/3 f 11/3 dt A M 5/3 c f dL 2/3 m2 dL M c (m1m2 )3/5 (m1 m2 ) 1/5 チャープ質量 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 相関解析法 • 干渉計ノイズと背景GWを区別 – – – – 2台の干渉計 S1 h n1 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 S2 h n2 • 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 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 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 インフレーション起源の重力波 • 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 – CMB1Hz：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? V φ • 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 ~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… 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)