Transcript 宇宙の構造形成とダークマター/ダークエネルギー

宇宙の構造形成と
ダークマター/ダークエネルギー
東邦大学理学部物理学科
北山 哲
宇宙論の更なる課題
１．“理解”されているのは数％
DE、DM、（DB） の実体は？
なぜこの割合なのか？
２. 現状の解釈は本当に正しいか？
観測：系統誤差？
理論：DE以外の可能性？
（modified gravity, etc.）
http://map.gsfc.nasa.gov/resources/
３．諸々の天体形成・進化過程
との関連・整合性？
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）と構造形成
WMAP
予想される
銀河団数密度
vs 赤方偏移
red: 1st yr
black: 3rd yr
Spergel et al. (2007)
CMB温度異方性パワースペクトル
1st yr
Ωm=0.28
H0=72
σ8=0.92
ns=0.99
3rd yr
Ωm=0.24
H0=73 km/s/Mpc
σ8=0.76
ns=0.96
CMBだけでは、近傍宇宙の進化
＆天体形成史は決まらない
近傍データの重要性
宇宙定数（w=－1）
を仮定
近傍データの
系統誤差は無視
5yr
(Komatsu+09)
宇宙の曲率（ΩK=１－ΩM－ΩΛ）、w=p/ρc2 等の測定には、
複数の時刻のデータが必要
“X線宇宙論”の意義
1. DE/DMの実体、構造形成との整合性等を調べるには、
CMB & 近傍データ の組み合わせが不可欠
2. 物理が比較的明らかな方法
a) 銀河団のバリオン比
→ 距離（距離はしごによらない）
b) 銀河団のX線＆SZ効果観測 → 距離（距離はしごによらない）
c) 銀河団の質量関数
→ 密度ゆらぎ成長率 & 幾何
SNIa（経験則）, 銀河分布（バイアス）等と相補的
原理的に予言可能
⇒ 宇宙論の accuracy (≠precision)の向上に重要
※系統誤差の制御が鍵
銀河団のバリオン比：方法論
前提
・宇宙最大の自己重力系 → 宇宙の物質構成のフェアサンプル
・バリオン成分の大半（＞８割）は、X線ガス(Te>107 K)
絶対値 (White et al. 1993)
X線
可視光
ビッグバン
元素合成
進化 （S. Sasaki 1996）
与えられたX線観測量（SX, Te）に対して
・Mgas ∝ ne r3 ∝DA5/2
・Mtot ∝ r ∝ DA (静水圧平衡)
X線 ＆静水圧平衡
etc.
fgas=Mgas/Mtot∝DA3/2
if no intrinsic evolution
銀河団のバリオン比：最近の結果
w=－1 fixed
ΩK=0 fixed
Λ
flat
(ΩK=0)
42 clusters, 0.05<z<1.1
Δ=2500 ～0.25 rvir内のfgas
(Allen et al. 2008)
w= p/ρc2 = 0 物質
1/3 輻射
－1 宇宙定数
銀河団のバリオン比：系統誤差要因
Local clusters
Vikhlinin+09
12 clusters at z～0.2
Zhang+10
WMAP×0.9
WMAP ×0.9
solid: hydrostatic mass
grey: Tx-Mtot relation
M500>5e14 □ all
M500>2.6e14 ○ undisturbed
△ disturbed
all
(overdensity)
Well-defined sample selection、外側までの観測が重要
ただし、r>r500 では静水圧平衡、熱平衡が崩れている可能性 (e.g., Bautz+09)
系統誤差の影響力： fgas
パラメータ Xのバイアス:
ΩΛ
ΩΛ : flat Universe
他の情報はWMAP7yr の
best-fit 値に固定
(i.e. optimistic limit)
w
ΔDA/DAによるバイアスは
1.5倍 （fgas ∝ DA1.5）
近傍データに共通の制約
（組み合わせが不可欠）
銀河団の質量関数：方法論
観測される銀河団数（立体角あたり）
単位体積あたりの数密度
密度ゆらぎパワースペクトル
P(k) :ΩM σ8, CDM,,,
密度ゆらぎ成長率
D(z): ΩM, ΩΛ, w,,,
(解析的手法/数値シミュレーション
によって計算可能)
宇宙の体積要素
宇宙の膨張率
H(z): ΩM, ΩΛ, w,,,
H(z)
D(z)
M>2×1014 Msun の期待数
(Mohr et al. 2002)
質量関数：最近の結果
σ8
cumulative
number density
ΩM
w
ROSAT selected & Chandra
49 clusters with <z>～0.05
37 clusters with <z>～0.55
(Vikhlinin et al. 2008)
系統誤差なし
clusters
ΩΛ
lensing
X-ray
X-ray M５００
M５００, X
銀河団の質量関数：系統誤差要因
Vikhlinin+09
YX=Mgas TX
Mass-observable (L, T, Y,,,) 相関
Scatter: 10～20%
low z で較正し、high z へ外挿
Mahdavi+08
Lensing M５００
X-ray vs lensing mass
MX/ML ～0.8 within r500
fgas の解析にも影響
系統誤差の影響力：N(>M)
パラメータXのバイアス：
ΩΛ (geometry)
w (growth)
D(z): growth rate
w (geometry)
N(>M) [str-1 Δz-1 ]
M500=3×1014 M◎/h
と他のパラメータは固定
(i.e. optimistic limit)
ΩΛ (growth)
ゆらぎの成長率D(z)は
正確に決まりやすい
ASTRO-Hに期待すること （１）
近傍銀河団の高分散分光・硬X線分光マッピングによる、
非熱的圧力分布（乱流を含む運動、加速電子、、、）の測定
→ 質量測定精度向上 → fgas, N(>M)
静水圧平衡
cf.
- mass-observable 相関のscatter: 10～20%
- 重力レンズ質量とのずれ：10～30%
- growth rate の測定精度：数％
Feasibility: low z (by K. Sato)
Input based on XMM data for A1795
(Snowden+08)
1
2 3
4
5
SXS FOVs
r500
z = 0.062, r500 ~ 1 Mpc
reg
kT (keV)
Z (solar) Fx (0.3 – 10 keV)
1
5.0
0.6
2.0e-11
2
6.0
0.4
3.5e-12
3
5.0
0.3
4.0e-13
4
4.0
0.3
7.0e-14
5
3.0
0.3
2.0e-14
[erg/cm2/s]
+ Vturbulence=500 km/s
の観測可能性を評価
ΔT/T [%]
ΔV/V [%]
Assumption : Temperature & Abundance profile, Vturb=500 km/s
RMF, ARF : baseline, no stray light
exp time [100ks]
exp time [100ks]
Solid lines: SXS, Dashed lines: SXS+SXI
SXS : 6.0 – 7.5 keV
SXI : 2.0 – 7.5 keV, including NXB+CXB, sum of 5 pointings
ASTRO-Hに期待すること （２）
フィラメント方向
銀河団外縁部の理解
（構造形成の現場）
・静水圧平衡？
・Te = Ti ？
・流体近似？
・大規模構造との関連？
etc.
rvir
例）A1689 by Suzaku
(Kawaharada et al. 2010)
ビリアル半径付近
Te：フィラメント方向は連続的
他の方向は急激に減少
ne： 全方向連続的
K∝Te/n2/3
D(z)
High z の重要性：構造形成の観点から
z=0.4
z=0.4
1. DEが卓越する前（z>0.4）の方が、ゆらぎの成長はやい
→激しい衝突・合体、加熱、非熱的過程の頻度大
2. 与えられた電子分布に対し、 SinvComp～const、 Sthermal X∝(1+z)-4
非熱的電子(γ～104)： 硬X線
熱的電子： ミリ波サブミリ波（SZ効果） SSZ ∝∫ne Te dl、 SX ∝∫ne2 Te1/2 dl
→距離測定、スペクトルと独立な温度測定 etc.
Suzaku による観測例：
RX J1347.5－1145 at z=0.45
（Ota et al. 2008）
全天最大のX線光度をもつ銀河団
SZ効果観測による超高温ガスの示唆
最遠の電波ハローの一つ
1’
① Broadband (XIS+HXD) spectrum (150 ks)
& spatially resolved Chandra spectra
⇒ ハード成分
kTex=25.3+6.1-4.5[keV] χ2/dof=1311/1219
熱エネルギー～ 2×1062 erg
or Γ=1.45+0.03-0.04 χ2/dof=1317/1219
② HXD only
統計誤差のみ： 9σ 検出
系統誤差（NXB）による3σ上限
Fcl<8×10-12 [ergs/s/cm2] in 15-60 keV
if IC, B＞0.007μG (Γ=1.5)
346kpc
25.3 keV
大規模銀河団サーベイ
ROSAT all sky
Lines: WMAP predictions
SPT clusters
ROSAT deep
Vanderlinde+10
Predehl+06
eROSITA(2012-): X線、 all sky
keV)>4×10-14
erg/s/cm2
F(0.5-2.0
～86,000 clusters （ROSATの～１０２倍）
SPT(2007-) : SZ、4000 deg2
21 clusters confirmed in 178 deg2
<z>=0.74, 12 new !
Massive: > 5×1014 Msun/h
ASTRO-H に期待すること （３）
高分散・広帯域分光で探る銀河団の赤方偏移進化
1. 既知の銀河団：
Chandra/XMM データとの組み合わせ
→ 空間分解能の補完 & 超高温・非熱的成分の探査
→ 進化効果の系統的調査
& SZ効果と合わせた距離測定
2. 大規模サーベイによる新銀河団（候補）：
- eROSITA(2012-): X線、all sky
-SPT＆ACT(2007-) : SZ効果、1000 ～4000 deg2
サンプル規模：～102 倍、深さ：z～2まで
（現状： 1<z<1.5 に１０個程度）
→ 質量関数の massive end の進化
Feasibility: high z (by N. Ota)
ΔV [km/s]
Pturb/Pth
200ks
Center of a model cluster: kT=5 keV, Lx=1045 erg/s,
Z=0.3 solar, beta=0.7, rc=100kpc
Vturb = 300km/s or 600km/s
z
z
How about a cluster at z=2 ?
XMM2235-like: kT=8.6keV, Lx=1.1e45 erg/s, Z=0.3 solar
Fx(0.5-2 keV)=2e-14 erg/s/cm2 ～0.5 eROSITA flux limit (25 cts)
200ks
z=2.0 (fixed)
↓
kT=8.8+1.5-1.2 keV
Z=0.52+0.52-0.44
（90% errors）
SXI: 386cts/100ks
SXS: 229 cts/100ks
標準モデルを超えて： non-Gaussianity?
Bright end (high σ)が最も敏感
質量測定が鍵
・ガウスゆらぎ＋ΛCDM
→ 期待値 ＜２×１０－３
・非ガウス性の制限範囲：WMAP5yr
－9 <fNL local <111 (R>120 Mpc/h)
→ 期待値： （３～１０）倍
ただし、 銀河団はWMAPより小スケール
(Jimenez & Verde 2009)
XMMU J2235.3-2557 (Mulis+05)
XMM serendipitous survey で発見 ※曲率ゆらぎ（～重力ポテンシャルのゆらぎ）
MX(<1 Mpc)=(5.9±1.3)×1014 Msun
MWL(<1 Mpc)=(8.5±1.7)×1014 Msun
ガウス場 テイラー展開の最低次
at z=1.4 (Jee+09; Rosati+09)
標準モデルを超えて：
modified gravity?
flat, w=－1
GR
線型ゆらぎ成長率の一般化
(Linder & Cahn 2007)
γ=0.55： GR, ΛCDM, w=－１
(1％以下の誤差)
0.57： GR, wCDM, w=－1/3
0.68： DGP (braneworld) gravity
z, スケールに依存： f(R) gravity
XLF
fgas
CMB
SNIa
flat
GR
幾何学的方法（距離、膨張率）での縮退が解ける
加速膨張期(z～1)以降のデータが重要
Rapetti+09
ASTRO-Hに期待すること （４）
高分散分光による銀河団内温度ゆらぎの直接測定
⇒ Tspec Mtot, DA等、ほぼ全ての宇宙論的応用に影響
Data
Lognormal
Poisson
Gaussian
(Gaussian)2
A3667 (Kawahara+08), Chandra
→ Sx/<Sx>(r) の分布, lognormal
i.e. ∫ ne2 dl の分布
2次元に射影されたゆらぎ
Hydra A (Simionescu+09), XMM
Fe-L & Fe-K lines
→ 広がった EM vs T, lognormal
i.e. 視線上の温度分布、射影なし
（太陽等で用いられてきた手法）
まとめ
銀河団のX線観測：
1. CMB, SNIa 等と相補的な宇宙論のプローブ
宇宙論の“正確さ”の 向上に重要
2. 大規模サーベイによる統計の向上、新天体発見と合わせ、
系統誤差の制御が本質的課題 ← ASTRO-H に期待
・非熱的成分の同定と質量決定精度の向上
・銀河団外縁部の理解
・遠方銀河団の進化、温度・重力ポテンシャル測定
・銀河団ガスのゆらぎ測定
etc.
3. ダークマター/ダークエネルギーの実体、
non-Gaussianity, modified gravity などへのアプローチ