Transcript ppt - 国立天文台
ビッグバン宇宙国際研究センター 横山順一、斉藤遼 DECIGOワーキンググループ 国立天文台，京大理A，法大工B，東大理C，JAXA-ISASD，NASAE，阪市大理F，京大基研G，KEKH，早大理工I，弘前大理工J，東大地 震研K，産総研L，名大理M，NICTN，Univ. of WisconsinO，近大理工P，電通大レーザー研Q，JAXAR，お茶大院S，東経大経営T，理研 U，東大総合文化V，新潟大工W，東大宇宙線研X，新潟大理Y，近大KLCZ，AEIAA，Lancaster Univ.AB，Univ. of BirminghamAC，ぐん ま天文台AD，広大理AE，Liverpool JMUAF，立教大理AG，京大人環AH，大工大情報AI，CaltechAJ，Univ. TuebingenAK，日大AL，長 岡技科大経営情報AM，東大数物AN，阪大理AO，UWMAP，日大文理AQ，東理大AR，東工大理AS，無所属AT，東大工AU，RITAV，防 衛大AW，日大生産AX，JAXA-Space Education CenterAY，RRIAZ，東北大理BA，東海大工BB，JAXA-JSPECBC，東大新領域BD， 京大生存研BE，APCTPBF 川村静児，安東正樹A，瀬戸直樹A，佐藤修一B，中村卓史A，坪野公夫C，船木一幸D，沼田健司E，神田展 行F，田中貴浩G，井岡邦仁H，高島健D，青柳巧介I，我妻一博C，浅田秀樹J，麻生洋一C，新井宏二，新谷昌人K，池上健L，石川毅彦D， 石崎秀晴，石徹白晃治C，石原秀樹F，市來淨與M，伊東宏之N，伊藤洋介O，井上開輝P，上田暁俊，植田憲一Q，歌島昌由R，江尻悠美 子S，榎基宏T，戎崎俊一U，江里口良治V，大石奈緒子，大河正志W，大橋正健X，大原謙一Y，大渕喜之，岡田則夫，小野里光司C，河 島信樹Z，川添史子AA，河野功R，木内建太I，岸本直子D，國中均D，國森裕生N，黒田和明X，小泉宏之D，洪鋒雷L，郡和範A，B，穀山 渉C，苔山圭以子A，C，古在由秀A，D，小嶌康史A，E，固武慶，小林史歩A，F，西條統之A，G，齊藤 遼C，坂井真一郎D，阪上雅昭A， H，阪田紫帆里，佐合紀親G，佐々木節G，佐藤孝W，柴田大V，真貝寿明A，I，杉山直M，鈴木理恵子S，諏訪雄大C，宗宮健太郎A，J， 祖谷元A，K，高野忠A，L，高橋走C，高橋慶太郎M，高橋忠幸D，高橋弘毅A，M，高橋史宜A，N，高橋龍一M，高橋竜太郎，高森昭光K， 田越秀行A，O，田代寛之A，谷口敬介A，P，樽家篤史C，千葉剛A，Q，辻川信二AR，常定芳基AS，豊嶋守生N，鳥居泰男，内藤勲夫AT， 中尾憲一F，中澤知洋C，中須賀真一A，U，中野寛之A，V，長野重夫N，中村康二，中山宜典AW，西澤篤志，西田恵里奈S，西山和孝D， 丹羽佳人A，H，能見大河A，U，橋本樹明D，端山和大A，A，原田知広A，G，疋田渉A，O，姫本宣朗A，X，平林久A，Y，平松尚志X，福 嶋美津広，藤田龍一A，Z，藤本眞克，二間瀬敏史B，A，細川瑞彦N，堀澤秀之B，B，前田恵一I，松原英雄D，蓑泰志A，J，宮川治X，三 代木伸二X，向山信治A，N，武者満Q，森澤理之A，森本睦子B，C，森脇成典B，D，八木絢外A，山川宏B，E，山崎利孝，山元一広A，A， 柳哲文B，F，横山順一C，吉田至順B，A，吉野泰造A，T，若林野花S RESCEU Research Center for the Early Universe School of Science, The University of To Tokyo, 113-0033, Japan INVITATION TO RESCEU Research Center for the Early Universe School of Science, The University of Tokyo Tokyo, 113-0033, Japan なぜ重力波 宇宙論か ? 今日 13.7Gyryr 重力波ならインフ レーション期まで 見える ダークエネルギー 銀河形成 first star 元素合成前の 暗黒時代の ことも重力波 でわかる dark age 電磁波でわかるのは宇宙の 晴れ上がり以降. 宇宙の晴れ上がり380kyr 再加熱＝ビッグバン インフレーション 作画：中島正裕 宇宙の多重発生 最近いろいろやっています R. Saito and J. Yokoyama, Phys. Rev. Lett. 102(2009)161101 K. Nakayama, S. Saito, Y. Suwa and J. Yokoyama, Phys. Rev. D77(2008)1240001, JCAP 06(2008)020 K. Nakayama and J. Yokoyama, To be published ニュートラリーノ, アキシオン etc… 加速器実験や天体物理的観測によって見つかるかもしれない。 1020—1026 g のミニブラックホールもコールドダークマターの候補である。 こんな軽いのは天体の崩壊ではできないので、これは全て初期宇宙に できた原始ブラックホール = Primordial Black Holes (PBHs) である. ブラックホールダークマターを 検証あるいは棄却するには どうしたらよいか? PBHの存在量の観測的制限 (Carr, Kohri, Sendouda, & JY 09) 生 成 時 の エ ネ ル ギ ー 比 特定の質量の原始ブラッ クホールを生成する 対応するスケールに密度/曲率ゆらぎ のピークがある M BH ピークが地平線に入ったときの地平線質量 Kawaguchi,Kawasaki,Takayama, Yamaguchi,&JY 08 Large curvature fluctuation resulting in PBH formation CMB & LSS Large 2nd order tensor fluctuations 2次摂動論により密度/曲率 ゆらぎの2次から生成する 重力波（テンソルゆらぎ）が 無視できない振幅を持つ (Mollerach,Harari,& Matarrese 04, Ananda,Clarkson,& Wands 07, Baumann,Steinhardt,Takahashi,& Ichiki 07) 摂動入り軽量: a ( ) Scalar modes: and ; Tensor modes h ij . 放射優勢宇宙 transverse-traceless ( i h ij hii 0 ) tensor mode に対する運動方程式 ソースタームは曲率ゆらぎの２次 これらの方程式は、アインシュタインテンソル G j を、曲率ゆらぎ と の 2次まで、テンソルゆらぎ h ij を1次まで書き下し、TTモードへの射影演算子 is Pr j を取ることによって、導出される。 i k については波数空間で線形方程式をとくだけでよい 解は テンソルモード h ij もグリーン関数を使って解ける 結果 波数 k の重力波の密度パラメタへの寄与 但し 茲に 曲率ゆらぎの初期スペクトルとしては波数 k k p にピークのあるものを考える k k p のモードが地平線に入ったとき、PBHができるが、 そのときのPBHのエネルギーの全エネルギーに対する比率は c 1 2 で与えられ、現在の密度パラメタへの寄与との関係は 生成する重力波も曲率ゆらぎのピーク波数 k p に対応した周波数 f p 2 k p a 0 にピークを持つ。 Envelope curves for P B H ,0 h 0 . 1 an d 1 0 2 5 PBH質量と 周波数は一対 一に対応する P B H ,0 h 0.1 2 P B H ,0 h 10 2 5 M P B H 600 M M P B H 3 10 g 22 DECIGO /BBO DECIGOによってブラックホールダークマター生成の証拠である重力波 背景放射を容易に検出できる。 LISA DECIGO /BBO 結論: ブラックホールダークマター生成を実現 するような密度/曲率ゆらぎの2次摂動 効果によって出る重力波は、極めて 大きな振幅を持ち、DECIGOの絶好の ターゲットである。 DECIGO完成の暁には、ブラックホール ダークマターの検証/棄却が最初の科学 成果になるであろう