Transcript CMB
CMB偏光観測と重力波 服部誠 （東北大学・理・天文） 晴れ上がり期を見通して宇宙創成期を直接観る 素粒子論 時間 137億年（現在） ４つの力 加 速 器 38万年 晴れ上がり ？秒 ビッグバン 原始重力波？ 10-36 秒？ インフレー ション期： 加速度膨張 イ ン フ ラ ト ン ？ エ ネ ル ギ 104 ー （ ギ ガ 電 子 ボ ル 1016？ ト ） 原始重力波検出 CMB DECIGO correlated 3 宇宙空間を漂う重力波 ＝空間の振動 重力波の二つの独立な偏光 y x ＋モード 1 0 1 0 a h cost 0 -1 0 1 xx xy yx yy 重力波の二つの独立な偏光 y x 0 1 1 0 a h cost 1 0 0 1 ×モード 2008/2/20 CMB偏光の生成 CMB強度分布の 四重極モーメントの存在と 電子によるトムソン散乱＠ Last scattering surface 電子 時間 137億年（現在） 38万年 10-36 秒？ 7 理研仙台 偏光状態を特徴づける物理量 2 - 1 , Stokes parameters Ex a1 cos(2t 1 ), Ey a2 cos(2t 2 ) δ=0 直線偏光,δ=±π/2 円偏光 y V 0: Q 0,U 0 の時 x y I a12 a22 Q a12 - a22 , U 2a1a2 cos , V 2a1a2 sin V 0: Q 0,U 0 の時 x 8 直線偏光(V=0)のEモード・Bモード Ex Ex* J * E E y x Ex E*y I 1 * Ey Ey 2 0 y 0 Q 1 1 2 0 偏光部 k 1 P Q 0 X´ 0 U -1 2 0 0 U -1 1 0 1 1 0 1 0 k 波数ベクトル のモードを考える。 x X軸が波数ベクトル方向と一致するようにz軸の周りに 角θ座標回転して得られる新しい座標系で偏光測定 0 1' 1' 0 P' E( k ) B( k ) 0 -1' 1' 0 E( k ) Q( k ) cos 2 U ( k ) sin 2 , 偏光Eモード B( k ) -Q( k ) sin 2 U ( k ) cos 2 偏光Bモード 偏光Eモード・Bモードの生成 波数ベクトル x x 2 x y x y y y 1 0 k のスカラーモード＝重力ポテンシャル揺らぎ ＝CMB温度揺らぎ 0 1 0 0 1 2 2 x - y 2 x y 1 0 -1 1 0 0 0 0 1 21 2 2 1 - ( k )k k x - k y 2k x k y 0 -1 1 0 0 1 y X´ k xをx’に変換： 1' 0 1' - k ( k ) 0 1' 0 2 x k (k ,0) 1' P' E( k ) 0 0 -1' 0 0 1' B( k ) -1' 1' 0 スカラーモードは偏光Eモードのみ生成可能 偏光Eモード・Bモードの生成 波数ベクトル k のテンソルモード＝重力波 (X’座標系にて） y 1' 0 ＋モードは h (k ) 偏光Eモードを生成 0 -1' k x y 1' P' E( k ) 0 0 1' h (k ) 1' 0 k x 0 0 1' B( k ) -1' 1' 0 ×モードは 偏光Bモードを生成 CMB偏光Bモードを検出すれば、 原始重力波の存在を証明しその振幅・ スペクトルを測定できる。 重力レンズ効果により偏光Eモードから Bモードの生成 Primordial Bモードから引き出せる情報 Scalor-tensor ratio r: E_i energy scale of the inflation epoch Cl ( grav) Ei r 0.01 16 Cl (scalor) 2 10 GeV 4 Inflationary consistency relation: n_grav power spectrum index of the primordial gravitational waves r -6.2ngrav Bモード：高まる発見への期待 WMAP 5yrs + BAO + SDSS Pagano-Cooray-Melchiorri-Kamionkowski 2007 14 Bモードパワースペクトル B-mode: r ~ 0.001 (statistical + instrumental) Horizon size at 晴れ上がり Reionization bump Figure by Yuji Chinone 15 Simulated Primordial B mode all sky map by Yuji Chinone 17 Planck E-mode up to l ~ 1000 However, for B-mode, r ~ 0.1 (no big improvement expected) 18 Funded CMB Polarization Experiments ((near) completed: Bicep1, Boomerang, CBI, DASI, Maxipol, QUaD, WMAP, VSA) (Proposed: ACT-POL, SPUD) Name Type/ location Institutions NEQ (mKs) Ell range Frequencies #Detectors Resolution Planck BoloHEMT/Space ESA, IAS-Orsay, Bologna + many 80 (@100G) 2-2000 25-1000 22H+32B (# of pol. ch) 8’ Spider Bolo/Balloon CIT/JPL,CITA, CWRU,Stanford 4/3 (@ 96/145G) 2-250 40,90,150,2 20 ~2000 40’ BICEP2 Bolo/South Pole CIT/JPL,CITA,Stanford 10-250 150 512 40’ Clover Bolo/Chile Cardiff, Oxford, Cambridge, Manchester 12 (@90G) 20-1000 90,150, 225 200-400 10’ QUIET HEMT/Chile Chicago, CIT, JPL, KEK, Manchester, Miami, MPI, Oxford, Princeton, Stanford 12/9 (@ 40/90G) 20-1000 40,90 119x2 1000x2(P2) 10’ EBEX Bolo/Balloon Minn, Berkeley, Brown, Cardiff, Columbia, McGill +8 5 (@150G) 20-1200 150,250,42 0 1406 8’ PolarBeaR Bolo/Chile Berkeley,APC, Cardiff,Colorado, Imperial, KEK, McGill,UCSD 10 (@150G) 20-3000 90,150, 220 1274 3.5’ SPTPOL Bolo/South Pole Chicago,Berkeley, Colorado, CWRU, Davis, JPL, McGill,SAO 14 20-10000 90,150, 20 1000-2000 1.1’ Everyone except Planck claims r=O(0.01) sensitivity and results in 5 yrs. compiled by Adrian Lee + MH Bモードパワースペクトル B-mode: r ~ 0.001 (statistical + instrumental) Horizon size at 晴れ上がり Reionization bump Figure by Yuji Chinone 20 CMB・前景放射高精度成分分離 • 前景放射：背景放射以外のすべての天体からの放射の総和 CMB 偏光Bモード シミュレーション ？ 前景放射 ＋ CMB: 背景放射 シンクロトロン ＋ ダスト ？ ＝ 将来の高感度 Wバンド ミリ波偏光観測 温度揺らぎ データ ？ 背景放射観測では 観測データからの 前景放射成分の 分離が必要 12 POLARBeaR実験との 共同観測 Verde-Peiris-Jimenez 2005 ポイント： QUIET+PolarBear統合解析は 世界一の感度をもつと期待される 22 CMB前景放射源としてのコールドダスト 放射強度 COBE/FIRAS 放射強度 ダストミリ波放射強度分布テンプレート PLANCK COBE/DIRBE Schlegel etal. (1998) IRAS Schlegel etal.(1998) ダスト温度分布 放射強度 ダスト偏光放射テンプレート作成に とっての「あかり」の重要性 Planck E-mode up to l ~ 1000 Provide Unique data for dust components separation 26 Goal for future CMB satellite 27 LiteBIRD (日本+米国） Lite (light) Satellite for the studies of B-mode polarization and Inflation from cosmic background Radiation Detection Leader: M.Hazumi (KEK) 2008年9月 小型科学衛星WGとして承認 Small is beautiful ! JAXA独自の冷却技術でCryostatなし。軽量化（EPICの約1/3）を目指す The entire satellite will be in a big cryochamber for testing. 28 原始重力波検出感度 小型 ＣＭＢ衛星 QUIET + PolarBeaR Planck 角度分解能 CMB観測プロジェクトの特色 29 様々なインフレーションモデルのBモードパワースペクトルとLiteBIRD、 QUIET+PolarBear、Planckの予想感度 (LiteBIRD) 30 Foreground removal Delensingも含めて r=T/S=0.01なら対処できる。r=0.001を 狙うためのスタディーが進行中（まずはPlanckの結果が重要）。 我々独自の戦略でr=0.001 に挑戦中。 31 まとめ • Primordial CMB B mode polarization 観測による原始重力波 の間接検出は、 インフレーションモデルを検証し、 その時期のエネルギースケールを決定する重要課題である。 • 現在は地上観測が盛んに推進されており、近い将来の実現 を目指した人工衛星計画も着実に推進されている。 • 更なる高い感度でのBモード検出実現のためには 観測装置の感度・性能向上を図るとともに、 前景放射成分の分離精度向上も図る必要がある。 ダスト偏光放射分布測定の現状 FWHM=9.2°Gaussian window でスムージングしてWMAP のテンプレートとする。 Heiles によりコンパイルされた星偏光分布 9286個、⊿P～0.03-0.4% ダストポジションアングルとシンクロトロン偏光 方向との相関 -1 WMAP Kバンド偏光測定分布 Z 1 Z cos 2 * - K 2 前景放射偏光テンプレート高精度化 • 銀河系磁場構造モデルの高精度化 現モデルlogarithmic spiral arm • シンクロトロンスペクトル空間分布の詳細決定 • ダストミリ波放射強度分布の高精度化 • ダスト偏光分布の高精度化 偏光度・偏光方向空間分布1度角での測定 偏光度の周波数分布も気にすべき？ • Anomalous emission が偏光しているのかどうか判定 期待されるVバンド星偏光度分布 Archeops 143, 217, 343, 545GHz 0.05% Catalogue Magnitude GGSS 9 < V < 10 GGSS 10 < V < 11 Tycho 9 < V < 10 Tycho 10 < V < 11 （１）銀河系ダストの 大半の後ろの星 （２）1度角に一個 星が欲しい *QUIET 15度角 1.5% Full Sky δ> −24◦ 216 178 2039 1457 61871 36880 141065 82509 δ> −24◦ （|b| > 10◦） 146 1121 28977 62541 成分分離研究分野の現状 我々が採用する手法： 階層ベイズ法 事前情報の精度が 分離精度を決める 37 階層ベイズ法を用いた成分分離実施シミュレーション CMB温度揺らぎ＋シンクロトロン Input data 30 GHz 44 GHz 2008/02/05 Number of data ～200000 Number of parameter～150000 Noise: 10µK 修士論文 発表会 70 GHz 100 GHz 38 初期条件 2008/02/05 修士論文 発表会 39 2008/02/05 CMB A INDEX 修士論文 発表会 DIF MAP Combined Prior 結果 40 分離結果の統計的良さの定量判定 Basic: only spectral index prior was used 41 Cl Posterior [combined prior] 3σ 2σ 1σ Our template free methods works at least up to l=50 2008/02/05 修士論文 発表会 42