原始重力波？

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 cos t 
 0 - 1  0 1 
 xx

 yx
xy 

yy 
重力波の二つの独立な偏光
y
x
 0 1 1 0
  a

 h cos t 
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
E x  a1 cos( 2t  1 ),
E y  a2 cos( 2t   2 )
δ=0 直線偏光,δ=±π/2 円偏光
y
V  0:
Q  0, U  0
の時
y
I  a12  a22
Q  a12 - a22 ,
U  2a1a2 cos  ,
V  2a1a2 sin 
V  0:
Q  0, U  0
の時
x
x
8
直線偏光(V=0)のEモード・Bモード
 E x E x*
J 
 E E*
 y x
E x E *y  I  1
 
*
E y E y  2  0
y
0 Q 1
  
1 2 0
偏光部
1
P  Q
0


k
X´

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
1'
P '  E ( k )
0


0  U
 
- 1 2

 0
0 
1' 
  B ( k )

- 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 k のスカラーモード＝重力ポテンシャル揺らぎ
 x  y 
＝CMB温度揺らぎ

 y  y 
  x  x
2
  x  y

1
  
0

0
1 0 
0 1
2
2
   x -  y 
  2 x  y 

1
 0 - 1
1 0
 
0
0 
 0 1 
21
2
2 1
 - ( k ) k 
  k x - k y 
  2k x k y 

 0 - 1
 1 0 
 0 1
y


X´
k
x
k  (k ,0)
 1'
0  1'
2
- k  ( k ) 

 0 1'   0
xをx’に変換：
1'
P '  E ( k )
0

0 

- 1' 
 0
0 
  B ( k )
- 1' 
1'
スカラーモードは偏光Eモードのみ生成可能
1' 

0
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 
  B ( k )
- 1' 
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
(mKs)
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

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