スペース重力波アンテナ DECIGO 計画（７）高橋龍一（国立天文台） DECIGO ワーキンググループ 1. ダークエネルギーのイントロ ● 宇宙の最も主要な（約７０％）エネルギー成分 ● 様々な宇宙論的観測から示唆宇宙背景輻射（WMAP）、大規模構造（SDSS,２ｄF）、超新星、他 ● 斥力 NASA ●ダークエネルギーエネルギー密度 X 圧力 P X 宇宙定数をより一般化（時間変化する）状態方程式 w PX  w X エネルギー保存   3 X  a 3 (1 w) a : scale factor a   P  a w=-1 ：宇宙定数 ( w  const.) 加速膨張のための条件 a 4  X  3PX   0  a 3 より w   1 3 ● ダークエネルギーの状態方程式ｗの観測的制限 magnitude SNLS : the Supernova Legacy Survey （Astier et al. 2006） SNLS : the Supernova Legacy Survey （Astier et al. 2005）ダークエネルギーの状態方程式 In flat universe w  1.0  0.1 (68%) WMAP 3yr results （Spergel et al. 2006） WMAP+2dF+SDSS+SN w  1.06  0.13  0.08 現時点で既に１０％くらいで決まっている ● 将来の制限 SNAP（JDEM）（Albert et al. 2005）スペース望遠鏡超新星年間２０００個 Weak lensing （銀河のゆがみ） 2012年に打ち上げ可能 SN+WL, flat universe model を仮定 w( z)  w0  2w(1  a) w0  0.05, w  0.11 数％くらいで決まる 2. DECIGOでのダークエネルギーへの制限中性子星連星までの距離‐赤方偏移関係からモデルに制限（超新星と同じ）・距離チャープシグナルから、直接決定・赤方偏移 host galaxy, host quasar を特定角度分解能～10arcmin ～10arcsec （１台）（３台） at z=1 dz luminosity distance DL ( z )  (1  z )  0 H ( z ) z  H 2 ( z)  H02 M (1 z)3  1 M  X (1 z)2  X (1 z)3(1w0 w1 ) e3w1z M : matter density   X : dark energy density w( z)  Pw ( z) w ( z)  w0  w1z : dark energy の状態方程式 default value : m 1  w 0.3 w0  1 w1 0 H0 70 km /s /Mpc ダークエネルギーの状態方程式に制限感度曲線角度平均でルート５倍悪くなる（瀬戸さん）重力波振幅のファクターの不定性（瀬戸さん） ~ h ( f )  A f 7 / 6ei( f ) 1/ 2  5  A   96  Ｍ5/6 CZ  2/3  DL M CZ : redshifted chirp mass  ：連星の方向・傾き、検出器の運動の関数  の（全方向・傾きでの）平均値 8/5 （Finn & Chernoff 1993）ここでは簡単のため   1 計算結果にはファクターの不定性ある・SN df ~ 2 SN  4  h(f) Sn(f) 2 ・距離の決定精度 D  SN 1 D Sn( f ) ：ノイズ曲線 confusion noise なし連星までの距離の決定精度 D  SN 1 D １０％程度 at z=1 で決定超新星と同程度多くの中性子星連星からのシグナルが受かる場合合体イベントの数合体率  1 106 Mpc3 yr 1 (Kalogera et al. 2004）年間 1045 個程度の合体が DECIGOで観測されるパラメター決定精度が 1 1045  102  103 程度良くなる (RT & Nakamura 2004) ダークエネルギーのパラメターの決定精度ｚ＞２‐３の源も検出し、距離-赤方偏移関係が得られれば、暗黒エネルギーの性質もより詳しくわかるどれだけ遠方の源を検出するか状態方程式 w = const. のとき Luminosity distance の宇宙パラメター依存性 DL d ln DL d ln DL d ln DL d ln DL  m  w  w0  w1 DL d m d w dw0 dw1 ｚ = １-４でダークエネルギーに敏感 ● 超新星と中性子星連星の標準光源としての比較超新星＜相対論年間２０００個（SNAP）＜ 4 5 10 年間個（DECIGO）約１０％～～約１０％ at z=1 絶対光度近傍の観測からの経験則イベント数距離の決定精度母銀河の特定その他中性子星連星簡単？ダスト減光による不定性＞１台では厳しい複数台あれば可能？＜物質による吸収・散乱は無視 4. まとめ・z > 2-3 の中性子連星の距離－赤方偏移関係から宇宙の状態方程式に制限を与えることが出来る m , w , w  1% で決定 SNAP よりいいかも・遠方（z>1）の源の host galaxy or quasar を特定するためには、複数台あった方が良い