ＤＥＣＩＧＯのサイエンス ～ダークエネルギー関連～ 高橋龍一 （国立天文台PD） 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(1w0 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 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 1 106 Mpc3 yr 1 (Kalogera et al. 2004） 年間 1045 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 1045 102 103 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 ◆ 角度分解能 （検出器１台） 周波数に加わる１年周期のドップラーシフト source blue sift f 1 v sun red sift f 1 v Doppler phase D ( f ) 2 f R sin S cos2 t T S 波形 ~ ~ hD ( f ) h ( f )eiD ( f ) S ,S : source の方向 R 1AU T 1yr 検出器が３台の場合 sun シグナルの到着時間のずれから方向を決定 角度分解能は改善 (Seto 2002; Crowder & Cornish 2005) 2. 重力波波形 質量 Ｍ1, 2 at redshift z の連星 Inspiral waveform with restricted 1PN approximation ~ h ( f ) A f 7 / 6ei( f ) 1/ 2 5 A 96 （Cutler & Flanagan 1994） Ｍ 5/6 CZ 2/3 DL 3 20 743 11 Z -5/3 2/3 ＭCZ f (f) 2 f t C - C - 8 M CZ f 1 4 4 9 336 4ＭCZ t C , C ：coalescence time, phase MCZ M1 M2 M1 M2 -1/5 1 z ：redshifted chirp mass Z M1M2 1 z M1 M2 ：redshifted reduced mass 3/5 DL : luminosity distance ・SN Sn (ｆ ) 2 df ~ SN 4 h D (f) Sn(f) 2 ：ノイズ曲線 LISA type と FP type で比較 confusion noise なし ・パラメーターの決定精度 ~ h D (f) は７つのパラメーターに依る i DL , MCZ , Z , t C , C ,S ,S i の決定精度 i -1 1/2 ii ~ ~ df h D (f) h D (f) : Fisher matrix ij 4 Re Sn(f) i j 計算結果は１台の場合 無次元の h Sn f 中性子星連星には、FP type の方が適している 連星の質量を変えた場合のSN equal mass binary 角度分解能 source redshift z=1, 1yr obs. 1.4+1.4Msun 2 2 3 3 10 +10 Msun 10 +10 Msun FP-type LISA-type 10min ～10sec 10min-1deg 1-10min 1deg 1-10min 1-10deg 1-10min ～ ～ ３台 決定精度の表 source redshift z=1, 1yr obs. 上段：LISA type 下段：FP type SN 角度分解能 MCZ D Z ｔ （ｄ sec ） M CZ Z D 1.4+1.4 Msun 3.2 10min-1deg 8.0e-7 1.2e-3 1-10min （３台） 18 ~10min 1.3e-7 1.6e-4 ~10sec （３台） 2 2 3 3 10 +10 Msun 594 626 0.60 0.31 0.21 5.7e-2 1-10min 1.4e-7 ~1deg 1.2e-6 3.7e-5 5.8e-5 0.15 2.9 1.7e-3 1.6e-3 10 +10 Msun 4457 1-10min 1.1e-7 3907 1-10deg 4.4e-6 1.0e-5 7.2e-5 0.22 10.8 2.2e-4 2.6e-4 4. まとめ ・中性子星連星に対しては、FP type の方が有利 SN も約７倍高い ・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 ・遠方（z>1）の源の host galaxy or quasar を特定する ためには、３台あった方が良い
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