重力レンズで探るダークマターの微細構造井上開輝近畿大理工 2005/09東北大２１世紀 COE研究会内容０イントロ１重力レンズとは？２ CDM「サブハロー」を探る３ CDM「初世代ハロー」を探る４現状と今後の展望共同研究者千葉峰岸柏川片ざ征司（東北大）岳夫（東大天文センター）伸成（NAOJ) 宏和（JAXA) ０イントロ現在の線形密度揺らぎの大きさダークマターコールド小スケールから大スケールホット大スケールから小スケールダンピング弱い 1 0.01 大スケール (線形） 1/ 3000Mpc 1/100Mpc 強いダンピング小スケール (非線形）波数 k ０イントロ現在の線形密度揺らぎの大きさダークマターコールド小スケールから大スケールホット大スケールから小スケールダンピング弱い 1 0.01 大スケール (線形） 1/ 3000Mpc 1/100Mpc 強いダンピング小スケール (非線形）波数 k ０イントロ現在の線形密度揺らぎの大きさダークマターコールド小スケールから大スケールホット大スケールから小スケールダンピング弱い 1 0.01 大スケール (線形） 1/ 3000Mpc 1/100Mpc 強いダンピング小スケール (非線形）波数 k 無衝突ダンピング(free streaming) 粒子が熱浴からデカップルしたのち、その固有の速度分散によって揺らぎがならされる。ダンピングスケール～速度分散×所要時間速度分散大ダンピングスケール大コールドダークマター（CDM）の特徴 小さいスケールほど揺らぎは大きい。 特徴的なスケールをもたない。大スケール（＞１Mpc)では観測と良く合う。小スケール（＜１Mpc)ではどうか？「行方知らずの矮小銀河」問題シミュレーション観測 Abell 851 2 Mpc 200kpc Moore et al.’99 M31 N（simulated satellites) >> N (observed satellites) CDMモデルが本当ならば、銀河ハローの中には淡い矮小銀河（CDMサブハロー）がたくさんある？質量小質量大 Klypin et al.’99 １．重力レンズとは？ a y DLS DS x DL qS qI DLS a = DS (qI-qS ) y = x-a(x ) アインシュタイン半径 y x a DLS DS DL qS qE qE １．重力レンズで探るCDMサブハロー A 光源 B A 光源 B ＣＤＭサブハロー A 光源 B ＣＤＭサブハロー像のフラックス、位置の系統的なずれフラックス比異常？ A(0.98) B(1.00) C(0.52) D(0.02) 滑らかなレンズポテンシャルだと (A+C)/B = 1 が予測されるが (A+C)/B = 1.5 Cusp-caustic relation  A   B  C =0 |  A |  |  B |  | C | B1422+231 zs=3.62, zL=0.34 Lens B0128+437 B0712+472 B1422+231 B1555+375 B1608+656 B1933+503 B2045+265 MG0414+0534 PG1115+080 discrepancy none ~20% ~20% ~50% none ~50% ~50% ~20% ~30% Ｎ．Ｄａｌａｌフラックス異常の理由 ダストによる吸収フラックスが波長によらない場合もある。 星によるマイクロレンズ QSOジェットは増光されない 複雑なポテンシャル系統的な増減光を説明出来ない。 ＣＤＭサブハロー Mao&Schneider’98, Chiba’01 Metcalf&Madau’01, Dalal&Kochanek ’02 SUBARUによる中間赤外観測（Chiba,Minezaki,Kashikawa,Kataza,KTI) ダストによる吸収がないフラックスを正確に測れる。 星によるマイクロレンズがないダストトーラスのサイズ（～１ｐｃ） ダストトーラスのサイズが大体分かる紫外放射と赤外放射のタイムラグより不定性の少ない理想的な観測が行える！結果 Subaru [email protected]μm PG1115+080 B1422+231 C フラックス異常なし A2 A1 B A フラックス異常あり B CDMサブハローの C 検出か？(Chiba,Minezaki, Kashikawa, Kataza KTI ApJ’05) A1+A2 = 14.6  1.2mJy A2/A1 = 0.930.06  1 B/A1 = 0.160.07 C/A1 = 0.210.04 A+B+C = 19.2  2.9mJy (A+C)/B = 1.510.06 A/B = 0.940.05 C/B = 0.570.06 サブミリ波による「直接」観測（SMA,ALMA） (Inoue＆Chiba ’05) ダストによる吸収がないフラックスを正確に測れる。 星によるマイクロレンズがないダスト放射領域のサイズ（100-1000ｐｃ） レンズの位置や距離が分かるアストロメトリによる視線方向の銀河ハローとCDMサブハローと区別が出来る！（高解像度が必要） Simulated images of B1422+231 ソース半径=200pc CDM サブハローの「影」３ CDM「初世代ハロー」を探る WIMP(m～100GeV)のダンピングスケール～0.1ｐｃ揺らぎの大きさ「初世代ハロー」の質量～地球質量=10-6Msun 1 0.01 大スケール (線形） 1/ 3000Mpc 1/100Mpc 波数 k 1/0.1pc CDM（WIMP)ハローの質量関数（Diemand et al. ’05) 宇宙最初の構造(z=26) （Diemand et al. ’05) 3kpc 60pc 0.02pc WIMP地球質量ハローによるピコレンズ M33 DM33 = 790kpc Galaxy M33:A large number of blue stars (A & B) 増光のタイムスケール短い <１０～１００秒 SUBARU Suprime-Cam がベスト？現状と今後の展望  QSO-銀河四重像レンズ系におけるフラックス比異常はCDMサブハロー１０6－9Ｍｓｕｎの存在を示唆  中間赤外（SUBARU)、サブミリ波（SMA、ALMA)による多波長観測で検証が必要 CDMがWIMPの場合、最小サイズのハローの質量は地球質量１０-6Ｍｓｕｎ以下  「初世代ハロー」によるピコレンズの検証が必要 Submillimeter thermal dust free-free Synchrotron Ｓource＝dust continuum from QSO host galaxy Theory galaxy merger starburst dusts, massive stars QSO(ＳＭＢＨ） Thermal radiation from dusts（２０－５０Ｋ, ～10mJy）ＱＳＯ host galaxy luminous at infrared （～３０％） redshift z~5 Luminous at submillimeter caustics critical lines arrival time S L A B C H S L S L L H S D B1422 A2 S A1 C B L H L S B1555 Systematic (de)magnification ー＋＋＋ーー saddle 1-kg >0 1-k-g <0 minima maxima 1-kg >0 1-k-g >0 1-kg <0 1-k-g <0 magnify demagnify 1-k >0 1-k <0 demagnify magnify Application to 8 radio quad lenses Kochanek & Dalal ’02 saddles minima substructure complicated smooth lenses demagnify magnify Dust reverberation mapping Minezaki et al. 2004 dust torus nucleus dust torus lag time (∝L1/2) day logΔt (UV or optical vs. K) = – 2.15 – Mv / 5.0 (Δt ∝ L1/2 ) then, Mv →Δt → Rs = cΔt