ミンコフスキー汎関数による宇宙再電離期解析

ミンコフスキー汎関数による
宇宙再電離期解析
熊本大学吉浦伸太郎名古屋大学島袋隼士
熊本大学高橋慶太郎名古屋大学松原隆彦
目次
1. イントロダクション
宇宙再電離
21cm線, 輝度温度
2. ミンコフスキー汎関数
モデル比較(ビリアル温度)
モデル比較(スピン温度)
3. まとめ
銀河進化と遠方宇宙 2015年 9月7 8日 @神戸市教育会館
宇宙再電離
21cm線
再結合
再電離
現在
Cosmic Microwave Background
宇宙はいったん中性化＞中性水素で満たされる
初代の天体形成
銀河からの紫外線光子が中性水素を電離
銀河進化と遠方宇宙 2015年 9月7 8日 @神戸市教育会館
21cm線
水素原子由来の超微細構造線
proton
超微細構造
electron
n1
n0
1420MHz
21cm
再電離以前、中性水素は宇宙に大量に存在していた
> 21cm線は再電離期の良いトレーサー
z=9の21cm線は赤方偏移して21cm (1+z)=2m
>>電波観測
銀河進化と遠方宇宙 2015年 9月7 8日 @神戸市教育会館
スピン温度
中性水素のスピン状態から定義される
n1
= 3 exp
n0
✓
h⌫21
k B TS
◆
1
TS =
T
WF効果
1
1
+ x ↵ T↵ + x c TK
1 + xc + x↵
1
温度進化
天体から放射されたライマンα光子
によってスピン温度とガスの温度が
カップリングする。
gasとの衝突
Ts進化図
Heating
WF効果
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輝度温度
輝度温度z＝8.58
実際の観測量
Ts T
Tb (⌫) =
(1
1+z
e
⌧ ⌫0
)
H
⇡ 27xHI (1 + nl )(
)(1
dvr /dr + H
1 + z 0.15 1 ⌦b h2
2(
⇥(
)
)[mK]
2
10 ⌦M h
0.023
T
)
Ts
重要な成分
中性率, 物質密度, スピン温度
主な解析手法
30[mK]
0[mK]
Power Spectrum, Bispectrum (島袋さんトーク)
Skewness (久保田君トーク)
+
ミンコフスキー汎関数
銀河進化と遠方宇宙 2015年 9月7 8日 @神戸市教育会館
研究の目的
21cm線輝度温度は時代ごとに独特な分布をもつ
輝度温度の分布をそのまま解析
ミンコフスキー汎関数
輝度温度分布 : 21cmFASTによる計算結果
銀河進化と遠方宇宙 2015年 9月7 8日 @神戸市教育会館
ミンコフスキー汎関数
Volume : V0 (⌫) =
Area : V1 (⌫) =
Mean curvature : V2 (⌫) =
Euler characteristics : V3 (⌫) =
Z
1
d3 x⇥(p(x) ⌫ ),
V V
Z
1
dA,
6V @F⌫
Z
1
dA[1 (x) + 2 (x)],
6⇡V @F⌫
Z
1
dA1 (x)2 (x)
4⇡V @F⌫
分布のもつ幾何学的情報を特徴づける
CMBの非ガウス性や銀河分布の構造を
調べる際に用いられてきた
ガウス分布の場合
正の値 : 孤立した領域が多い
V3
負の値 : 繋がった領域が多い
本研究ではこれを21cm線輝度温度分布に適応
銀河進化と遠方宇宙 2015年 9月7 8日 @神戸市教育会館
ミンコフスキー汎関数
Volume : -> イオン化バブルの構造
輝度温度=0mK付近の振る舞い
V0:しきい値以上の値を持つ領域の体積
Area :
->イオン化率を反映
z=8.58, 中性率52%
-> Tb = 0 でV0=0.48と予想
実際は0.75くらい
スムージング
1Mpc SKA2の分解能 (z=10)
5Mpc SKA1の分解能 (z=10)
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ミンコフスキー汎関数
負のV3 : 繋がったイオン化バブル
正のV3 : 孤立したイオン化バブル
スムージングの影響で
イオン化バブルの一部は
Tb = 0 で無い所に影響
右のなだらかな部分は、
密度場の分布等の影響
銀河進化と遠方宇宙 2015年 9月7 8日 @神戸市教育会館
ミンコフスキー汎関数
負のV3 : 繋がったイオン化バブル
正のV3 : 孤立したイオン化バブル
スムージングの影響で
イオン化バブルの一部は
Tb = 0 で無い所に影響
右のなだらかな部分は、
密度場の分布等の影響
銀河進化と遠方宇宙 2015年 9月7 8日 @神戸市教育会館
モデル比較(ビリアル温度)
(1)電離源の質量を変えたモデルでの比較
LTvir
:
4
Tmin
=
2
⇥
10
[K]
vir
30[mK]
STvir
:
3
Tmin
=
5
⇥
10
[K]
vir
0[mK]
低質量の場合生じる小さなイオン化バブル
>多くの孤立領域(正のV3)
輝度温度=0の所にピークがたたない理由
＞スムージングのため
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モデル比較(スピン温度)
MFsのモデル比較
(2)スピン温度無視
z=7.50
Ts=1197 K
z=8.58
Ts=581 K
z=11.90
Ts=99 K
z=15.13
Ts=22 K
MFsを用いた先行研究では、
TS >> T
!
として、
スピン温度の項を無視
1
T
⇡1
TS
スピン温度も電離が
起こる以前の輝度温度の
分布に十分影響する
銀河進化と遠方宇宙 2015年 9月7 8日 @神戸市教育会館
モデル比較(スピン温度)
MFsのモデル比較
(2)スピン温度無視
z=7.50
Ts=1197 K
z=8.58
Ts=581 K
z=11.90
Ts=99 K
z=15.13
Ts=22 K
MFsを用いた先行研究では、
TS >> T
!
として、
スピン温度の項を無視
1
T
⇡1
TS
スピン温度も電離が
起こる以前の輝度温度の
分布に十分影響する
銀河進化と遠方宇宙 2015年 9月7 8日 @神戸市教育会館
モデル比較(スピン温度)
MFsのモデル比較
(2)スピン温度無視
z=7.50
Ts=1197 K
z=8.58
Ts=581 K
z=11.90
Ts=99 K
z=15.13
Ts=22 K
MFsを用いた先行研究では、
TS >> T
!
として、
スピン温度の項を無視
1
T
⇡1
TS
スピン温度も電離が
起こる以前の輝度温度の
分布に十分影響する
銀河進化と遠方宇宙 2015年 9月7 8日 @神戸市教育会館
まとめ
宇宙再電離期の観測は21cm線
将来観測では21cm線輝度温度の三次元マップが得られる
!
輝度温度はイオン化バブルの影響で独特な構造をもつ
ミンコフスキー汎関数を用いて幾何学的情報を解析
!
・輝度温度のミンコフスキー汎関数は非ガウス性をもつ
・電離源の質量の違いを反映する
・スピン温度のもたらす再電離以前の構造
!
MFsを用いた再電離期のパラメーター推定
X-ray源のモデルを変化させた場合の解析 (Gyudon ?)
銀河進化と遠方宇宙 2015年 9月7 8日 @神戸市教育会館

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