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, ２ｄ F ）、超新星、他　

● 斥力

NASA

●ダークエネルギーエネルギー密度　　　　　圧力

XXP

状態方程式 w

XX wP

w=-1 ：宇宙定数

エネルギー保存

Pa

a

3

)1(3 wX a .)( constw

宇宙定数をより一般化 　　（時間変化する）

a : scale factor

加速膨張のための条件

033

4 XX P

a

a より

3

1w

● ダークエネルギーの状態方程式ｗ　　の観測的制限

SNLS : the Supernova Legacy Survey （ Astier et al. 2006 ）

mag

nit

ud

e

（ Astier et al. 2005 ）

SNLS : the Supernova Legacy Survey

In flat universe

%)68(1.00.1 w

SD

SS

ダー

クエ

ネル

ギー

の　

　状

態方

程式

WMAP 3yr results （ Spergel et al. 2006 ）

06.1w

WMAP+2dF+SDSS+SN

08.013.0

現時点で既に１０％くらいで決まっている

● 将来の制限

SNAP （ JDEM ）

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

)1(2)( 0 awwzw

11.0,05.00 ww

SN+WL, flat universe model を仮定

（ Albert et al. 2005 ）

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）

チャープシグナルから、直接決定・ 距離

・ 赤方偏移host galaxy, host quasar を特定角度分解能　～ 10arcmin （１台）　　　　　　　　　～ 10arcsec （３台）

at z=1

luminosity distance

z

L zH

zdzzD

0 )()1()(

zwwwXXMM ezzzHzH 110 3)1(3232

02 )1()1(1)1()(

M X

zwwzzPzw ww 10)()()(

: matter density 　 : dark energy density 　

: dark energy の状態方程式

3.01 wm 10 w MpcskmH //70001wdefault value :

角度平均でルート５倍悪くなる

（瀬戸さん）

感度曲線

L2/3

5/6CZ

2/1

D96

5

Ｍ

A

)(6/7)(~ fiefAfh

1

： 連星の方向・傾き、検出器の運動の関数

重力波振幅のファクターの不定性　（瀬戸さん）

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

計算結果にはファクターの不定性ある

CZM: redshifted chirp mass

・ SN2

2 (f)h~

Sn(f)

df4SN

・距離の決定精度

：ノイズ曲線

confusion noise なし

1

SND

D

)( fSn

連星までの距離の決定精度　

１０％程度 at z=1　 で決定

超新星と同程度

1

SND

D

136101 yrMpc(Kalogera et al. 2004 ）

年間　　　　個程度の合体が DECIGO で観測される

5410

パラメター決定精度が　　　　　　　　　 程度良くなる

54101

32 1010

多くの中性子星連星からのシグナルが受かる場合

合体率

(RT & Nakamura 2004)

合体イベントの数

ダークエネルギーのパラメターの決定精度

どれだけ遠方の源を検出するか

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

状態方程式 w = const. のとき

11

00

lnlnlnlnw

dw

Ddw

dw

Dd

d

Dd

d

Dd

D

D LLw

w

Lm

m

L

L

L

Luminosity distance の宇宙パラメター依存性

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

絶対光度

超新星　　　　　　　　中性子星連星

　近傍の観測からの　　　　経験則　　　　　

相対論

イベント数 年間２０００個　 （ SNAP ）

年間　　 個 （ DECIGO ）

5410

距離の決定精度 約１０％　　　　　　　　　 　 約１０％　 at z=1

母銀河の特定　　　　 簡単？　　

その他　 ダスト減光による　　　不定性

物質による吸収・散乱 は無視

１台では厳しい複数台あれば可能？

＜

＜

＜

～～

＞

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　　　　　　　　　　　　　　 で決定

・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

%1,, wwm

SNAP よりいいかも

Doppler phase

sun

source

vf 1

vf 1

blue sift

red sift

◆ 角度分解能　（検出器１台）

SS , SSD TtRff 2cossin2)(

波形)()(

~)(

~ fiD

Defhfh

: source の方向

AUR 1 yrT 1

周波数に加わる１年周期のドップラーシフト

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

検出器が３台の場合

(Seto 2002; Crowder & Cornish 2005)

2/3

CZCZ

Z5/3-CZCC f

4

11

336

743

9

201fM8

4

3

4--tf2(f) Ｍ

Ｍ

L2/3

5/6CZ

2/1

D96

5

Ｍ

A

2. 重力波波形質量　　　 at redshift z の連星

2,1Ｍ

Inspiral waveform with restricted 1PN approximation

)(6/7)(~ fiefAfh

（ Cutler & Flanagan 1994 ）

： coalescence time, phaseCC ,t z1MMMMM -1/5

213/5

21CZ ： redshifted chirp mass

2121Z MM1MM z ： redshifted reduced mass

LD : luminosity distance

1/2

ii1-

i

ji

(f)h

~(f)h

~

Sn(f)

dfRe4 DD

ij: Fisher matrix

・ SN2

D2 (f)h

~

Sn(f)

df4SN

・パラメーターの決定精度 (f)h

~D は７つのパラメーターに依る S ,,,t,,M,D SCCZCZLi

i の決定精度

：ノイズ曲線)(Snｆ

LISA type と FP type で比較

confusion noise なし

計算結果は１台の場合

中性子星連星には、 FP type の方が適している

無次元

のfSnh

equal mass binary連星の質量を変えた場合の SN

角度分解能source redshift z=1, 1yr obs.

FP-type LISA-type

1.4+1.4Msun ～ 10min 10min-1deg 　　　　　　　　　　 ～ 10sec 　 1-10min 　　３台

10 +10 Msun ～ 1deg 1-10min 2 　 　　 2

10 +10 Msun 1-10deg 1-10min 3 　 　　 3

D

Dsec

M

MSN

Z

Z

CZ

CZ

　 　）（ｔ　 　　 　 　　 　 　角度分解能 ｄ

10 +10 Msun 594 1-10min 1.4e-7 3.7e-5 0.15 1.7e-3 626 ~1deg 1.2e-6 5.8e-5 2.9 1.6e-3

2 　 　　 2

10 +10 Msun 4457 1-10min 1.1e-7 1.0e-5 0.22 2.2e-4 3907 1-10deg 4.4e-6 7.2e-5 10.8 2.6e-4

3 　 　　 3

source redshift z=1, 1yr obs.

上段： LISA type 下段： FP type

決定精度の表

1.4+1.4 Msun 3.2 10min-1deg 8.0e-7 1.2e-3 0.60 0.31 1-10min （３台） 18 ~10min 1.3e-7 1.6e-4 0.21 5.7e-2 ~10sec 　（３台）

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　　　　　　　　　　　　　　 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

%1,, wwm