CMB偏光観測と重力波 服部誠 （東北大学・理・天文）

晴れ上がり期を見通して宇宙創成期を直接観る 1016？ インフラトン？ ４つの力 エネルギー（ギガ電子ボルト） 素粒子論 104 加速器 時間 137億年（現在） 宇宙マイクロ波 背景放射（CMB） 38万年 晴れ上がり ？秒 ビッグバン この図は、下から上へ、宇宙の誕生から現在までの歴史を誕生を強調して描いてます。 原始重力波の発見により、残る？を取り去ることができ、驚くべきことに、ビッグバンの時刻、温度がわかってしまいます。 ＜クリック＞ 素粒子論からみると、これはインフレーションのエネルギーが決まることを意味します。 地上の加速器がいま、直接、到達できるエネルギーの、1兆倍、という超高エネルギーの情報が得られるのです。 究極理論を実験・観測によりテストする時代を開き、素粒子論へのインパクトも、極めて大きいといえます。 原始重力波？ インフレー ション期： 加速度膨張 10-36 秒？

原始重力波検出 CMB DECIGO correlated

宇宙空間を漂う重力波 ＝空間の振動

重力波の二つの独立な偏光 x y ＋モード

重力波の二つの独立な偏光 x y ×モード

CMB偏光の生成 時間 137億年（現在） 38万年 10-36 秒？ CMB強度分布の 四重極モーメントの存在と 電子によるトムソン散乱＠ 2008/2/20 CMB偏光の生成 CMB強度分布の 四重極モーメントの存在と 電子によるトムソン散乱＠ Last scattering surface 電子 時間 137億年（現在） 10-36 秒？ 38万年 理研仙台

偏光状態を特徴づける物理量 Stokes parameters 　δ=0 直線偏光,δ=±π/2　円偏光 x 　y x 　y

直線偏光(V=0)のEモード・Bモード X´ 偏光Eモード 偏光Bモード y 偏光部 波数ベクトル のモードを考える。 波数ベクトル　　　のモードを考える。 X軸が波数ベクトル方向と一致するようにz軸の周りに 角θ座標回転して得られる新しい座標系で偏光測定 偏光Eモード 偏光Bモード

偏光Eモード・Bモードの生成 波数ベクトル のスカラーモード＝重力ポテンシャル揺らぎ ＝CMB温度揺らぎ y xをx’に変換： X´ x 波数ベクトル　　　のスカラーモード＝重力ポテンシャル揺らぎ 　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　＝CMB温度揺らぎ x 　y 疎 密 xをx’に変換： X´ スカラーモードは偏光Eモードのみ生成可能

偏光Eモード・Bモードの生成 波数ベクトル のテンソルモード＝重力波 (X’座標系にて） y ＋モードは 偏光Eモードを生成 x y 波数ベクトル　　　のテンソルモード＝重力波 　　　　(X’座標系にて）　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　 x 　y 疎 密 ＋モードは 偏光Eモードを生成 x 　y 疎 密 ×モードは 偏光Bモードを生成 CMB偏光Bモードを検出すれば、 原始重力波の存在を証明しその振幅・ スペクトルを測定できる。

重力レンズ効果により偏光Eモードから Bモードの生成

Primordial Bモードから引き出せる情報 Scalor-tensor ratio r: E_i energy scale of the inflation epoch Inflationary consistency relation: n_grav power spectrum index of the primordial gravitational waves

Bモード：高まる発見への期待 WMAP 5yrs + BAO + SDSS Pagano-Cooray-Melchiorri-Kamionkowski 2007

Bモードパワースペクトル B-mode: r ~ 0.001 (statistical + instrumental) Horizon size at 晴れ上がり Reionization bump Figure by Yuji Chinone

Simulated Primordial B mode all sky map by Yuji Chinone

Planck However, for B-mode, r ~ 0.1 (no big improvement expected) E-mode up to l ~ 1000 However, for B-mode, r ~ 0.1 (no big improvement expected)

Funded CMB Polarization Experiments ((near) completed: Bicep1, Boomerang, CBI, DASI, Maxipol, QUaD, WMAP, VSA) (Proposed: ACT-POL, SPUD) Name Type/ location Institutions NEQ (mKs) Ell range Frequencies #Detectors Resolution Planck Bolo-HEMT/Space ESA, IAS-Orsay, Bologna + many 80 (@100G) 2-2000 25-1000 22H+32B (# of pol. ch) 8’ Spider Bolo/Balloon CIT/JPL,CITA, CWRU,Stanford 4/3 (@ 96/145G) 2-250 40,90,150,220 ~2000 40’ BICEP2 Bolo/South Pole CIT/JPL,CITA,Stanford 10-250 150 512 Clover Bolo/Chile Cardiff, Oxford, Cambridge, Manchester 12 (@90G) 20-1000 90,150, 225 200-400 10’ QUIET HEMT/Chile Chicago, CIT, JPL, KEK, Manchester, Miami, MPI, Oxford, Princeton, Stanford 12/9 (@ 40/90G) 40,90 119x2 1000x2(P2) EBEX Minn, Berkeley, Brown, Cardiff, Columbia, McGill +8 5 (@150G) 20-1200 150,250,420 1406 PolarBeaR Berkeley,APC, Cardiff,Colorado, Imperial, KEK, McGill,UCSD 10 (@150G) 20-3000 220 1274 3.5’ SPTPOL Chicago,Berkeley, Colorado, CWRU, Davis, JPL, McGill,SAO 14 20-10000 20 1000-2000 1.1’ Everyone except Planck claims r=O(0.01) sensitivity and results in 5 yrs. compiled by Adrian Lee + MH

Bモードパワースペクトル B-mode: r ~ 0.001 (statistical + instrumental) Horizon size at 晴れ上がり Reionization bump Figure by Yuji Chinone

背景放射観測では 観測データからの 前景放射成分の 分離が必要 CMB・前景放射高精度成分分離 前景放射：背景放射以外のすべての天体からの放射の総和 CMB 偏光Bモード シミュレーション ？ 将来の高感度ミリ波偏光観測データ ？ Wバンド 温度揺らぎ ＝ ＋ 前景放射 CMB: 背景放射 シンクロトロン 背景放射観測では 観測データからの 前景放射成分の 分離が必要 ＋ つづいて、前景放射の分離を目的とする計画研究A4についてご説明します。 背景放射以外の、全ての天体からの放射は、前景放射と呼ばれます。 QUIETなどのCMB偏光度観測実験では、観測データから、前景放射を分離することが必要となります。 この計画研究では、天文学の観測情報を総動員して、前景放射の分離を行います。 ＜クリック＞ 目標は、従来より１０倍精度のよい前景成分分離を実現することです。 ダスト ？

QUIET+PolarBear統合解析は 世界一の感度をもつと期待される Verde-Peiris-Jimenez 2005 ポイント： QUIET+PolarBear統合解析は 世界一の感度をもつと期待される

CMB前景放射源としてのコールドダスト 放射強度 COBE/FIRAS

ダストミリ波放射強度分布テンプレート 放射強度 PLANCK Schlegel etal.(1998) ダスト温度分布 COBE/DIRBE IRAS Schlegel etal. (1998)

ダスト偏光放射テンプレート作成にとっての「あかり」の重要性 放射強度

Planck Provide Unique data for dust components separation E-mode up to

Goal for future CMB satellite

　　　LiteBIRD (日本+米国） Lite (light) Satellite for the studies of B-mode polarization and Inflation from cosmic background Radiation Detection Leader: M.Hazumi (KEK) 2008年9月 小型科学衛星WGとして承認 Small is beautiful ! JAXA独自の冷却技術でCryostatなし。軽量化（EPICの約1/3）を目指す The entire satellite will be in a big cryochamber for testing.

小型 ＣＭＢ衛星 原始重力波検出感度 QUIET　+ PolarBeaR Planck 角度分解能 CMB観測プロジェクトの特色

様々なインフレーションモデルのBモードパワースペクトルとLiteBIRD、QUIET+PolarBear、Planckの予想感度

Foreground removal Delensingも含めて r=T/S=0.01なら対処できる。r=0.001を 狙うためのスタディーが進行中（まずはPlanckの結果が重要）。 我々独自の戦略でr=0.001 に挑戦中。

まとめ Primordial CMB B mode polarization 観測による原始重力波の間接検出は、 インフレーションモデルを検証し、 その時期のエネルギースケールを決定する重要課題である。 現在は地上観測が盛んに推進されており、近い将来の実現を目指した人工衛星計画も着実に推進されている。 更なる高い感度でのBモード検出実現のためには 観測装置の感度・性能向上を図るとともに、 前景放射成分の分離精度向上も図る必要がある。

ダスト偏光放射分布測定の現状 FWHM=9.2°Gaussian window でスムージングしてWMAP のテンプレートとする。 Heiles によりコンパイルされた星偏光分布 9286個、⊿P～0.03-0.4%

ダストポジションアングルとシンクロトロン偏光方向との相関 -1 Z 1 WMAP　Kバンド偏光測定分布

前景放射偏光テンプレート高精度化 銀河系磁場構造モデルの高精度化 現モデルlogarithmic spiral arm シンクロトロンスペクトル空間分布の詳細決定 ダストミリ波放射強度分布の高精度化 ダスト偏光分布の高精度化 　　　偏光度・偏光方向空間分布1度角での測定 　　　偏光度の周波数分布も気にすべき？ Anomalous emission が偏光しているのかどうか判定

期待されるVバンド星偏光度分布 Archeops 143, 217, 343, 545GHz （１）銀河系ダストの 大半の後ろの星 （２）1度角に一個 星が欲しい *QUIET 15度角 0.05% 1.5% Catalogue Magnitude Full Sky δ> −24◦ 　δ> −24◦　（|b| > 10◦） GGSS 9 < V < 10 216 　178 　146 GGSS 　　10 < V < 11 　　　　2039 　　1457 　　1121 Tycho 　　9 < V < 10 　　　　61871 　　36880 　28977 Tycho 　　10 < V < 11　　　 141065 　82509 　　62541

成分分離研究分野の現状 我々が採用する手法： 階層ベイズ法 事前情報の精度が 分離精度を決める

階層ベイズ法を用いた成分分離実施シミュレーション CMB温度揺らぎ＋シンクロトロン Input data 30 GHz Number of data ～200000 Number of parameter～150000 70 GHz Noise: 10µK 44 GHz 100 GHz 2008/02/05 修士論文 発表会

初期条件 事前情報なし＝最尤推定での結果 2008/02/05 修士論文 発表会

Combined Prior 結果 MAP DIF CMB A INDEX 2008/02/05 修士論文 発表会

分離結果の統計的良さの定量判定 Basic: only spectral index prior was used 分散を計算すればよかった。 Histogramを書くと確かに左の場合の方が事後確率分布の分散が小さい。

Cl Posterior [combined prior] 1σ 2σ 3σ 結論の前に、 Our template free methods works at least up to l=50 2008/02/05 修士論文 発表会