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 状態方程式 w 加速膨張のための条件 より エネルギー密度 圧力 宇宙定数をより一般化 w=-1 ：宇宙定数 エネルギー密度　　　　　圧力 宇宙定数をより一般化 　　（時間変化する） 状態方程式 w エネルギー保存 a : scale factor w=-1 ：宇宙定数 加速膨張のための条件 より

の観測的制限 ● ダークエネルギーの状態方程式ｗ magnitude SNLS : the Supernova Legacy Survey 　　の観測的制限 SNLS : the Supernova Legacy Survey （Astier et al. 2006） magnitude

（Astier et al. 2005） In flat universe ダークエネルギーの 状態方程式 SNLS : the Supernova Legacy Survey （Astier et al. 2005） In flat universe ダークエネルギーの 　　状態方程式 SDSS

現時点で既に１０％くらいで決まっている WMAP 3yr results （Spergel et al. 2006） WMAP+2dF+SDSS+SN 現時点で既に１０％くらいで決まっている

● 将来の制限 SNAP（JDEM） 数％くらいで決まる スペース望遠鏡 超新星 年間２０００個 Weak lensing （銀河のゆがみ） （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 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 （１台） 　　　　　　　　　～10arcsec （３台） at z=1

luminosity distance : matter density : dark energy density default value :

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） 重力波振幅のファクターの不定性　（瀬戸さん） : 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 計算結果にはファクターの不定性ある

・SN ：ノイズ曲線 confusion noise なし ・距離の決定精度

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

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 合体イベントの数 (Kalogera et al. 2004） 年間　　　　個程度の合体が 　DECIGOで観測される パラメター決定精度が 　　　　　　　　　 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 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 中性子星連星 ～ ～ 近傍の観測からの 経験則 相対論 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 絶対光度 年間２０００個 　 （SNAP） ＜ 年間　　 個 （DECIGO） イベント数 ～ 距離の決定精度 約１０％　　　　　　　　　 　 約１０％　at z=1 ～ １台では厳しい 複数台あれば可能？ ＞ 母銀河の特定　　　　 簡単？　　 ダスト減光による 　　　不定性 物質による吸収・散乱 は無視 その他　 ＜

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 　　　　　　　　　　　　　　 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 SNAP よりいいかも

◆ 角度分解能 （検出器１台） Doppler phase 周波数に加わる１年周期のドップラーシフト blue sift sun ◆ 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 sun red sift Doppler phase : source の方向 波形

検出器が３台の場合 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 sun (Seto 2002; Crowder & Cornish 2005)

2. 重力波波形 質量 at redshift z の連星 Inspiral waveform with restricted 1PN approximation （Cutler & Flanagan 1994） ：coalescence time, phase ：redshifted chirp mass ：redshifted reduced mass : luminosity distance

・SN ・パラメーターの決定精度 計算結果は１台の場合 ：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 は７つのパラメーターに依る の決定精度 : Fisher matrix 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 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. FP-type LISA-type 1.4+1.4Msun ～10min 10min-1deg 　　　　　　　　　　 ～10sec 　 1-10min 　　３台 2　 　　 2 10 +10 Msun ～1deg 1-10min 3　 　　 3 10 +10 Msun 1-10deg 1-10min

決定精度の表 source redshift z=1, 1yr obs. 上段：LISA type 下段：FP type 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） 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 3　 　　 3 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

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