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）.

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1 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）

2 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

3 ●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

4 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

5 （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

6 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

7 ● 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

8 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

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

10 感度曲線 角度平均でルート５倍悪くなる （瀬戸さん）

11 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

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

13 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

14 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)

15 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

16 状態方程式 w = const. のとき

17 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

18 ＜ ＜ ＞ ＜ ● 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　 ＜

19 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

20 ◆ 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

21 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)

22 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

23 ・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

24 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

25 連星の質量を変えた場合のSN equal mass binary

26 角度分解能 source redshift z=1, 1yr obs. FP-type LISA-type
Msun ～10min min-1deg 　　　　　　　　　　 ～10sec 　 1-10min 　　３台 2　 　　 2 Msun ～1deg min 3　 　　 3 Msun deg min

27 決定精度の表 source redshift z=1, 1yr obs. 上段：LISA type 下段：FP type
Msun min-1deg 8.0e e 1-10min （３台） ~10min e e e-2 ~10sec 　（３台） Msun min e e e-3 ~1deg e e e-3 2　 　　 2 3　 　　 3 Msun min e e e-4 deg e e e-4

28 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