表紙.

Presentation on theme: "表紙."— Presentation transcript:

1 表紙

2 インフレーションと バックグラウンド重力波 大阪大学理学研究科 作成　横山順一 代読　瀬戸直樹

3 f=0.1Hzの宇宙論的意義 現在の波長 このスケールがホライズンに入ったのは の初期宇宙
このスケールがホライズンに入ったのは　　　　　　　　　　の初期宇宙 それから現在までにスケールファクターは　　　　　　倍になっている。

4 インフレーション 初期宇宙のインフレーション：宇宙の一様等方化 緩慢な時間発展をするスカラー場の ポテンシァルエネルギー（宇宙が膨張
してもエネルギー密度が減衰しない） によってインフレーションが起こる Chaotic Inflation New Inflation 振動のエネルギーが熱化し、 再加熱:　hot big bang 宇宙へ Slow-roll近似 加速的膨張により、非一様性が引き延ばされ、 曲率半径も指数関数的に大きくなる。

5 インフレーションによる密度・曲率揺らぎの生成
古典解は　　　　　　　　　、 のようになるが、実際には量子揺らぎ により、場の進化は一様でなく、場所に 依存したズレが現れる。 Chaotic Inflation New 曲率揺らぎ

6 量子揺らぎの性質 インフレーションを起こすスカラー場Φ の量子的性質～
インフレーションを起こすスカラー場Φ　の量子的性質～ De Sitter時空に於けるmassless scalar field の振る舞い モード関数は より、 とかける。 長波長域で一定。

7 量子揺らぎの性質 を用い、対数（周）波数間隔 すなわち で積分すると という波数によらない値になる。
を用い、対数（周）波数間隔　　　　　すなわち で積分すると という波数によらない値になる。 Hubble time 毎に、初期波長～　　、　振幅　　　　　　　　の 揺らぎが次々と生成し、宇宙膨張によって引き延ばされていく

8 重力波モードの量子揺らぎ テンソル型線型摂動 と展開すると、 はmassless scalar場としてふるまう。（ は偏極 ）
したがって、　　　　　　　　　　　　　　　　　となり、対数周波数あたりの 振幅は となり、 これは振動数によらない振幅を持つ。 Hはインフレーション中のハッブルパラメタ。 Hubble time 毎に、初期波長～　　、　振幅　　　　　　　　の 揺らぎが次々と生成し、宇宙膨張によって引き延ばされていく

9 インフレーション宇宙におけるスケールの進化
scale H-1 Hubble horizon 図の波長の重力波の振幅 は波長がホライズンより長 い、　　から　　の間は一定 Radiation dominant 波長 波長がホライズンに入った 後はスケールファクターに 反比例して振幅は小さくなる inflation H-1 Matter dominant time 現在の振幅は

10 このようなテンソル揺らぎは宇宙背景輻射の非等方性を
　　　　　　　　　　　　　　　　　　　程度もたらす。 COBEの制限は　　　　　　　　　　　である。 まであってもよい。

11 現実的なインフレーションモデルでどれくらいできるか
Chaotic Inflation New Chaotic　Inflation：密度揺らぎの 振幅からHが決まってしまう。 New Inflation： Coleman-Weinberg型ポテンシァル：　不定である。 Double-wellポテンシァル 最大で　　　　　　　　　　　程度までできる。 その際密度揺らぎのスペクトル指数が１より小さくなる

12 すぐにみつかるだろう (Chaotic inflationの方がもっとも らしいから） CMBから許される上限
New inflationの上限

13 その宇宙論的意義 Cosmic inversion計画*や大域構造から揺らぎの初期スペクトルが
求められるのは20～1000Mpcスケールだけである。 インフレーションのポテンシァルに対する情報も限られる。 これらのスケールがインフレーション中にホライズン を出る間に、インフラトンΦはプランクスケール程度 変化しているので、これは素粒子論に大きな知見を 与える。 Decigoによって　　　　　　　スケールのことがわかるということは インフレーションのポテンシァルを再構成することに大きな意義を 持つ。 *CMB揺らぎからの初期スペクトル再構成：松宮佐々木横山Phys. Rev. D65(2002)083003

14 しかしもちろん、それ以外のstochastic backgroundがないことが前提である。
Astrophysical sourcesからのバックグラウンド： WD-WDバイナリ、NS-NSバイナリから。0.1Hz域に寄与する数は 少ないので分離できるだろう。(Schneider et al 2000) Cosmic stringsからの重力波： 線密度μと相転移のスケー ルvは　　　　　　　　を満たし、 重力波のエネルギー密度は 周波数によらず、なんと にもなる。 もし、　　　　　　　にストリング ができたとすると、そちらの 重力波が凌駕する。 CMBから許される上限 Chaotic inflationの予言 New inflationの上限

15 縮退した真空*を持つスカラー場が一様化する際に放出する重力波： (*flat direction)
(Krauss　92） ならインフレーションの重力波を凌駕する。 Chaotic inflationの予言 New inflationの上限

16 これらはむしろ積極的にとらえるべきで、 仮にこの感度で有意な検出がなかったとしたら、、、 で生成するローカルストリングを棄却できる。
のflat directionを持ったスカラー場の相転移 を禁止できる。

17 DECIGOは宇宙論に大きなインパクトを与える。
と素粒子物理 これくらい感度が良くなると、もはや 「重力相互作用は弱いから、その影響は見えない」 などと暢気なことは言えなくなる。

18