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Dragan Huterer (Chicago)
宇宙の大規模構造の赤方偏移進化 高田 昌広(東北大) 共同研究者 二間瀬敏史(東北大) 小松英一郎(UT,Austin) Bhuvnesh Jain (UPenn) Mike Jarvis (UPenn) Dragan Huterer (Chicago)
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大規模構造形成 Perturbed FRW Metric @z<1000
Linear theory for mass fluctuation growth Einstein GR + Boltzmann eqns. Note: Even if />>1, <<1 holds to good approximation (Futamase 1996). Modes with different k evolve independently; all modes evolve at the same rate.
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構造形成史(Growth Rate の測定)
Pi(k)=Askn の精密測定を与える。 WMAPはAsを~10%の精度で測定。 Planck(2007)はAsを~%の精度。 Growth Rateは密度ゆらぎが低赤方偏移までどの位成長したかを表す量： e.g., D(z=0)~1000 Dark Energyは成長を抑制 D(z)の測定は距離やハッブル膨張によるＤＥの制限と相補的 Modified GravityもD(z)を変更 H(z)+D(z) の測定は宇宙論的スケールに於ける ＧＲ test 質量を持つ背景ニュートリノもD(z)を変更
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Growth Rate z=1000, CMB FMOS/WFMOS WGL
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宇宙論的銀河サーベイ 分光サーベイ(Redshift Survey) 撮像サーベイ(Imaging Survey)
Can obtain 3D information of galaxies: (z,) Best suited for measuring P(k) Observationally expensive (多天体分光) SDSS, 2dF, FMOS, HETDEX, WFMOS….. 撮像サーベイ(Imaging Survey) Can obtain 2D position info of many galaxies with one shot 重力レンズサーベイ、銀河角度パワースペクトル ＋多色データ擬3次元データ： e.g., Weak lensing tomography Subaru CS Survey, Dark Energy Survey, SNAP, LSST ….. flux wavelength
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I: 宇宙論的な重力レンズ効果 -- Cosmic Shear
遠方銀河像に対する大規模構造による歪み効果 source observer 銀河のバイアス不定性に依らない 非常に精密な理論モデルを構築可能
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Cosmic Shearの測定方法 より多数の銀河が必要撮像サーベイが最適 広視野・多色・広領域のサーベイ
相関関数 (パワースペクトル) より多数の銀河が必要撮像サーベイが最適 広視野・多色・広領域のサーベイ
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CSシグナルの宇宙論的意義 Lensing efficiency function WGL: Mass clustering part:
For a source galaxy at zS Lensing efficiency function WGL: 角径距離に依存し、ダークエネルギーに敏感 銀河の赤方偏移分布に依存する Mass clustering part: 密度ゆらぎの振幅パラメータ(As or 8)に敏感 密度ゆらぎの成長率はダークエネルギーや質量を持つニュートリノによって変更をうける 密度ゆらぎの統計的性質は、初期宇宙の情報を与える(e.g., Inflation model)
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Current state of the art
Jarvis et al. (2005) CTIO(4m, 96-00) 75 deg2 <z>~0.6 ng~8/arcmin2 青：観測(E-mode) 赤：観測(B-mode) 黒実線： best-fit
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Cosmological constraints: WL+CMB+SN (Jarvis et al. 2005)
Consistent with CDM with cosmological constant (w=-1)
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Constraining MOND with WL
(MT & Jain 2005 in prep.) DGP model (Dvali, Gabadadze & Porrati 2000) 4D brane world embedded in a 5D Minkowski spacetime r0=Mpl2/2M3~1/H0 : r<<r_0, Newtonian； GR, r>>r_0 1/r^2 force Consistent with CMB and SN (Deffayet et al. 2002) Growth rate for DGP model (Lue, Scoccimarro & Starkman 2004) m1, Growth Rate Einstein GR Existing WL constraints can reject the GDP model?
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Growth Rate z=1000, CMB FMOS/WFMOS WGL
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Cluster (Allen et al. 2004) CTIO+WMAP Preliminary!
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Cluster (Allen et al. 2004) WL favors higher Omega_m
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Massive Neutrinos Neutrino oscillation experiments (Kamiokande, SK, SNO, Kamland) Solar neutrinos: Atmospheric neutrinos: mtot>0.06 eV LSND anomaly: 0.2<m2<10eV2 m>0.4eV Direct experiment: e<~3eV Galaxy Survey + CMB (Spergel et al.): mtot<0.6 eV mtot>0.11 eV mtot>0.06 eV
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Massive Neutrino Effect on LSS
ニュートリノはＣＭＢ光子に次いで大量にある ニュートリノのジーンズ波長(free-streaming scale) m=cdm+b+ : CMB observable (Bond, Efstathiou & Silk 1980) (ｆだけで決まる) < fs > fs CDM CDM ニュートリノ揺らぎはＣＤＭと共に成長 ＣＤＭ揺らぎの成長は抑制
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P(k) 例えば、 High-Redshift Survey
4<z<6, s=300 deg2, Vs=1.3 h-3Gpc3 SDSS: 0.2<z<0.4, s=3800 deg2, Vs=0.72 h-3Gpc3
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Forecasts (MT, Komatsu, Futamase 2005 soon) High-z Survey with AP test
If mtot>0.03eV, 300deg^2 survey can detect the neutrino mass at 1-sigma. >N.O. lower limit Can constrain N
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Constraining shape of P(k): ns and
(n)=0.003 ()= (n)=0.006 ()=0.007 for Planck
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Summary Measuring the growth rate of mass fluctuations can be a new window of cosmology; DE, alt gravity, massive neutrinos A new idea of alternative gravity can be tested with future galaxy survey data (5-10 years) Weak gravitational lensing can directly measure statistical properties of mass fluctuations, providing strong constraints on P(k) and DE. Galaxy redshift survey can be used to put strong constraints on total neutrino mass and N_nu.
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SN CMB LCDM DGP Flat DGP DGP r m m
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Growth Rate for GDP vs LCDM
Same expansion rate: H(z)
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Prospect No Tomography SNとWLTは相補的
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