より現実的な サイエンスの検討に向けて 高橋慶太郎 熊本大学 ２月２０日

Presentation on theme: "より現実的な サイエンスの検討に向けて 高橋慶太郎 熊本大学 ２月２０日"— Presentation transcript:

1 より現実的な サイエンスの検討に向けて 高橋慶太郎 熊本大学 ２月２０日
Good morning, my name is Keitaro Takahashi from Nagoya University, Japan. Today I’ll be talking about how we can measure extragalactic magnetic fields by gamma-ray echo from TeV sources. 高橋慶太郎 熊本大学 ２月２０日

2 Optimum Frequency Range for SKA1-lo ３、SKA memo 142:
目次 １、イントロダクション ２、SKA memo 141: 　　Optimum Frequency Range for SKA1-lo ３、SKA memo 142: 　　Optimum Frequency Range for PAF Good morning, my name is Keitaro Takahashi from Nagoya University, Japan. Today I’ll be talking about how we can measure extragalactic magnetic fields by gamma-ray echo from TeV sources.

3 Optimum Frequency Range for SKA1-lo ３、SKA memo 142:
目次 １、イントロダクション ２、SKA memo 141: 　　Optimum Frequency Range for SKA1-lo ３、SKA memo 142: 　　Optimum Frequency Range for PAF Good morning, my name is Keitaro Takahashi from Nagoya University, Japan. Today I’ll be talking about how we can measure extragalactic magnetic fields by gamma-ray echo from TeV sources.

4 Design Reference Mission
Phase 1について、 サイエンスからSKAの スペックについての要望が “Design Reference Mission” においてなされた。 → ２年前に紹介 Good morning, my name is Keitaro Takahashi from Nagoya University, Japan. Today I’ll be talking about how we can measure extragalactic magnetic fields by gamma-ray echo from TeV sources.

5 ・周波数ごとに分解するとtomographyができる
・輝度温度はせいぜい10mKほど ・phase 1ではイメージが取れる感度が十分でないので 　power spectrumで統計的に調べる ・full SKAならイメージが取れるかも

6 Scientific Requirements
シミュレーションによると1’-2’の 分解能（2Mpc comoving）がないと 10mKというピークが見えない。 分解能が5’程度になるとピークは 3mKくらいになってしまう。 S/Nとcosmic varianceより

7 Technical Requirements
干渉計 分解能 = 波長/基線長 視野 = 波長/アンテナ口径

8 再イオン化前の電波源 （GRB、クェーサーなど）の 21-cm forestを見ることで 再イオン化のプロセスを探る。 このあたりが
ざくざく削られる この辺で何かできそうな アイデアが（井上さんに） あり？ Inoue, Omukai & Ciardi, 2007

9 Scientific Requirements
いろいろな研究の中での 下限に近いもの

10 Technical Requirements
視野の中に余分な明るい源が入っていると、目的の 源のスペクトルにまぎれ込んでくる。例えば 視野10 deg2、 周波数150MHz (z=8)を考える。 7C source countsによるとこの大きさの視野だと 平均的には4.3Jy程度の明るさの邪魔な源がある。 一方21-cm forestに使う源の明るさ15mJyとすると （Carilli et al., 2002）、optical depth 0.001を 検出するにはspectral dynamic rangeは54dBでないと いけない。さらに5σdetectionを課すと+7dBで 合計61dBとなる。

11 要望のまとめ Good morning, my name is Keitaro Takahashi from Nagoya University, Japan. Today I’ll be talking about how we can measure extragalactic magnetic fields by gamma-ray echo from TeV sources.

12 このトークの目的 ・engineeringから国際SWGへの要請 ‐現在の技術とサイエンスからの要望には ギャップがある
　‐現在の技術とサイエンスからの要望には 　　ギャップがある 　‐技術開発は続けるが、万が一進展がなく 　　現状の技術で建設せざるを得なくなった場合 　　どのような仕様にすべきか 　→ 昨年国際SWGで議論された 　→ Magnificent Memo (SKA memo 141, 142) ・国内においても「何でもできるSKA」ではなく 　「現実的なセットアップのもとで何が可能か？」 　を検討すべきとの声が多い Good morning, my name is Keitaro Takahashi from Nagoya University, Japan. Today I’ll be talking about how we can measure extragalactic magnetic fields by gamma-ray echo from TeV sources. 今回は周波数帯域に関する２つのメモの紹介をし、 「現実的なサイエンス」を考える土台とする

13 Optimum Frequency Range for SKA1-lo ３、SKA memo 142:
目次 １、イントロダクション ２、SKA memo 141: 　　Optimum Frequency Range for SKA1-lo ３、SKA memo 142: 　　Optimum Frequency Range for PAF Good morning, my name is Keitaro Takahashi from Nagoya University, Japan. Today I’ll be talking about how we can measure extragalactic magnetic fields by gamma-ray echo from TeV sources.

14 文書の背景 SKA1-low ・sparse aperture array ・計画：70-450MHz (goal: 50-450MHz)
　→ dynamic range 6.4:1 (goal 9:1)が必要 ・現在の技術では3.5:1程度 ・技術が現状と変わらないとして、どの周波数帯を選ぶ？ ・SKA1 Key Scienceを中心に考える 　‐HI (EoR, 21cm forest, galaxy evolution) 　‐pulsar（相対論の検証、重力波観測、核物質） （‐magnetism, astrobiology, transients） Good morning, my name is Keitaro Takahashi from Nagoya University, Japan. Today I’ll be talking about how we can measure extragalactic magnetic fields by gamma-ray echo from TeV sources.

15 EoR z～200 ・ガスとCMBがdecouple ・TSはTKにしたがう ・HIはCMBの吸収として 見える z～50
　　見える z～50 　・原子の衝突頻度が減る 　・TSは再びTCMBへ z～35 EoRの始まり？ z～5 EoRの完了 赤方偏移したHI (1420MHz)： z=5-35を見ようとすると dynamic rangeは6:1になる。 もっと狭めないと・・・。 Good morning, my name is Keitaro Takahashi from Nagoya University, Japan. Today I’ll be talking about how we can measure extragalactic magnetic fields by gamma-ray echo from TeV sources. Pritchard & Loeb (2008)を 見ると5.6 < z < 25くらいが妥当 → MHz これでも4:1だが。

16 もう少し欲張ると 標準的には54-215MHzでいいが、周辺帯域も面白い。 ・原始磁場：z～50で磁場拡散やMHD乱流の
　散逸による加熱（Schleicher et al. 2009） 　→ 30MHz ・z=5でも中性水素がpatchで10%ほど残っている 　(Mesinger 2010) 　→ 240MHz ・標準物理の枠内で極端なLy-αやＸ線について 　パラメータを取るとz=35あたりから吸収が観測できる？ 　→ 40MHz ・大スケールと小スケールのcouplingにより、 　z>20で明るくなる？(Tseliakhovich & Hirata 2010) 　→ 70MHz Good morning, my name is Keitaro Takahashi from Nagoya University, Japan. Today I’ll be talking about how we can measure extragalactic magnetic fields by gamma-ray echo from TeV sources. 40-240MHz (z=5-35)も感度は落ちるとはいえ ある程度観測できて欲しい。

17 galaxy evolution via HI absorption
21cm forest 再イオン化よりずっと前の電波源が中性水素から 吸収を受ける 　高周波：z = 5まで見たいので高周波は240MHz 　低周波：ソースがどこまでhigh zにあるかわからないが 　　　　　できるだけhigh zまで見たい 　dynamic range 3.5:1 　→ MHz (z=5-19) galaxy evolution via HI absorption 再イオン化後から現在までの銀河の進化を見る 　高周波：SKA-lowは最大でも450MHz (z=2) 　低周波：そんなにhigh zでなくてもよい 　dynamic range 3.5:1 　→ MHz (z=2-10) Good morning, my name is Keitaro Takahashi from Nagoya University, Japan. Today I’ll be talking about how we can measure extragalactic magnetic fields by gamma-ray echo from TeV sources.

18 continuum survey 銀河進化 ・銀河放射は星形成量の目安 ・QSOはダストに隠されない → 星形成とQSOの関係、進化 宇宙論
SKADS Simulated Sky continuum survey 銀河進化 　・銀河放射は星形成量の目安 　・QSOはダストに隠されない 　→ 星形成とQSOの関係、進化 宇宙論 　・イメージ → weak lensing 　・CMBとの相関 → ISW 　→ 宇宙論パラメータ 考慮すべきこと 　・視野 (survey speed) ∝f-1 　・明るさ（星形成銀河・暗いAGN）∝f-0.7 　・角度分解能∝f (450MHz → 0.7arcsec → 5.5kpc at z=1) 　・confusion → 高周波の方が有利 Good morning, my name is Keitaro Takahashi from Nagoya University, Japan. Today I’ll be talking about how we can measure extragalactic magnetic fields by gamma-ray echo from TeV sources. SKA-lowはconfusion limitedなので高周波が圧倒的に有利

19 コメント 我々の扱うテーマだけでも利益相反する。 ・EoR優先なら銀河進化、宇宙論は？ ・銀河進化、宇宙論優先ならEoRは？
　・両方それなりにやる？ SKAの他のサイエンスも組み合わせると さらに複雑になる。 Good morning, my name is Keitaro Takahashi from Nagoya University, Japan. Today I’ll be talking about how we can measure extragalactic magnetic fields by gamma-ray echo from TeV sources.

20 パルサー 相対論の検証：ultra-relativistic pulsar
重力波観測：stable, high-precision millisecond pulsar →　たくさんパルサーを見つけていいものを厳選 　・パルサーの明るさ∝f-1.6 　・ノイズの大きさ∝f-2.6 　・ISMによる分散、散乱∝f-3.9 　・広帯域観測∝f Figure of Merit Good morning, my name is Keitaro Takahashi from Nagoya University, Japan. Today I’ll be talking about how we can measure extragalactic magnetic fields by gamma-ray echo from TeV sources. 高周波が圧倒的に有利

21 ・何を優先するか ・優先されなくてもどの程度できるか ・SKA-midまで考えると・・・
Good morning, my name is Keitaro Takahashi from Nagoya University, Japan. Today I’ll be talking about how we can measure extragalactic magnetic fields by gamma-ray echo from TeV sources. ・何を優先するか ・優先されなくてもどの程度できるか ・SKA-midまで考えると・・・

22 Optimum Frequency Range for SKA1-lo ３、SKA memo 142:
目次 １、イントロダクション ２、SKA memo 141: 　　Optimum Frequency Range for SKA1-lo ３、SKA memo 142: 　　Optimum Frequency Range for PAF Good morning, my name is Keitaro Takahashi from Nagoya University, Japan. Today I’ll be talking about how we can measure extragalactic magnetic fields by gamma-ray echo from TeV sources.

23 Phased Array Feed AIP (Advanced Instrumentation Program)
SKA 2から組み込むかもしれない先進的技術 （全てSKA-midに対応） ・PAF (Phased Array Feed) 　‐dishに取り付ける 　‐広視野、同時多天体観測 → サーベイ効率Up 　‐ASKAPに搭載 ・ultra-wideband single pixel feed 　‐広帯域 　‐MeerKATに搭載 　‐日本の重点項目 ・dense aperture array 　‐stand alone 　‐広視野 Good morning, my name is Keitaro Takahashi from Nagoya University, Japan. Today I’ll be talking about how we can measure extragalactic magnetic fields by gamma-ray echo from TeV sources.

24 PAFの最適な周波数帯 phase 2のSKA-midの周波数帯域：0.45 - 10 GHz
現在のPAFのfrequency dynamic range: 2.5:1 → 技術進歩がなかったらどの周波数帯がよいか？ → phase 2のサーベイに関するサイエンス 　 ・rotation measure survey 　 ・pulsar survey 　 ・continuum survey 　 ・HI survey Good morning, my name is Keitaro Takahashi from Nagoya University, Japan. Today I’ll be talking about how we can measure extragalactic magnetic fields by gamma-ray echo from TeV sources.

25 continuum survey 考慮すべきこと ・視野 (survey speed) ∝f-0
　・明るさ（星形成銀河・暗いAGN）∝f-0.7 　・角度分解能∝f 　・confusion → 高周波ではあまり重要でない 　→ sensitivityと角度分解能のtrade-off 　・SKA 1: baseline = 200km 　　→ GHz → 2 z=1 　　→ 1.4 GHz周辺がよい 　・SKA 2: baseline = 3000km 　　→ GHz → 0.1 z=1 　　→ もっと低周波（0.7 GHz）でよい Good morning, my name is Keitaro Takahashi from Nagoya University, Japan. Today I’ll be talking about how we can measure extragalactic magnetic fields by gamma-ray echo from TeV sources.

26 HI survey HI emission → zがわかる ・銀河の中性水素の進化 ・BAOでdark energy ・大規模構造マッピング
PAFだけだとカバーできないので SKA-low, PAF, SPFで周波数を分担する → 分担の仕方で３つのシナリオを考える Good morning, my name is Keitaro Takahashi from Nagoya University, Japan. Today I’ll be talking about how we can measure extragalactic magnetic fields by gamma-ray echo from TeV sources.

27 HI survey survey speed SKA-lowは本来450MHzまでで それ以上の高周波は効率が悪いが
Good morning, my name is Keitaro Takahashi from Nagoya University, Japan. Today I’ll be talking about how we can measure extragalactic magnetic fields by gamma-ray echo from TeV sources. SKA-lowは本来450MHzまでで それ以上の高周波は効率が悪いが 570MHzまで観測してもらい PAFは MHzを担当する のがよい。

28 まとめ Good morning, my name is Keitaro Takahashi from Nagoya University, Japan. Today I’ll be talking about how we can measure extragalactic magnetic fields by gamma-ray echo from TeV sources.

29 今後の方針 こんな感じで SKAのいろんな スペックを検討 し、「現実的な サイエンス」を 提示していく 必要がある。
Good morning, my name is Keitaro Takahashi from Nagoya University, Japan. Today I’ll be talking about how we can measure extragalactic magnetic fields by gamma-ray echo from TeV sources.