•計60分
宇宙大規模構造の最近の話題
松原隆彦 (名古屋大学)
東北大学 21COE研究会
「初期宇宙の解明と新たな自然像」 9/20/2005
宇宙の大規模構造
• 銀河の赤方偏移サーベイ
– 銀河の後退速度を丹念に測定
– 宇宙の3次元構造をマッピング
3次元的大規模構造の発見
• Bootes Void :
– Kirshner, Oemler, Schechter & Shectman (1981)
– 239 galaxies
3次元的大規模構造の発見
• Perseus-Pisces chain: 21cm redshift survey
– Giovanelli & Haynes (1985), Giovanelli et al. (1986)
– 342 + 275 galaxies
3次元的大規模構造の発見
• Bubble構造: CfA redshift survey
– de Lapparent, Geller & Huchra (1986)
– 1100 galaxies
Redshift Survey の大規模化
CfA II survey (1989-):
11,000 galaxies
Las Campanas Redshift Survey (1996):
26,000 galaxies
最新のRedshift Survey
2dF Survey (-2003):
250,000 galaxies
Sloan Digital Sky Survey (-2008):
1,000,000 galaxies (ongoing)
Sloan Digital Sky Survey
• SDSS (Sloan Digital Sky Survey)
– 2.5m 専用望遠鏡 [Apache point, New Mexico]
– 現在進行中 (2008まで)
– 1,000,000 galaxies, 100,000 quasars
• Sky coverage の拡大
大規模構造の起源
• 初期宇宙の密度ゆらぎ
– 初期宇宙のインフレーション期において量子ゆらぎが古典化
して生成された(と信じられているが、詳細は不確定)
– 微小なゆらぎ
– ランダムガウス場(に極めて近い)
• ゆらぎの重力進化
– 重力:引力のみ ⇒ 密度ゆらぎの増幅
– 線形成長 & 非線形成長
– 非線形成長によるゆらぎの非ガウス化
大規模構造形成のシミュレーション
Simulation by
A.V.Kravtsov
大規模構造と宇宙論
• 宇宙論モデルによって異なる大規模構造の進化
時間
宇宙論モデル
構造の解析:空間相関関数
• 東辻・木原 (1969)
– 銀河の空間相関関数の導入
銀河のクラスタリングパターンの定量化
dV1
r
dV2
dP  n dV1dV2 1   r 
2
両方のセル中に銀河
が含まれる確率
空間相関関数
空間相関関数
• 直感的意味
r
r
 (r ) : 大きい
 (r ) : 小さい
空間相関関数の観測例:非線形領域
• 例:CfA survey
– Davis & Peeblesによる解析 (1983)
– ベキ則モデルによるフィット
1.8


r

 ;
 r   
1
 5.4h Mpc 
0.1h 1Mpc  r  10h 1Mpc


SDSS銀河の相関関数
• SDSS射影相関関数
– ほぼベキ則だが、多少
のずれが確認される
– 数Mpcスケールに肩
(射影相関関数)
Abazajian et al. 2005
Halo Occupation Distribution
• 非線形クラスタリングの現象論的モデル
• P(N|M)
– 質量MのハローがN個の銀河を持つ確率(モデル化)
1-halo correlation 1h r 
2-halo correlation  2h r 
 r   1h r   2h r 
HODモデルと数値シミュレーション
Zehavi et al. 2003
パワースペクトル
• パワースペクトル
– 相関関数のフーリエ変換
に対応
P(k )   d 3 r e ik r  | r |
– 線形領域では、直接の理
論予言量
宇宙の構成成分や、初
期ゆらぎに敏感
(Linear Theory)
SDSSによるパワースペクトル測定
Tegmark et al. 2004
線形パワースペクトル、線形相関関数
• 線形理論により、宇宙モデル依存性がはっきり決まる
Matsubara 2004
宇宙初期のバリオン音響振動
• コールドダークマター + バリオン + 光子
→ 宇宙の晴れ上がり以前において音響振動:
• バリオン振動:波数 ~ 100 h-1Mpc
宇宙初期のバリオン音響振動と相関関数
バリオン音響振動によるピーク
SDSS (Eisenstein et al. 2005)
(y-axis is not standard)
My prediction (2004)
(y-axis is logarithmic)
(Extended) Alcock-Paczynski Effect (1)
• 高赤方偏移空間の幾何学的変形 ( z≠0 )
w  pDE DE
– (Extended) Alcock-Paczynski Effect
– ダークエネルギー成分に敏感
real space
redshift space
closed
 H (z )
open
H ( z)
 z wdz 
 (1  z )3  M  (1  z ) 2 (1   M   DE )  (1  z )3 exp  3
 DE
0
H0
 1 z 
dA ( z) 
H0
z dz  

1

sinh  H 0 1   M   DE 
0 H ( z ) 
1   M   DE


 z dA ( z)
(Extended) Alcock-Paczynski Effect (2)
• (Extended) Alcock-Paczynski Effect と宇宙パラメータ
Matsubara 2004
赤方偏移空間の相関関数
• 相関関数の等高線マップ(特異速度による変形も考慮)
Matsubara 2004
バリオン音響振動とEAP効果による
ダークエネルギーへの制限
• 近将来的な(高赤方偏移)銀河サーベイで期待される制限
w
 K0
Matsubara 2004
まとめ
• 宇宙の大規模構造
– 赤方偏移サーベイによる、宇宙の3次元構造のマッピング
• 赤方偏移サーベイ
– 史上最大のSDSS:現在進行中(2008年まで)
• 非線形相関関数
– ほぼベキ則、ベキ則からのずれ ← HODモデル
• 線形クラスタリング
– 大規模サーベイによって観測可能に
• バリオン音響振動
– 振動の見かけのスケールにより、ダークエネルギーを制限
ダウンロード

ppt