21cm線-CMB Lensing 相互相関の 検出可能性と宇宙論パラメータ制限の予測

2019.09.03 田中 章一郎(熊本大学)

Tanaka et al.2019 arXiv:1904.10363 submitted to MNRAS

Collaborator：久保田賢志、高橋慶太郎(熊本大学) 　　吉浦 伸太郎(メルボルン大学)

　　　　　　　西澤淳、杉山直(名古屋大学)

SKA-JAPANシンポジウム2019

概要

1. 研究目的

2. 21cm線

3. 21cm line-CMB Lensing 相互相関 &相互相関の検出可能性

4. ΩHI制限の予測

5. まとめ

１. 研究目的

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：銀河

：ハロー(ダークマターハロー)

：HI分布

(taken from Tom Oosterloo's web page)

イメージ

再電離期後銀河間物質中のほとんどのHIは電離されてしまうわずがに残ったHIは高密度領域(主に銀河)内部に残る

ΩHIは再電離期後の構造形成を理解する上で重要なパラメータ

ΩHI：中性水素密度パラメータ

proton

protonelectron

2. 21cm線

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電子、陽子はそれぞれスピンを有する。 スピン状態の違いによりエネルギー差が生じる。

Triplet(平行)

Singlet (反平行)

ΔE = 5.9 ×10−6eV

λ = 21cm

E = hν =hcλ

エネルギー準位

高い

低い

中性水素(HI)

HI超微細構造由来の21cm線

2. 21cm線-2

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観測者から中性水素までの距離に応じて21cm線の周波数は変化する ->21cm線は宇宙論的赤方偏移の効果を受ける

z~0 z~9z~3

観測者1420[MHz]

距離142[MHz]355[MHz]

現在 114億年前 142億年前タイムスケール

赤方偏移効果を受けた21cm線を広い周波数バンドで観測することで 異なる赤方偏移宇宙で断続的に宇宙を観測することが可能となる。

2. 21cm線観測の困難さ

・相互相関

4/1421cm-CMB Lensing Cross Correlation power spectrum(CPS)

the foreground contaminationの回避

Jelic et al. (2008)

宇宙論的なスケールにおいて 21cmの観測は銀河からの前景放射によって妨げられている

本研究では ・21cm線と相関がある ・前景放射と相関がない 観測量を必要とする

大規模構造

観測者(z=0)

Last Scattering Surface(z=1100)

2. CMB Lensing

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観測量：convergence field本研究では Planck観測から再構築されたconvergence mapを用いる

3-1. 21cm-CMB Lensing Cross Power Spectrum

宇宙論モデル：Λ-CDM model

宇宙論パラメータ：Planck 2018

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Expected 21cm-CMB Lensing CPS

：z=0.5 ：z=1.5 ：z=2.5

A consist linear bias model：b=2

本研究では、 実際のinstrumental noiseモデル(SKA-Planck observation)を使い CPSの検出可能性を示した

先行研究[Sarkar2010]では instrumental noise を考慮していないCPSの検出可能性を示した

→前景放射除去後、CPSエラーに大きく寄与する

SKA-mid(single dish)1視野をそれそれ1つのアンテナで観測する → 広い観測領域のデータが取得可能に

fsky： 0.6 　 観測領域：24,000deg2

7/14観測時間：1,000h

3-2. SKA-mid(single dish mode)

S/N

3-2. 21cm-CMB Lensing CPSの検出可能性

SKAmid(single dish)-Planck観測を想定 (the instrumental noises and sample varianceを考慮)

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Cumulative S/N

Individual S/NCumulative S/N ・10 for z=0.5 and 1.5 ・5 for z=2.5

：z=0.5 ：z=1.5 ：z=2.5

3-3. SKA-mid(interferometer mode)

High resolution

1視野を複数のアンテナで観測する → 高解像度データを取得可能に

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　　　 fsky：8.27×10-5 観測領域：3.3deg2

観測時間：1,000h

3-3. 21cm-CMB Lensing CPSの検出可能性

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全てのcumulative S/N どの reshiftsでも1を超えない

：z=0.5 ：z=1.5 ：z=2.5

Cumalative S/N

Individual S/N

SKAmid(interferometer)-Planck observation (instrumental noises and sample varianceを考慮)

signalとnoiseの関係

HI auto power spectrum and the thermal noise of the SKA-mid.

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3-4. Detectability of 21cm-CMB Lensing CPS

Thin line is noise of the SKA-mid

Thick line is HI power spectrumBull et al.2015をもとに ノイズを再現

signalとnoiseの関係

The convergence power spectrum and Planck noise

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Blue line：convergence PS

Purple line：Planck noise

2 order over

Planck2018をもとに ノイズを再現

3-4. Detectability of 21cm-CMB Lensing CPS

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4-3. ΩHIの予想される制限手法：Fisher analysisCPSのみからの制限：不十分

およそ10%の精度でΩHIの制限が予想される

：expected(2019) ：Lah(2007)

：Khandai(2011) ：Rao(2006)

全ての赤方偏移で a constant linear bias b=2を想定

Planck 2018 dataをpriorとして用いる

現在のΩHI 制限と予想される制限の比較

・CPSはSKA-mid(single dish mode)-the Planck観測により 　大スケールにおいて検出することが可能である。

・ΩHIについておよそ10%の精度で予想される制限を見積もった。

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5. まとめ

・21cm線は再電離研究において強力なツール21cm signal

・前景放射は21cm線よりはるかに強い →前景放射の除去は解決すべき重要な課題

・相互相関はthe foreground contaminationを回避する重要な手法

本研究

6. 今後の研究計画

SKA-Simons observatory

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SKA-Simons observatoryざっくりと見積もったSimons observatoryのエラーから

single dishの場合 interferometerの場合

6. 今後の研究計画

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SKA-Simons observatoryざっくりと見積もったSimons observatoryのエラーから

single dishの場合 interferometerの場合

ns=0.9665±0.0038 (Planck2018)

6. 今後の研究計画

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SKA-Simons observatoryざっくりと見積もったSimons observatoryのエラーから

single dishの場合 interferometerの場合

6. 今後の研究計画