初期宇宙の観測 我々は如何にして宇宙の広大さを知ったか 理工研究域数物科学系宇宙物理研究室米徳大輔 yonetoku@astro.s.kanazawa-u.ac.jp
基礎知識 1 宇宙の遠方を観測すると 過去の様子がわかる 光の速度は 3 10 8 m/ 秒と有限なので 遠方銀河の光は 大昔に発せられた光である 基礎知識 2 宇宙は膨張している しかも遠くほど後退速度が速い 空間はどこでも一様に膨張している 2 倍 2 倍 4 倍
基礎知識 3 光は電磁波という波であるから ドップラー効果が起きる 遠ざかる物体から出る光は波長が伸び ( 赤くなり ) 近づいてくる物体から出る光は波長が縮む ( 青くなる ) 波長 太陽 銀河 波長が伸びた赤い光 波長が縮んだ青い光 ドップラー効果の度合い z = Δλλ λλ を赤方偏移という
遠方 ( 過去 ) 近傍 ( 最近 ) 現在
宇宙マイクロ波背景放射 : ビッグバンの名残り 137 億光年 = 4 10 26 m ( 宇宙誕生から 38 万年 ) の姿 Baryon 4.6% Dark Matter 23.3% Dark Energy 72.1 % WMAP/CMB ビッグバンの後 宇宙が膨張して温度が下がると電離していたガスが中性化する ( 宇宙の晴れ上がり ) その時の温度は 2.7 K でその揺らぎは 10-5 K 程度
宇宙の大規模構造 青 : 観測 (SDSS etc.) 赤 : シミュレーション (millennium simulation)
宇宙の広がりを知るには 天体までの距離を測らなくてはなりません
地球の大きさ D R E θ θ 2πR E 360 = D エラストテネス ( 紀元前 275 194 年 ) は初めて地球の大きさを測定した アスワン ( シエナ ) と アレキサンドリア の位置関係から 地球の大きさを測定した R E = 6400 km 誤差 2 ~ 15%
三角測量 太陽までの距離 R E = 1 億 5000 万 km = 1.5 10 11 m 1 AU θ 2 θ 1 R E 金星 Φ D V D 地球
太陽系 ケプラーの第三法則から距離を測定 ( 公転周期の 3 乗は 軌道半長径の 2 乗に比例 ) 5.20AU 9.54AU 30.07AU ~ 50AU (0) (0) (1) (2) (63) (64) (27) (13) 1610 年 1610 年イオ エウロパ ガニメデ カリスト 1AU = 1 億 5000 万 km
天の川 : 我々の銀河を横から見たところです 1838 年 最初に年周視差を測定したのはベッセルで 0.314 秒角 (1 度の 1/1000 程度 ) を測定した ヒッパルコス衛星が 3000 光年 (2.8 10 19 m) の距離を測定している (1989 年 )
ヘルツシュプルング ラッセル図 (1910 年 ) 温度 (K) 超巨星 星の温度を測定すれば星の光度がわかる 巨星 L = 4πR 2 F L : 光度 ( 本来の明るさ ) F : 見かけの明るさ 光度 ( L ) 主系列星 絶対等級 約 3000 光年 = 2.8 10 19 m くらいまで測れる 白色わい星 色
球の表面積 4πR 2 (cm 2 ) 単位面積あたりの見かけの明るさ F (J/cm 2 /sec) 明るさ L (J/sec) L = 4πR 2 F 星から放たれた光は 遠くに伝播するにつれて単位面積あたりの光量が減少する
セファイド変光星 Leavitt (1908, 1912) 規則的に明るくなったり暗くなったりを繰り返す星で周期が 50 日のものは太陽の 1 万倍も明るい 周期光度関係 平均絶対光度 変光周期の対数値 ( 日 ) 初めて銀河系外まで距離測定が可能となった
1923 年 ハッブルはアンドロメダ大星雲の中にあるセファイド変光星を使って距離を測定した 距離は 230 万光年 =2.2 10 22 m セファイド変光星では 6 10 23 m くらいまで測定できる アンドロメダ銀河 エドウィン ハッブル ハッブルの法則 (1929 年 ) v = H d
渦巻銀河の回転速度 - 光度関係 H I 輝線の形 (1977) L V 2.5±0.3 500km/s 200km/s
Ia 型超新星爆発 SN1987A Ia 型と呼ばれる種類は 明るさが一定 90 億光年 = 8.5 10 25 m まで測れている
2011 年ノーベル物理学賞 遠距離の超新星の観測を通した 宇宙の加速膨張の発見 for the discovery of the accelerating expansion of the Universe through observations of distant supernovae Saul Perlmutter Brian P. Schmidt Adam G. Riess
超新星までの距離を示す量 加速膨張 減速膨張 Perlmutter et al. (1999) ノーベル賞受賞対象論文から 赤方偏移 z ( 宇宙の膨張速度 ) Ia 型超新星の観測から (Ω m, Ω Λ ) = (1, 0) ではなく (Ω m, Ω Λ ) = (0.3, 0.7) の方が適切 暗黒エネルギーの存在
レーザーガイド補償光学
補償前 補償後
水素原子による吸収 原子核 遠くの天体 E 0 M 殻 L 殻 λ = 1216A K 殻 波長 (A )
遠方クェーサーのスペクトル
赤方偏移 z = 7 の天体を探すために 1216A x (1+z) = 9728A 付近だけの光だけが透過するフィルターを使う
最も遠い天体ガンマ線バースト GRB090423 (z=8.2) GRB Galaxy QSO 15.2 時間後 GROND (Greiner et al. 2009)
ガンマ線バースト ピークエネルギー & 光度の関係 E α E β 1 Cosmological νf ν (z ~ 8.2; Tanvir et al. GRB090423) E β E α 2 Massive star (GRB030329/SN2003dh etc.) 3 Bright ピークエネルギー (Epeak) (The brightest case ~ 10 54 erg/sec) ピークエネルギー [kev] ガンマ線バーストでは 130 億光年以上 ( ~ 3 10 26 m) を測ることができる
赤方偏移 と 天体までの距離 の関係は宇宙の膨張の歴史を物語る Ia 型超新星爆発 銀河の回転速度 - 光度関係 (Tully-Fisher 関係 ) セファイド変光星 ガンマ線バースト (90 億光年 ) (130 億光年 ) ビッグバン直後の初期宇宙L 4πdL2 F 恒星の HR 図 (137 億光年 ) 三角測量
光度距離 (m): 距離に (1+z) をかけ算した量 10 24 10 25 10 26 10 27 ハッブル図 ガンマ線バースト ( 近傍 ) ガンマ線バースト ( 遠方 ) + Type Ia SNe Ia 型超新星 0.01 0.1 1 10 赤方偏移 (z) (Ω m, Ω Λ ) = (1, 0) (0.3, 0.7) (0, 1) z = 8.2 宇宙には通常の物質以外に暗黒物質と暗黒エネルギーが存在しているようだ
JWST (2017) 望遠鏡 : 6.5m 観測帯域 :0.6 27 μm 視野 : 4 分角程度 SPICA (2025) 望遠鏡 : 3.5m 観測帯域 :5 200 μm 視野 : 4 分角程度 観測帯域 : 30 950 GHz 空間分解能 : 0.01 5 秒角 (AO) 視野 : 15 分角程度 TMT (2021) ALMA (2012) 観測帯域 : 30 950 GHz 空間分解能 : 0.01 0.1 秒角視野 : 20 秒角程度
ちょっと宣伝 宇宙物理研究室で開発したガンマ線バースト観測装置が 2010 年 5 月 21 日に打ち上がりました ガンマ線バーストの爆発メカニズムを解明するための観測装置です
IKAROS 2010 年 5 月 21 日打ち上げ成功 Interplanetary Kite-craft Accelerated by Radiation Of the Sun
GAP フライトモデル GAP-P ( 電源 ) 6cm, 160g 20 cm, 3700g GAP-S ( センサー )
将来のガンマ線バースト衛星 HiZ-GUNDAM (1) GRB 検出とリアルタイムアラート (2) 自律制御で姿勢を変え 約 1 分で観測を開始 (3) 近赤外線望遠鏡で粗い赤方偏移の同定 (high-z GRB の同定 ) (4) 大型地上望遠鏡や JWST と協力して z>7 の高分散スペクトルを取得 高赤方偏移に対応するため X 線と近赤外線の融合が特徴 ガンマ線スペクトロメータ BGO + 光電子増倍管 (50keV 10MeV) X 線イメージング検出器視野 1~2 ステラジアン角度分解能 5~10 分角 CdTe, Si + コーデッドマスク (4 100 kev, 1 20 kev) 可視光 近赤外線望遠鏡 ( 視野 17 分角 ) 可視光 (0.4 0.85μm) 測光近赤外 (0.85 1.7μm) 分光 測光 34 低分散分光またはバンド測光
X 線撮像検出器 Si: 1 ~ 20 kev CdTe: 4 ~ 100 kev 0.5 mm 64 本の両面ストリップ CdTe 検出器 同ピッチのタングステンコーデッドマスク Pb or W Coded mask CdTe 検出器アレイ 読み出し回路 開発中の読み出し回路 検出器 エネルギー帯域 検出器サイズ 有効面積 X 線イメージング検出器 Si or CdTe 両面ストリップ 1~20 kev and/or 1~100keV 0.5mm ピッチ coded mask 45cm 45cm またはその半分を 2 台 1000cm2 @10keV (Half Coded) 方向決定精度 11 分角 ( 幾何学的形状から ) 5 分角 ( 光子統計の重みづけ ) 視野 重量 約 2 ステラジアン 50 kg 程度 35
金沢大学の大学院では 宇宙理工学を学び 人工衛星を開発するプロジェクトを開始しました
レポート問題 BICEP2 という望遠鏡がインフレーション理論の検証に関する重要な観測証拠を示しました インフレーション理論とは何か? BICEP2 が行なった観測はどのようなものか? について説明してください 提出〆切は 来週のこの時間まで