スライド 1

1

ビッグバンの前に何があったか

ー宇宙背景放射偏光度観測による

インフレーション宇宙の検証ー

KEK宇宙マイクロ波背景放射観測グループ

羽澄昌史

[email protected]

宇宙は究極の加速器

3

宇宙初期の急激な空間の加速膨張

インフレーション

グラビトン

グラビトン

真空で対生成された粒子が、

空間の膨張により実体化されてしまう

4

空間そのものの膨張

宇宙マイクロ波背景放射とは

C

osmic

M

icrowave

B

ackground (

CMB

)

宇宙に満ちている微弱なマイクロ波（ミリ波）

宇宙誕生38万年後に生まれた「電磁波の化石」

5

Discovery of CMB (1965)

Arno A. Penzias Robert W. Wilson

The Nobel Prize in Physics 1978

“excess noise” of 3.5K (@ 7.35cm)

3Kの放射・

CMB生成原理

6 国立天文台 ウェブページより 水素原子 ができる 高温 低温 CMB

インフレーション

7 宇宙初期の急激な膨張（aの急激な増加)により、「ここ」とcausal contactを持って いた領域がいっきに遠ざかり、以後causal contactを持てなくなる、とする仮説 インフレーション 我々

8

ＣＯＢＥ衛星

John C. Mather _{George F. Smoot}

Discovery of the blackbody form and

anisotropy of the CMB (1992)

COBE satellite

Absolute Spectrum

9 COBE/FIRAS (1990)

160GHz

Cf. Final result: 2.7250.002 K (1999)

bolometers @ 1.6K

NEP = 4



10

15

WHz

1/2

10万分の１の温度揺

らぎがインフレーショ

ンを支持！

10

そしてＷＭＡＰ

（まだ現役）

ＷＭＡＰの成果

12

圧倒的な解像度で

温度揺らぎ

を

精密観測

し

宇宙の謎の成分を

あぶりだした。

ダークエネルギー、

ダークマター

インフレーション

13 宇宙初期の急激な膨張（aの急激な増加)により、「ここ」とcausal contactを持って いた領域がいっきに遠ざかり、以後causal contactを持てなくなる、とする仮説 インフレーション 我々

(nearly) constant Hubble rate H  a(t) = a_eexp[H(t – t_e)]

インフレーション の終了時刻

インフレーションによる宇宙創成



ビッグバンの前を記述する仮説



最も有望、しかし常識では信じがたい仮説

 計量の量子ゆらぎ  宇宙の一様性、平坦性、構造形成を見事に説明  一瞬で “アメーバが銀河サイズになる” 宇宙の加速膨張 

背後の物理法則は未知。素粒子標準理論で説明不可能

14

人類に課せられた最大の知的挑戦

CMBによるインフレーションの検証

1 5 

宇宙の一様性



宇宙の平坦性



宇宙構造の起源



原始重力波

1978年ノーベル物理学賞

初期CMB観測

2006年ノーベル物理学賞

COBE, WMAP,

銀河宇宙地図

BOOMERanG,

WMAP







原始重力波は、インフレーションの存在

を直接証明できる、最も重要な予言

原始重力波の発見法：CMB温度から偏光度へ

16 

CMB偏光Bモードは原始重力波が “刻印” されたもの

原始重力波 CMB偏光度マップ

CMB偏光Ｂモード

磁場 （B）のように

カールした成分

（単一場）インフレーションの

エネルギースケールと、

原始重力波の強度(r)の関係

スカラー場とインフレーション重力波

17

R

_mn

– g

_mn

R/2 = 8

p

GT

_mn

エネルギー運動量テンソル 未知のスカラー粒子がここに寄与 すれば、gmnにテンソル揺らぎ（重力波） を作り出す アインシュタイン方程式

T

m_n

= g

mb

(

_b

f)

(



_n

f)

– g

m_n

[

g

ab

(



_a

f)(

_b

f/2)

+ V(

f

)]

典型的な例 ポテンシャルの深さは 大統一エネルギースケール (1016_{GeV)とすることが多い}

18

宇宙初期の急激な空間の加速膨張

インフレーション

グラビトン

グラビトン

真空で対生成された粒子が、

空間の膨張により実体化されてしまう

重力波

19

g

_mn

=

-1 0 0 0

0

0 g

_ij

0

H

_ij

=

h₊ h_ 0 h_ –h₊ 0 0 0 0 テンソル揺らぎ (Tensor perturbation)

g

_ij

= a

2

(

d

_ij

+

H

_ij

)

Scale factor Kronecker delta 重力波の発展はアインシュタイン方程式 によって記述される

CMB B-mode polarization

20

E-mode

B-mode

Scalar perturbation

Tensor perturbation

21

CMB Polarization Power Spectra

W. Hu et al. astro -ph /0210 096 Temperature Anisotropy inflation potential

r = T/S (tensor to scalar ratio is also the relative strength of PGW)

V

1/4

= 1.06



10

16



(r/0.01)

1/4

GeV

宇宙論と素粒子論の未知の領域とその関係

宇宙論

時間

ビッグバン

インフレー

ション期？

137億年（現在）

10

36

秒？

原始重力波？

？秒

38万年

10

16

？

イ ン フ ラ ト ン ？

４つの力

エ ネ ル ギ ー （ ギ ガ 電 子 ボ ル ト ）

素粒子論

10

4 加 速 器

究極理論？

22

Relation to laser interferometry

- my personal comment

23

Discovery (on ground or in space) of PGW

from CMB polarization will give a specific

target for future gravitational wave detection

experiments.

A very strong

science case

can be made.

24

“Task force on Cosmic Microwave Background Research” (astro-ph/0604101, USのroadmap)からの引用

 The accurate measurement of CMB polarization is the next critical step in extending our knowledge of both the early Universe and fundamental physics at the highest energies.

 Detecting primordial gravitational waves would be one of the most significant scientific discoveries of all time.

 We recommend technology development leading to receivers that contain a thousand or more polarization sensitive detectors, and adequate support for the facilities that produce these detectors.

「初期宇宙」と「最高エネルギーの根本的物理法則」を探究する王道 原始重力波の発見は科学史上最大の発見

Inflation potential and T/S ratio

25

r = T/S (tensor to scalar ratio)

There are scalar perturbations as well.

In case of single-field slow-roll inflation

(= the first thing we should experimentally test)

26 Pagano-Cooray-Melchiorri-Kamionkowski 2007

Search for r=O(0.01) is

well motivated

Current limit

Grand Unification and Inflation

27

SUSY GUT

~10

16

GeV

Particle physics

Cosmophysics

~10

16

GeV

preferred

Just coincidence ?

or deep connection ?

Big challenge to “particle physics”

Large field vs. small field

28

Df

Df

> M_Planck



large field

Df

< M_Planck



small field

Df

> M_Planck x (r/0.01)

1/2 Simple models (e.g. slow-roll inflation) hold

29 Pagano-Cooray-Melchiorri-Kamionkowski 2007

Large field vs. small field

Current limit

Large field inflation:

 preferred phenomenologically,  not easy for string theory

It was a dream of experimental particle physicists to test (or kill) string theory experimentally.

Scientific Shopping List

 Bモード（low l）による原始重力波の探索

 重力レンズによるBモード（high l）の発見

 ダークエネルギー

 ニュートリノ質量

 Beyond the Standard Model

 重力パリティの破れ （non-zero C_EB etc.)  宇宙再電離(low l）  前景放射のサイエンス  最終目標：インフレーションパラメータの決定とモデルの選別 30 （実験屋の本音：予期せぬ発見で理論家をギャフンと言わせたい）

これからの

CMB偏光観測

地上実験

測定装置概要

CMBフォトン 光学系 レシーバー システム クライオスタット 冷凍機システム 焦点面 _{エレクトロニクス}読み出し システム 制御 アンテナ 方向を制御 記録媒体 32

ＷＭＡＰパワースペクトル 3 3

CMB観測の現状

温度の パワースペクトル 原始重力波の成分（理論予想例） 渦状の偏光成分 （Bモード）

未発見

大視野角 小視野角 渦なしの 偏光成分（Ｅモード）

発見のチャンスは大きい！

地上実験も含んだ全ての結果

Roughly speaking …



_Current:

_{r ~ O(0.1)}



_Coming:

_{r ~ O(0.01)}



_Future:

_{r ~ O(0.001)}

35

r: Tensor-to-Scalar ratio

Ground-based experiments try to achieve this

as early as possible

Ground-based observations

of CMB polarization



_Cons



Limited sky coverage



Atmosphere



Pros



Magic patches (foreground “free” regions)



“Easy” access to hardware



_{Cutting-edge technologies}

Observing Patches

Funded CMB Polarization Experiments

((near) completed: Bicep1, Boomerang, CBI, DASI, Maxipol, QUaD, WMAP, VSA)

Name Type/ location

Institutions NEQ (mKs)

Ell range Frequencies #Detectors Resolution (arcmin) Planck

Bolo-HEMT/Space

ESA, IAS-Orsay, Bologna + many 80 (@100G) 2-2000 25-1000 22H+32B (# of pol. ch) 8 Spider Bolo/Balloon CIT/JPL,CITA,

CWRU,Stanford

4/3 (@ 96/145G)

2-250 96/145/225 288/512/512 60/40/30 BICEP2 Bolo/South Pole CIT/JPL,CITA,Stanford 10-250 150 256 37 KECK array Bolo/South Pole CIT/JPL,CITA,Stanford 10-250 100/150/22

0

288/512/512 55/37/26 QUIET HEMT/Chile Chicago, CIT, JPL, KEK,

Manchester, Miami, MPI, Oxford, Princeton, Stanford

12/9 (@ 40/90G)

20-1000 40,90 119x2 ~1000(P2)

10

EBEX Bolo/Balloon Minn, Berkeley, Brown, Cardiff, Columbia, McGill +8

5 (@150G) 20-1200 150,250,42 0

1406 8

PolarBeaR Bolo/Chile Berkeley,APC,

Cardiff,Colorado, Imperial, KEK, McGill,UCSD 10 (@150G) 20-3000 90,150, 220 1274 3.5

SPTPOL Bolo/South Pole Chicago,Berkeley,

Colorado, CWRU, Davis, JPL, McGill,SAO

14 20-10000 90,150, 220

1000-2000 1.1

(Proposed: ACT-POL, several others)

compiled by Adrian Lee + MH

BICEP2/KECK array

39

Caltech/JPL-UCSD-Berkeley

SPUD has recently been funded by

KECK institute at Caltech and has been renamed “KECK array”.

Small (30cm) aperture; low l only

SPTPol

40

Chicago-Case-Berkeley/LBNL-McGill-SAO-Illinois-Cardiff-Boulder-Davis-MSFC

South pole, possible upgrade of SPT

10m telescope good for high l

41

QUIET+PolarBeaR

チリ（標高5000m）でのＣＭＢ観測

– QUIET 望遠鏡（40/90GHz） – PolarBeaR望遠鏡（150/220GHz） PolarBeaR HEMT (20K) 超伝導 転移端 センサ (0.3K)

42  Bonn  Caltech  Columbia  JPL  KEK  Chicago  Stanford  Manchester  Miami  Oslo  Oxford  Princeton

43  Bonn  Caltech  Columbia  JPL  KEK  Chicago  Stanford  Manchester  Miami  Oslo  Oxford  Princeton

• PI: Bruce Winstein (Chicago)

• Atacama, Chile (5080m, “CBI” site)

• HEMT-based polarimeter on chip (JPL) • Phase I (Sep.08-Dec.09)

 40 GHz “Q-band”: 19modules (-May.09)  90 GHz “W-band”: 91modules (July.09-) • Phase II （2010~） ~1600modules

QUIET telescope mount

electronics

CMB

QUIET receiver system

45 ~40cm Polarimeter on chip Much smaller (1/10) than before Breakthrough for Multi-channel observation

Polarimeters on a chip (JPL)

46 ~3cm W-band module Det. Diode

L=E

_X

+

iE

_Y

R=E

_X



iE

_Y HEMT Amp. Phaseswitch 4kHz 180 Coupler 90 Coupler |LR|2+_Q _Q U |LiR|2+_U +1 1

Data calibration: example



Moon

A. Kusaka

Other calibration methods:

49

QUIET phase II (1600channels)

52

PolarBeaR

Chile Atacama (same as QUIET)

Antenna-coupled TES array ((90), 150, 220GHz) Observing from 2010

PI: Adrian Lee (UC Berkeley)

QUIET and PolarBeaR will observe the same patches

POLARBeaR receiver

Berkeley,APC, Cardiff,Colorado, Imperial, KEK, McGill,UCSD

53

A. Lee

Antenna-coupled TES bolometer array

another example of cutting-edge tech.

将来の

CMB偏光観測衛星

55

LiteBIRD

Lite

(light) Satellite for the studies of

B

-mode polarization and

I

nflation from cosmic background

R

adiation

D

etection

56 2008年9月JAXA小型科学衛星WGとして承認

2018年

打ち上げを

目指す

ペイロード ４００Kg以内 を目指す

LiteBIRDワーキンググループ

57 福家英之、松原英雄、満田和久、吉田哲也（ISAS/JAXA） 佐藤洋一、杉田寛之（ARD/JAXA） 石野宏和、樹林敦子（岡山大理） 松村知岳（Caltech）

Bill Holzapfel、Brad Johnson、Adrian Lee、Huan Tran(UC Berkeley） 大田泉（近畿大） 吉田光弘（加速器/KEK） 片山信彦、佐藤伸明、住澤一高、田島治、西野玄記、○羽澄昌史、長谷川雅也、 樋口岳雄（IPNS/KEK） 鈴木敏一、都丸隆行（低温セ/KEK） 小松英一郎（UT Austin） 鵜澤佳徳、関本裕太郎、野口卓（ATC/NAOJ） 茅根裕司、服部誠（東北大理） 大谷知行（理研） ○代表

計32名

コンサルタント：

LiteBIRD：基本的アイディア

 小角度は地上で頑張ればよい大角度に特化（30cm dish）  徹底的に軽量化をはかれば、世界に先駆けて打ち上げられる 58

二つのアイディアで軽量化

従来のデザイン ＝１バンド・１検出器アレイ

LiteBIRD

は

クライオスタットなし 宇宙に出てから冷凍機運転 全てのバンドを１検出器アレイで （多色焦点面検出器アレイ）

多色焦点面検出器アレイ

59 Development at UC Berkeley 8-band channelizer 150GHz-220GHz diplexer TES ~30cm

lenslets

60

Anti-Sun direction/Spin axis

Lenses Focal plane (TES又はSTJ 又はMKID） 30-300GHzで 7バンド程度 Radiation shields Cold

electronics BUS unit

Half-wave plate Bore sight JT/ST cooler head and compressor ADR H. Sugita et al. Cryogenics 46 (2006) 149 赤外線衛星SPICAの方式

Future prospects

(LiteBIRD) 61 理論予想例 Pagano-Cooray-Melchiorri -Kamionkowski 2007

Powerful Duo

62

Ground-based superconducting

CMB cameras, where

you can use cutting-edge technologies

Small satellite (LiteBIRD)

low l

high l

A fast-track cost-effective solution

Q: Satellite needed if PGW discovered on ground ?

A: Yes ! for power-spectrum meas. (e.g. tensor spectral index)  further quantitative tests of inflation and quantum gravity

CMB Roadmap

63 2007 08 09 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 QUIET phase I phase II LiteBIRD PolarBeaR R&D Construction (need approval) Combined Results Launch

QUIET phase I phase II PolarBeaR LiteBIRD WG

Bonn-Caltech-Columbia-JPL-KEK-Chicago- Stanford-Manchester-Miami-Oslo-Oxford-Princeton ～３５ people Cardiff-Colorado-Imperial College-KEK-

LAC-LBNL-McGill-UC Berkeley-LAC-LBNL-McGill-UC San Diego

Individuals

from Caltech, JAXA, Kinki, KEK, NAOJ, Okayama, Tohoku, RIKEN, UT Austin, UC Berkeley, LBNL

HEMT: 40, 90GHz _{TES 150, 220GHz}

まとめ

 インフレーションの解明は人類に課せられた最大の知的挑戦  原始重力波探索はインフレーションの検証にとって 決定的に重要な役割を果たす。  原始重力波発見のベストな方法はCMB偏光Bモード探索  今後５年間の地上実験で大きな発見のチャンスあり  究極のＣＭＢ偏光Bモード精密測定には衛星実験  LiteBIRD：従来の常識を超えた軽量化で一番乗り目指す  クライオスタットを廃した画期的冷凍技術  多色焦点面検出器

Backup

重力レンズ効果により偏光Eモードから

Bモードの生成

服部誠先生（東北大） 作成のスライド

67

基本はフーリエ分解

68

＝

A*sin(wt) + B*sin(2wt) + C*sin(3wt) + ….

どんな波形もsin, cosの重ね合わせで表せる。

スペクトル解析：音波の例

69 スペクトル解析（パワースペクトル）で音色（倍音）を可視化 http://homepage2.nifty.com/fpo/spectrum.html ウェブで見つけた例 、、、華やかな音が出る人は高次倍音が強く、 柔らかな音が出る人は基準振動が強く 高次倍音は5次くらいまでしか出ていない ようです。7次倍音以上が強い人は確かに やや音がうるさく感じられたりもします。

温度ゆらぎのパワースペクトル

70 重力赤方偏移による ゆらぎ（フラット） もともとの量子ゆらぎ を反映 最初のピーク（最も低い音） ピークの場所は晴れあがり時の宇宙の大きさ 光子バリオン流体の音速、宇宙の曲率による 各l に対し、（２l＋１）通りのa_lm”realization” ₀ a_lm

C

_l

: 分散

空は2次元球面だから球面調和関数で展開 （インフレーションの） 物理で決まる分布 PDG2007

CMB偏光の生成

電子 元々無偏光なCMBから 電子散乱によって偏光が 生成される CMB強度強い CMB強度弱い 服部誠先生（東北大） 作成のスライド

偏光Eモード・Bモードの生成

k



k



宇宙初期の物質密度のさざ波＝密度揺らぎ＝縦波 宇宙初期の密度さざ波の進行方向 宇宙初期の原始重力波 宇宙初期の原始重力波の進行方向 波の進行方向に対して偏光方向が ４５度傾いた状態＝偏光Bモードを 生成できるのは原始重力波の特徴 服部誠先生（東北大） 作成のスライド

服部誠先生（東北大） 作成のスライド

7 4

CMBによる原始重力波検出－温度から偏光度へー

CMB偏光Bモード検出が

ベストな原始重力波発見法

CMB直線偏光マップ

CMB偏光Ｂモード

“渦”パターン

原始重力波の“刻印”

75

小松さん（テキサス大）の スライド

76

Foreground removal

77

Delensingも含めて r=T/S=0.01なら対処できる。r=0.001を 狙うためのスタディーが進行中（まずはPlanckの結果が重要）

偏光測定スキーム（例）

78 Det. Diode

L=E

_X

+

iE

_Y

R=E

_X



iE

_Y HEMT Amp. Phaseswitch 4kHz 180 Coupler 90 Coupler |LR|2+_Q _Q U |LiR|2+_U +1 1

79 Verde-Peiris-Jimenez 2005

Point: QUIET+PolarBeaR combined analysis will give the best sensitivity. Essential to have evidence for r~0.01

QUIET PolarBeaR

Experimental sensitivity

80 Total sensitivity