Construction of theoretical model for 21-cm line observation

本年度はまず、ダークマターの密度分布から中性水素(HI)の密度分布を作成する手法の提案を行った。この手法はハローの中心からハロー半径の定数倍の球の内側に入るダークマターの密度のみを用い、その外側は無視することによって、高密度領域に偏在しているHIの密度場を再現する。本年度はz<5のいくつかの赤方偏移で解析を行い、時代によって最も良くHIの密度分布を再現する球の大きさが異なることを示した。さらに、21cm線シグナルにおける、HIの特異速度の寄与を宇宙論的流体シミュレーションから測定し、宇宙膨張による後退速度の寄与と比べて無視できることを示した。これらの結果をまとめて学術論文として出版することができた。大スケール側ではシミュレーションのボックスサイズに起因する大きな分散が存在する。そこで、これを克服する手法をHIに適用できるか調べた。その方法は、シミュレーションで用いる粒子の初期条件の密度場を、初期条件の時代のパワースペクトルを中心値としてガウス分布ではなく、パワースペクトルの値に固定して生成する。そのように一般的なランダムガウス場を生成する初期条件生成コードを改変し、生成した初期条件に基づいて宇宙論的流体シミュレーションを実行した。その結果、ダークマターの場合には後期宇宙でも分散が抑えられていたが、HIの場合には大スケール側の分散があまり抑えられていないことがわかった。これはHIは重力以外のバリオン物理過程がその成長に大きく寄与しているため、環境によって密度ゆらぎの成長は変わってしまう事に起因していると考えられる。この研究では宇宙論的流体シミュレーションを用いて、良くHIのパワースペクトルの形を再現する手法を探った。これによって宇宙論流体シミュレーションでは困難なGpcスケールの大規模N体シミュレーションの結果からHI密度場を生成することができる。

本年度はまず、ダークマターの密度分布から中性水素(HI)の密度分布を作成する手法の提案を行った。この手法はハローの中心からハロー半径の定数倍の球の内側に入るダークマターの密度のみを用い、その外側は無視することによって、高密度領域に偏在しているHIの密度場を再現する。本年度はz<5のいくつかの赤方偏移で解析を行い、時代によって最も良くHIの密度分布を再現する球の大きさが異なることを示した。さらに、21cm線シグナルにおける、HIの特異速度の寄与を宇宙論的流体シミュレーションから測定し、宇宙膨張による後退速度の寄与と比べて無視できることを示した。これらの結果をまとめて学術論文として出版することができた。大スケール側ではシミュレーションのボックスサイズに起因する大きな分散が存在する。そこで、これを克服する手法をHIに適用できるか調べた。その方法は、シミュレーションで用いる粒子の初期条件の密度場を、初期条件の時代のパワースペクトルを中心値としてガウス分布ではなく、パワースペクトルの値に固定して生成する。そのように一般的なランダムガウス場を生成する初期条件生成コードを改変し、生成した初期条件に基づいて宇宙論的流体シミュレーションを実行した。その結果、ダークマターの場合には後期宇宙でも分散が抑えられていたが、HIの場合には大スケール側の分散があまり抑えられていないことがわかった。これはHIは重力以外のバリオン物理過程がその成長に大きく寄与しているため、環境によって密度ゆらぎの成長は変わってしまう事に起因していると考えられる。この研究では宇宙論的流体シミュレーションを用いて、良くHIのパワースペクトルの形を再現する手法を探った。これによって宇宙論流体シミュレーションでは困難なGpcスケールの大規模N体シミュレーションの結果からHI密度場を生成することができる。