[論文レビュー] Weighing the Neutrinos with the Galaxy Shape-Shape Correlations

Jounghun Lee, Suho Ryu|arXiv (Cornell University)|Jun 25, 2020

Astrophysics and Cosmic Phenomena被引用数 4

ひとこと要約

本稿では、相関関数 $\eta(r)$ で定量化される銀河形状同士の相関が、全ニュートリノ質量 $M_\nu$ の新たなプローブとして機能しうることを提唱している。マスィブ・ニュートリノ・プロジェクト（MassiveNuS）の高解像度 $N$-ボディシミュレーションを用いて、$r \leq 5\,h^{-1}\text{Mpc}$ における $\eta(r)$ が $M_\nu = 0.0\,\text{eV}$ と $M_\nu = 0.1\,\text{eV}$ を区別できるほど感度が高く、$\sigma_8$ の違いに対しては感度が低いため、$\sigma_8$--$M_\nu$ のデゲネラシーを解消できる可能性がある。

ABSTRACT

The galaxies form and evolve in the early epochs through the anisotropic merging process along the primary narrow filaments, in the direction of which their shapes become elongated and intrinsically aligned. The nonlinear evolution of the cosmic web broadens the primary filaments, by entangling them with multiple secondary filaments, which has an effect of reducing the anisotropy of the merging process and in consequence weakens the galaxy shape-shape correlations in the later epochs. Assuming that the degree of the nonlinearity and complexity of the cosmic web depends on the nature of dark matter, we propose a hypothesis that the galaxy shape-shape correlation function, $η(r)$, may be a powerful complimentary probe of the total neutrino mass, $M_ν$. Testing this hypothesis against a high resolution N-body simulation, we show that the $M_ν$-dependence of $η(r)$ at $z=0$ is sensitive enough to distinguish between $M_ν=0.0$ eV and $M_ν=0.1$ eV. We also show that the differences in $η(r)$ at $r\le 5\,h^{-1}$Mpc between the models with massless and massive neutrinos cannot be explained by their differences in the small-scale density powers, $σ_{8}$, which implies that the galaxy shape-shape correlation function has a potential to break the notorious cosmic degeneracy between $M_ν$ and $σ_{8}$.

研究の動機と目的

• 銀河形状同士の相関が、全ニュートリノ質量 $M_\nu$ の補足的プローブとして機能しうるかを調査すること。
• 非線形的宇宙網の進化が、質量を持つニュートリノの影響を受けて変化し、その結果として形状相関の強度が変化するという仮説を検証すること。
• $\eta(r)$ が $M_\nu = 0.0\,\text{eV}$ と $M_\nu = 0.1\,\text{eV}$ を、$\sigma_8$ とのデゲネラシーを考慮しても区別できるかを特定すること。
• $\eta(r)$ がさまざまなハロープロパティの制御や投影効果に対してどれほど頑健であるかを評価すること。

提案手法

• 銀河形状同士の相関関数 $\eta(r)$ は、$\eta(r) \equiv \langle |\hat{\mathbf{e}}(\mathbf{x}) \cdot \hat{\mathbf{e}}(\mathbf{x}+\mathbf{r})|^2 \rangle - \frac{1}{3}$ で定義され、ここで $\hat{\mathbf{e}}$ はハローの慣性テンソルの主要な主軸を表す。
• マスィブ・ニュートリノ・プロジェクト（MassiveNuS）の高解像度 $N$-ボディシミュレーションが使用され、$\nu\Lambda\text{CDM}$ モデルにおいて $M_\nu = 0.0$, $0.1$, および $0.6\,\text{eV}$ の場合を含み、それ以外の宇宙論的パラメータは同一である。
• Rockstarアルゴリズムを用いて、解像度を確保するため $M_h \geq 10^{12}\,h^{-1}M_\odot$ かつ $\geq 100$ 個の粒子を持つハローを別個に同定した。
• 相関関数 $\eta(r)$ は、ハロー対の間隔 $r$ ごとにビニングを行い、形状ベクトルの内積の二乗を計算し、$1/3$ を差し引いて算出された。
• 統計的有意性は、$r \approx 1\,h^{-1}\text{Mpc}$ における投影された2次元形状の $|\hat{\mathbf{e}}_{2d}(\mathbf{x}) \cdot \hat{\mathbf{e}}_{2d}(\mathbf{x}+\mathbf{r})|$ の累積分布に対してコルモゴロフ・スミルノフ（KS）検定を用いて評価した。
• 頑健性は、ハローマス（$M_h$）、縦横比（$S$）、濃度（$c_p$）を制御し、異なるサンプル間で結果を比較することでテストした。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 銀河形状同士の相関関数 $\eta(r)$ は、全ニュートリノ質量 $M_\nu$ の違いを検出できるか？
• RQ2 $\eta(r)$ の $M_\nu$ 依存性は、$\sigma_8$ や他の宇宙論的パrameterの変動に対しても頑健か？
• RQ3 観測上の投影効果を考慮した場合、2次元投影形状相関は統計的に有意な差を示すか？
• RQ4 $\eta(r)$ は、標準的宇宙論的プローブが直面する $\sigma_8$ と $M_\nu$ のデゲネラシーを解消できるか？

主な発見

• $r \leq 5\,h^{-1}\text{Mpc}$ における形状同士の相関関数 $\eta(r)$ は、$M_\nu = 0.0\,\text{eV}$ と $M_\nu = 0.1\,\text{eV}$ のモデル間で統計的に有意な差を示し、KS検定のp値は $0.1\%$ 未満であった。
• $M_\nu = 0.0\,\text{eV}$ と $M_\nu = 0.1\,\text{eV}$ 間の $\eta(r)$ の差は、$\sigma_8$ の違いでは説明できず、$\eta(r)$ が $\sigma_8$ を超えて $M_\nu$ に感度を持っていることを示している。
• 2次元平面に投影しても、$M_\nu = 0.0\,\text{eV}$ と $M_\nu = 0.1\,\text{eV}$ 間の形状相関は有意に異なることが確認され、KS統計量は $99.9\%$ の信頼水準で帰無仮説を棄却した。
• ハローマス、縦横比、濃度の制御下でも $\eta(r)$ の $M_\nu$ 依存性は頑健であり、選択効果に起因するものではないことが示された。
• $r \sim 3\,h^{-1}\text{Mpc}$ における信号は投影効果によって弱体化するため、実観測で信号を検出するにはより大きな銀河サンプルが必要であると示唆された。
• 本研究では、実観測応用の前に、バリオンの形状をモデル化し、ずれやフィードバック効果を考慮するための流体力学的シミュレーションの必要性を特定した。