理論（銀河班）
須佐 元
立教大学理学部

Cooling Diagram (RO +H2)
3σ

形態分化
Downsizing

2σ 銀河団
1σPOPIII→POPII
重元素汚染
再電離大銀河

矮小銀河

第一世代天体213456 7 8 9101 + z vir

23456 7 8 9100

質問：
 第一世代天体はみえますか？

Flux of Lyα、Hα from Star forming
galaxies

Detectable by next generation facilities such as SPICA & JELTFlux of Lyα、Hα from Star forming
galaxies

Detectable by next generation facilities such as SPICA & JELT

答
 （本当の第一世代かどうかはともかく）みえます。

質問: POPIII形成現場は水素分子輝線で見えるか？

水素分子輝線放射強度の時間発展（水澤）第一世代星形成過程において放射強度の最も強い水素分子輝線
振動輝線：赤(1,1)→(0,1), 緑(1,1)→(0,3), 回転輝線：青(0,6)→(0,4), 紫(0,5)→(0,3)
2.34μm ,2.69μm
8.27μm ,10.03μm

収縮期

最大強度

降着期

原始星形成

放射強度の強い水素分子輝線（水澤）(1,1)→(0,1), (1,1)→(0,3), (0,6)→(0,4), (0,5)→(0,3)
2.34μm , 2.69μm , 8.27μm , 10.03μm

L ≈ 1035 erg/s, τ lum ≈ 103 yr
M star = 10M ~ , SFR = 10M ~ / yr
SFRLtot = Lstar
τ lumM star
10M ~ / yr 3
35= 10 erg/s
10 yr = 1038 erg/s
10M ~LH = 10 41 erg/s
2SPICA
10 40 erg/s
10 39 erg/s
10 38 erg/s
10 37 erg/s
10 36 erg/s
10 35 erg/s

放射強度の強い水素分子輝線（水澤）(1,1)→(0,1), (1,1)→(0,3), (0,6)→(0,4), (0,5)→(0,3)
2.34μm , 2.69μm , 8.27μm , 10.03μm

LH = 10 41 erg/s
2L ≈ 1035 erg/s, τ lum ≈ 103 yr

SPICAM star = 10M ~ , SFR = 103 M ~ / yr
SFRLtot = Lstar
τ lumM star

10 40 erg/s

310M ~ / yr 3
35
= 10 erg/s
10 yr = 1040 erg/s
10M ~10 39 erg/s
10 38 erg/s
10 37 erg/s
10 36 erg/s
10 35 erg/s

SPICAによる星形成領域＠ｚ〜３の観測可能性が有る、、、。
（Ly α blobs@z~3 は巨大原始銀河雲？ Matsuda et al. 2004）

答 A1. POPIII形成＠z=10は黄道光で見えない。
ソーラーセール？
 A2. POPIII形成＠z=3はSPICAであるいは見えるかも知れない。

質問：電離の歴史はどうやって調べますか？
ＧＲＢ Radio Aftergrow
近赤外ー中間赤外での観測
CMB
GRB吸収線
etc…

Cosmic Dispersion measure of GRB
Ioka 2003
Inoue 2003
GRBのAftergrowの光(電波)が電離物質中を通るときに振動数によって異なった屈折率になるために到着時刻に違いが生じる。
時間のずれはDM（電子の柱密度)に比例。ライトカーブ
GHzくらいで1000秒くらいの遅れフラックス

GP trough of High-z QSOs
I 21 = 0.67 Γ −12 d 0.013 ⇒ y HI t 10 −2
Z=5.80

＠ z=6Z=5.82

Z=5.99Fan et al. 2002

Z=6.28Becker et al., 2001

High-z Lyαemitter 2
Haiman 2002
Broad line emission + highSFR ⇒large self HII region ⇒Still detectable even at neutral
universe.

How they look like in double
reionization universe ?

たとえば、 A double reionization history
Ｚ＜６６＜ｚ＜９９＜ｚ＜１９Ｚ＞１９yh1=0.0001
yh1=0.3
yh1=0.0001
yh1=1
Cen likeEffects of self-HII region is also taken into account.
Haiman like

Emission profile
Δv=300km/s, SFR=10Msun/yr
neutralionizedionizedrevivalneutralF(Lyα)/F(Hα)

答： A1. SPICA, JELTで（たぶん）わかります。ついでにHαの観測からSFRもわかります。
 A2. SKAくらいの感度を持つ電波望遠鏡を速く動かせれば（10分くらいで）わかります。
 A3.多分他にもわかる方法はあります。

質問：銀河形成時の多重超新星爆発(残骸)を観測できますか？
重元素汚染の歴史、銀河形成の歴史に関して多くの情報

Model: Stars (SN positions)Dwarf Galaxies:
Mt,DG=1.4x109 M
Mb,DG=5.0x108M
dMs/dt= Mg(t) /τsf
τsf = 4.2 Gyrs
Rvir,DG=8.6 kpc
NOB=100
ρOB∝[r(1+r/rs,DG)2]-1OB associations:
MOB=5.3x104 My
NSN=396
ESN=3.96x1053 erg
dMSN/dt=1.4x1022g/s
dZSN/dt=3.2x1021 g/s

Total System:Mt,TS=3.7x1012 M ,Mb,TS=9.5x1011M Rvir,TS=106.4 kpc
NDG=1900
ρDG∝[r(1+r/rs,TS)2]-βT=50 Myr

Mori, Umemura & Ferrara 2004

Lyα:

X-ray (0.2-2 kev):

L=9.70 x 1042 erg s-1
F=1.25 x 10-16 erg s-1 cm-2

L=1.15 x 1040 erg s-1
F=1.49 x 10-19 erg s-1 cm-2
ΩM=0.3, ΩΛ=0.7 and H0=70 km s-1 Mpc-1

答： LABはz=3におけるそのような候補天体にみえるが、次世代地上大型では（すばるよりも一桁よくなれば）z=７−８？くらいまでいけるだろう。
 X線は残念ながらZeusでも見えない。

サマリ
 z=10の星形成銀河はLyα、Hαで見える POPIIIの星形成時のH2放射はz=10では見えない。z=3だとあるいは見えるかも知れない
 再電離の歴史はわかる 多重超新星爆発の現場(LAB？)はz=7-8くらいまで、あれば見える

High-z Lyα emitter

low-z

high-z