エポックⅢ：宇宙の再電離～暗黒時代の終わり＆天体時代の始まり（前編）―25―

最新宇宙誌【9】エポックⅢ：宇宙の再電離～暗黒時代の終わり＆天体時代の始まり（前編）～福江
1. 紫藍の時代－宇宙の再電離

純 （大阪教育大学 ）したことがわかってきた。赤方偏移 z が 1088

宇宙が無色透明あるいは暗黒だった時代にぐらいで宇宙が晴れ上がった後にも宇宙中のも、宇宙全体にはおぼろ気な残照と目には見水素ガスが中性のままなら、現在の宇宙も澄えない水素やヘリウムが充満していた。そのみ渡っているはずだが、実際には、現在の宇ような宇宙のそこかしこに、91.2nm より短宙は遠くの方が霞んでいるのである。

波長のブラックライトを放つ無数の光源が出

赤方偏移が 10 から 20 ぐらいで起こったら現し始めた。それとともに、宇宙全体に充満しいこの水素ガスの再電離を「宇宙の再電離したガスは紫に輝き始めた。宇宙開闢から計（re-ionization）」と呼んでいる（図 1）。中った時間は約 2 億年から 10 億年（赤方偏移で約 12 から 6 ぐらい）、宇宙のサイズは約 10億光年から 20 億光年（現在の約 10 分の 1 から 5 分の 1 ぐらい）である。
火の玉宇宙が膨張して温度が下がり、プラズマガスが“再結合”して中性になって宇宙が晴れ上がったとき、宇宙全体にあまねく存在するガス物質（大部分は水素ガス）は、一部電離していたかも知れないが、大部分は中性状態で電離していなかったはずである。たしかにそういう状態は、一度はあったと考えられている。ずっとそのままであれば宇宙誌は大変にシンプルだったのだが（数十年前はそんなシンプルなシナリオだった）、宇宙というか自然は一筋縄ではいかない。アインシュタインの懸念のごとく老獪である。
というのも、現在、銀河間に存在する希薄ガスは、中性状態ではなくて、ほぼ完全に電図1

宇宙の再電離（説明は次ページ）離しているからだ。ということは、宇宙の晴

この図は上が過去で下が現在の並び。プラズマ

れ上がり後のどこかの時点で、宇宙のガスが状態だった宇宙（図の上端）が、いったんは晴再び電離するという事態が生じなければなられ上がり（青い領域）、そして宇宙に出現したない。実際、赤方偏移が 4 とか 5 ぐらいのあエネルギー源（黄色の光）によって、再び電離たりにあるクェーサーの観測などから、宇宙した（図の真ん中より少し下）。の晴れ上がり以降、赤方偏移が 6 以前のどこ(出典：http://www.nrao.edu/pr/2003/j1148/

かで、宇宙中の中性水素ガスがふたたび電離

reion.diagram.jpg)

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■ 連 載

最新宇宙誌【9】■性状態の水素ガスを陽子と電子に電離するたしなかっただろうと推測される。密度はきわめには、外部からエネルギーを与える必要がめて希薄だが、銀河（団）間の空間はあまりある。しかも銀河間に存在するすべての水素に茫漠と拡がっているので、銀河間ガスの量ガスを電離させようとなると大変な量のエネはかなり多いだろう。

ルギーが必要になる。そのエネルギーが何か銀河間ガスはあまりに希薄でほとんど光らよくわかっていない点も大きな謎なのである。 ないので、直接に観測することはきわめて難
赤方偏移が 10 近くまでの領域は、銀河やしい。しかし、そのようなガスの状態を調べクェーサーの観測によって調べられてきている方法はある。背後の光源を透かしてみるのる。また、ずっと彼方の赤方偏移が 1000 ぐである。背後の光源としては、遠方の銀河やらいの領域は、3K 宇宙背景放射によって見3K 宇宙背景放射が使える。

えている。しかし、赤方偏移が 10 くらいか遠方の銀河のスペクトル中から銀河間ガスら 1000 くらいの間の領域は、観測的にも理の状態を調べる方法として、ガン＝ピーター論的にもよくわかっておらず、宇宙史においスンテストというものが知られている。また、ては、“宇宙暗黒時代（cosmic Dark Ages）”

3K 宇宙背景放射から銀河間ガスの状態を調と言われている。しかし、宇宙暗黒時代に初べる方法として、3K 宇宙背景放射の偏光状代の天体が誕生したと考えられているので、態を調べる方法が知られている。前者の方法

宇宙の歴史においては非常に重要な時代でもでは、z ～6 ぐらいで銀河間ガスの電離度が急ある。に増加していることが判明している。また後

宇宙暗黒時代に誕生した初代の天体は、第者の方法では、 z ～10 ぐらいですでに一部の一世代の星か、あるいはクェーサーか、あるガスは電離していることが判明している。宇いは他の天体か、まだ確実なところはわかっ

宙の再電離は、宇宙全体で一様に進んだわけていない。初代の天体が第一世代の星だった

ではなく、宇宙のそこかしこでポツポツと起場合、それらは重元素をほとんど含まない、こり、全体へ「浸透（percolation）」してい

おそらく太陽の 100 倍から 1000 倍くらいのったのだろう。

質量で、10 万度以上の表面温度をもつ星であり、強い紫外線を放射していて、初期宇宙を再電離したのだろうと推測されている。

2.1

ガン＝ピータースン効果

まず宇宙再電離の観測的証拠として「ガン＝ピータースン効果（Gunn-Peterson effect）

2. 宇宙再電離の観測的証拠／ガン＝ピータースンテスト（GP テスト）」

宇宙の再電離で対象となる“天体”は、銀というものを紹介しよう。紹介するなどと偉河と銀河の間、いやむしろ銀河団と銀河団のそうなことを書いているが、いましがた

間 に た ゆ た う 「 銀 河 間 ガ ス 物 質 （ IGM ：（2008 年 10 月）までは耳学問として知ってintergalactic medium）」である。すでに銀河いただけで、きちんと勉強するのは実はこれとして集まったガスは、星になったり、超新が初めてである。

星爆発で汚染されたり、何度も調理を受けてさて、宇宙が晴れ上がったのは、それ以前しまって、宇宙初期のものとは異なっている。の電離状態の水素は光子が真っ直ぐ進むのを一方、銀河間ガスは、宇宙が生まれ元素が邪魔していたが、中性水素は光を素通しする合成され、そして一部のガスが銀河や星になようになったためだと、何度も述べた。しかった後も、ただの一度も星や銀河として凝集し、逆説的だが、実は、中性水素は光を吸収

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エポックⅢ：宇宙の再電離～暗黒時代の終わり＆天体時代の始まり（前編）―27―するのである。ただし、ある特定の波長で。

ッシェン系列などと呼ばれる（図 2）。さらに

また、ついでに書いておけば、電離水素が不ライマン系列のうち、基底状態（図 2 の 1）

透明だといっても、それは宇宙初期のガス密と第一励起状態（図 2 の 2）の間をライマン度が高い時期の話で、現在の宇宙では電離水α（Lyα）、基底状態と第二励起状態（図 2

素の密度が非常に低いために、やや霞んではの 3）の間をライマンβなどと呼ぶ。

いるが、さすがに不透明ではない。ようは不バルマー系列の吸収放出は可視光で起こる

透明かどうかというのは、光学的厚み（どこために、古くからバルマー系列の線スペクトかで説明したと思うけど）が 1 より大きいかルがよく調べられている。それに対して、ラ小さいかで判断する必要がある。その光学的イマン系列は紫外線領域なので、観測はしに厚みも、波長依存性を考慮しなければ単純だ

くいが、基底状態の水素が多ければ（多くなが、波長依存性を考慮するとやや面倒になるくても）、基底状態とのやりとりで起こるライ（たとえば、地球大気は、可視光や電波に対マン系列は一般にはもっとも強く重要である。

しては光学的に薄いが、X 線に対しては光学そして、ガン＝ピータースンテストは、（たぶ的に厚いなど）。さらに、ここでは詳細は省略

ん多くの場合は）このライマン系列のライマするが、以下述べる問題では線スペクトルにンα光を使う。

対する光学的厚みを見積もる必要がある。

GP テストの考え方はとてもシンプルなも話を戻すと、中性水素は、たいていの波長のだ。非常に遠方の光源（たとえばクェーサの光は素通しだが、以前にも書いた量子力学ー）からライマンα光が発したとしよう。最の性質にしたがって、とびとびで特定の波長初は強い輝線である。もし銀河間空間の水素の光を吸収したり放出したりする。いわゆるがないかあっても電離していれば、その強い線スペクトルというやつで、基底状態と上位輝線はそのまま（ただし赤方偏移して）地球の励起状態との間をライマン系列、第一励起まで届くだろう。しかし、銀河間空間に中性状態と上位がバルマー系列、第二と上位がパ水素が存在すれば、その多寡に応じてライマ
ンα光は吸収され、強い輝線の一部が吸収され て プ ロフ ァイ ル が変 わ って し まう だろ う（図 3）。その様子を赤方偏移とともに調べれば、どれぐらいの赤方偏移でどれぐらいの中性水素が存在しているか見積もれるというものだ。ガンとピータースンが GP テストを提案したのは 1965 年という昔である。
さらに、ここがもう一つ重要な点だが、図3 を見てもらうとわかるように、吸収はライマンα輝線の短波長側だけで起こるのだ。図
3 は、スローンデジタルスカイサーベイで発見された SDSS クェーサー1044－0125（赤方偏移 z ＝5.80）の可視域から赤外のスペクトルだ。ライマンα線は静止系では紫外線領域だが（121nm）、大きな赤方偏移のために

図2

水素原子のエネルギー準位波長が（1＋5.80＝）6.8 倍も延びて、赤外線

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■ 連 載

最新宇宙誌【9】■れらの吸収トラフの移り変わりがよくわかる。
すなわち、遠方のクェーサー（図 4 の上のもの）では吸収トラフは明瞭で絶壁のようだが、もう少し近いもの（図 4 の下）では比較的なだらかになっている。

図3

SDSS クェーサー1044－0125（赤方偏移z＝5.80）の可視域から赤外のスペクトル
ライマンα線は静止系では紫外線領域だが、大きな赤方偏移のために波長が 7 倍くらい延びて赤外線になっている。
（出典：http://www.ast.cam.ac.uk/~regan/
reion.gif）（823nm）になっている（図中の縦線）。そして、クェーサーから発したときには、この823nm の波線を中心として少し左右に広がりをもった強い輝線だったはずなのだ。しかし、図ではそのライマンα輝線の左側、すなわち短波長側がごっそり抉れていることが明

図4

SDSS クェーサーでスペクトルが得られた例（Fan et al. 2006）

瞭である。これをライマンαの「吸収トラフ赤方偏移が 5.74（下）から 6.42（上）にかけ（absorption trough）」と呼んでいる（トラての 19 個の SDSS クェーサーが並べてある。

フは、飼い葉桶とか海底トラフなどで使うが、吸収溝ぐらいの意である）。

このようなライマンα光の吸収トラフを詳このようなトラフが生じるのは、このクェ細に測定した結果、赤方偏移が 5.5 から 6 ぐーサーより赤方偏移が小さな、すなわち手前らいで急激にトラフが深くなる、すなわちラにあるガスによって、クェーサーから発したイマンα光の透過率が低下することがわかっ

ライマンα光が吸収されていることを意味すた（図 5）。

る。すなわち、クェーサーから発したライマ

このことから換算すると、IGM の中性水素ンα光は、クェーサーと地球の間にある、その割合は、z ＜5.5 では 1 万分の 1 ほど（ほとれぞれ異なる赤方偏移をもった銀河間中性ガんど電離しているのでライマンα光を透過す

スで吸収されるのだが、それらはすべて、クる）だが、 z ～6 ぐらいで 1000 分の 1 からェーサーより手前側、すなわち短波長側でし0.1 に跳ね上がる（中性水素が増えてライマか起こらない。

ンα光を吸収する）というような状態になっさらに、図 4 のように、多くの高赤方偏移クェーサーのスペクトルを並べてみると、そていることがわかってきたのだ（図 6）。
なお、 z が 6 より大きい遠方で、完全に中天文教育 2008 年 11 月号（Vol.20 No.6）

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らけだが）、論文を読んでもどうにもプロセスが頭に入ってこないので、詳しく紹介するのは断念したい。非常に大づかみに言えば、以下のようなこと、だと思う。
ビッグバン火の玉宇宙の残照である 3K 宇
宙背景放射についてはすでに述べたとおりだ。
その発生時に数千度のほぼ純粋な黒体放射だったものが、宇宙膨張によって温度が下がり、現在は約 3K のマイクロ波放射として宇宙全図5

ライマンα光の透過率（Songaila 2004）体に遍く満ちている。また、発生時のバリオ赤方偏移が 5 より手前では大部分が透過していン物質のムラムラを反映して、方向によってるが（水素が電離しているため）、6 ぐらいではわずかなゆらぎ（異方性）があることも知らほとんど透過していない（中性水素が増えていれている。
ただし、ここまでは、晴れた日の太陽を見るため）。

るように、宇宙が完全に透明だと考えての話だった。しかし、宇宙（銀河間空間）は完全に晴れているわけではない。そして、宇宙開闢後、ほんの 40 万年ぐらいに発生した 3K 光子は、その後はるばると、ほぼ 137 億光年の宇宙空間を旅してきたものである。春霞などがあると太陽が煙って見えるように、銀河間空間に存在するプラズマガスによって、 3K宇宙背景放射のスペクトルが影響を受けることは想像に難くない。
たとえば、本論とは関係ないが（いや、書いてみると、深い関係があった）、有名なもの
図6

GP テストから見積もった中性水素の割に銀河団における「スニアエフ＝ゼルドビッチ効果（Sunyaev-Zeldovich effect）」がある。

合（Fan et al. 2006）。

3K 宇宙背景放射の光子が、銀河団を通り性である必要はない。ライマンα光がわれわ抜けるとき、銀河団の中には高温ガスが満ちれに届くまでの“ライマンα光に対する”光ているので、その高温ガスによって影響を受学的厚みが 1 より大きくなる程度の量があれける。具体的には、高温ガス中の電子によっばいいからだ。て 3K 光子が逆コンプトン散乱を受け、長波長領域の光子がエネルギーをもらって短波長2.23K 宇宙背景放射の偏光領域に移るのだ。その結果、銀河団方向での宇宙再電離の観測的証拠は多々あるが、も3K 宇宙背景放射のスペクトルは、長波長領う一つの大きな証拠が 3K 宇宙背景放射の偏域（レイリー-ジーンズ領域；3K 宇宙背景放光から得られている。ただ、ここは挫けた。

射の場合は波長 1mm 以上）において、銀河昔から電磁波の偏光は鬼門で（他にも鬼門だ団の周囲より強度が減少してしまうのだ。こ

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―30―■ 連 載の現象は、旧ソ連の理論家スニアエフとゼル最新宇宙誌【9】scattering）」と呼んでいる。

ドビッチによって理論的に予測されていたが、実際の観測で裏付けられている（図 7）。

■

一方、宇宙再電離で生じた自由電子のエネルギーはそれほどには高くないので、3K 光子と衝突はするが、エネルギーを変えるほどではない。したがって、3K 宇宙背景放射のスペクトルなどが変わることはない。このよう な 低 エネ ルギ ー の衝 突 は「 ト ムソ ン散 乱（Thomson scattering）」と呼ぶ。
しかし、何も起こらないわけではなく、トムソン散乱によって 3K 光子の偏光状態が影響されるのである。具体的にといわれると、そこで説明に窮するわけだが、水面で反射した光が偏光したり（ポラロイド板を回すと見え方が違う）、青空のレイリー散乱光が偏光したりするような類のことが起こるのだろう、ぐらいにしておきたい。

図7

ともあれ、WMAP 衛星などで得られた 3K

銀河団 RX J1347-1145 周辺における 3K

宇宙背景放射の電波強度分布

宇宙背景放射の詳細データについて偏光など

白抜きの等高線は X 線の強度分布で、銀河団にを調べた結果、赤方偏移が z ～11±3 ぐらい含まれる高温ガスの分布を反映している。銀河までかなり電離していたことがわかってきた団の方向で 3K の電波強度が弱まっていることらしい。

が明瞭に見て取れる。
（画像提供：松尾 宏．粟これらやその他の証拠から、現在では、宇野諭美ほか『宇宙スペクトル博物館』より）

宙再電離は z ～14 ぐらいに始まり、全体への浸透が終わったのが z ～6 ないし 8 ぐらいだ

宇宙再電離の場合はどうかというと、宇宙と考えられている。

が中性状態だと、地球大気が電波に対して透明なように、3K 光子は影響を受けない。し～つづく～

かし、宇宙が再電離して自由電子が生じると、この自由電子は 3K 光子と衝突して影響を与文えることになる。

[1]Fan, X. et al. （ 2006 ） AJ, in press

さきの銀河団におけるスニアエフ＝ゼルド
ビッチ効果でも、実は、銀河団の高温プラズマ中に含まれる自由電子が影響を与えたので

献(astro-ph/0512082).

[2]Fan, X., Carilli, C. L., Keating, B.（2006）

ARA&Ap, 44, 415.

ある。銀河団の場合は、高温プラズマの温度[3]Loeb, A.（2007）astro-ph 0711.3463v1.

が非常に高いため、自由電子のエネルギーも[4] Songalia, A.（2004） AJ, 127, 2598.

高く、3K 光子に衝突して叩き上げ、3K 光子のエネルギーを変えるぐらいの大きな影響を

福江純（大阪教育大学）与える。エネルギーを交換するぐらいの衝突を 「 逆 コ ン プ ト ン 散 乱 （ inverse Compton
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