宇宙論的観測で探る再電離	  The	  history	  of	  baryonic	  component	  	  	  	  	  	  	  	  	  around	  the	  Epoch	  of	  ReionizaHon	

TASHIRO,	  Hiroyuki	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  （Nagoya	  Univ.）	

初代星・初代銀河研究会2019	  @名古屋大	Epoch	  of	  ReionizaHon	  (EoR)	
From	  Nature	  (Ncik	  Spenser)	

CMB	

Cosmic	  dawn	z ⇠ 1000z ⇠ 100z ⇠ 10

redshiI	Epoch	  of	  ReionizaHon	  (EoR)	
From	  Nature	  (Ncik	  Spenser)	

CMB	

Cosmic	  dawn	z ⇠ 1000

redshiI	xexe = 10 4z ⇠ 10

IonizaHon	  rate	xe = 1.

z ⇠ 100

Epoch	  of	  ReionizaHon	  (EoR)	
From	  Nature	  (Ncik	  Spenser)	

CMB	

Cosmic	  dawn	z ⇠ 1000

RecombinaHon	  	redshiI	xe

xe = 10 4z ⇠ 10

IonizaHon	  rate	

xe = 1.

z ⇠ 100

Epoch	  of	  ReionizaHon	  (EoR)	
From	  Nature	  (Ncik	  Spenser)	

CMB	

Cosmic	  dawn	z ⇠ 1000

RecombinaHon	  	redshiI	xe

xe = 10 4z ⇠ 10

IonizaHon	  rate	

xe = 1.

z ⇠ 100

Epoch	  of	  ReionizaHon	  (EoR)	
From	  Nature	  (Ncik	  Spenser)	

CMB	

Cosmic	  dawn	z ⇠ 1000z ⇠ 10ReionizaHon	
(First	  stars, galaxies, QSOs)	

xe

xe = 10 4

redshiI	

IonizaHon	  rate	

xe = 1.

z ⇠ 100

ObservaHonal	  constraints	  on	  the	  EoR	
Several	  things	  we	  have	  learnt	  from	  the	  observaHons	  on	  the	  EoR	• CMB	  anisotropies	  • Gunn-­‐Peterson	  Troughs	  (high-­‐z	  QSOs)	  • High	  redshiI	  galaxies	  (LAE)	
• Gamma	  ray	  background	  	etc.	

ObservaHonal	  constraints	  on	  the	  EoR	
Several	  things	  we	  have	  learnt	  from	  the	  observaHons	  on	  the	  EoR	• CMB	  anisotropies	  probe	  electrons	• Gunn-­‐Peterson	  Troughs	  (high-­‐z	  QSOs)	  • High	  redshiI	  galaxies	  (LAE)	
• Gamma	  ray	  bursts	  	probe	  neutral	  hydrogen	etc.	

CMB	  anisotropy	Base-­‐	  ⇤CDM	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  cosmological	  parameters	

(⌦b h2 , ⌦c h2 , ✓⇤ , ⌧, ln(1010 As ), ns )opHcal	  depth	  to	  reionizaHon	
⌧ :Thomson	  scaYering	  Ztmax⌧=cdt xe (t)nH (t)Tt0

Impact	  of	  reionizaHon	  on	  CMB	  anisotropies	
Increase	  free	  electron	  density	Enhance	  the	  rate	  of	  scaYerings	  (large	  τ)	• ScaYerings	  suppress	  the	  anisotropic	  signals	  	• ScaYerings	  make	  a	  bump	  on	  the	  CMB	  polarizaHon	
e ⌧WMAP	  9	  yr	  (2012):	  	©mangilli	ReionizaHon	  from	  CMB	  anisotropy	
NASA	  LAMBDA	

mid-­‐point	  redshiI	

IonizaHon	  rate	 xe

2018	  Planck	  Best	  ﬁt	  	1.0
0.8
0.6
0.4
0.2
0.0
56

78

910

ObservaHonal	  constraints	  on	  the	  EoR	Several	  things	  we	  have	  learnt	  from	  the	  observaHons	  on	  the	  EoR	• CMB	  anisotropies	  • Gunn-­‐Peterson	  Trough	  (high-­‐z	  QSOs)	  • High	  redshiI	  galaxies	  (LAE)	
• Gamma	  ray	  bursts	  	probe	  neutral	  hydrogen	

etc.	

Gunn-­‐Peterson	  Trough	Complete	  absorpHon	  by	  neutral	  hydrogen	  	  	  along	  the	  line	  of	  sight	  on	  distant	  QSO	  spectrum	

WilloY	  2011	

OpHcal	  depth	  of	  the	  absorpHon	

Measurements	  give	  the	  neutral	  fracHon	  of	  hydrogen	Gunn-­‐Peterson	  Trough	
Gunn-­‐Peterson	  trough	  measurement	  by	  SDSS	  QSO	  survey	  Neutral	  fracHon	  evoluHon	  	  between	  z=5	  to	  6.4	Fan	  et	  al.	  2006	

Neutral	  fracHon	

Fan	  et	  al.	  2006	

ObservaHonal	  constraints	  on	  the	  EoR	
Several	  things	  we	  have	  learnt	  from	  the	  observaHons	  on	  the	  EoR	• CMB	  anisotropies	  • Gunn-­‐Peterson	  Trough	  (high-­‐z	  QSOs)	  • High	  redshiI	  galaxies	  (LAE)	
• Gamma	  ray	  bursts	  	probe	  neutral	  hydrogen	etc.	

Neutral	  fracHon	  evoluHon	
Itoh	  et	  al.	  2018	

LAEs	
Konno	  et	  al.	  (2014,	  2018)	  	  Ouchi	  et	  al.	  (2018)	

GRBs	
Totani	  et	  al.	  2006,	  	  Greiner	  et	  al.	  2009	  etc.	

GP	  trough	QSOs	
Greig	  et	  al.	  2017	  Banados	  et	  al.	  2017	  etc.	

Neutral	  fracHon	  evoluHon	
Itoh	  et	  al.	  2018	
10.1000.010

CMB	  best	  ﬁt	  	  tanh	  shape	  0.001(⌧ = 0.0544)

10-4

10-5

567

8

910

Neutral	  fracHon	  evoluHon	
Itoh	  et	  al.	  2018	
10.1000.010

CMB	  best	  ﬁt	  	  tanh	  shape	  0.001(⌧ = 0.0544)

10-4

10-5

5

67

8

910First	  stars,	  galaxies,	  QSOs	  in	  the	  early	  Universe	Thermal	  evoluHon	  of	  the	  Universe	Temperature	  [K]	1041000100baryon

10CMB
110100redshiI	1000

CMB:	  2.725	  Blackbody	  spectrum	  	©E.L.Wright	

Standard	  Big	  Bang	  model	  	T (z) = T0 (1 + z),

T0 = 2.725K

Thermal	  evoluHon	  of	  the	  Universe	Temperature	  [K]	

104

1000

100

baryon10CMB110100redshiI	1000

Baryon	  temperature	  evoluHon	

ntot : Total	  number	  of	  “baryonic	  parHcles”	  (including	  electrons)	

AdiabaHc	  evoluHon	  	dT=dt

2HT

T / (1 + z)2DeviaHon	  from	  the	  adiabaHc	  evoluHon	  tells	  us	  	  	  	  heaHng	  and	  cooling	  sources	  in	  the	  Universe	Thermal	  evoluHon	  of	  the	  Universe	Temperature	  [K]	

104

1000

100

baryon10CMB110100redshiI	1000

Thermal	  evoluHon	  of	  the	  Universe	Temperature	  [K]	

104

1000

100

Tb = T / 1 + z

10baryon
CMB

1

10100

redshiI	1000

Baryon	  temperature	  evoluHon	

ntot : Total	  number	  of	  “baryonic	  parHcles”	  (including	  electrons)	
dQ= CComp (Tdt

dQ
dQT) ++
dt heat
dt cool

Baryon	  temperature	  evoluHon	

ntot : Total	  number	  of	  “baryonic	  parHcles”	  (including	  electrons)	
dQ= CComp (TdtdQdQT) ++dt heatdt coolEﬀecHve	  Compton	  scaYering	  	  	  	  	  	  	  	  in	  the	  early	  Universe	

Tb = T /Thermal	  evoluHon	  of	  the	  Universe	Temperature	  [K]	104

Tb / (1 + z)

2

1000

100

baryon10CMB110100redshiI	

1000

Thermal	  evoluHon	  of	  the	  Universe	Temperature	  [K]	104

ReionizaHon	  	  	  First	  stars,	  galaxies,	  QSOs		

1000

100baryon

10CMB
110100redshiI	1000

Baryon	  temperature	  evoluHon	

dQ= CComp (TdtdQ
dQT) ++dt heatdt cool
ReionizaHon	  	  	   First	  stars,	  galaxies,	  QSOs		Thermal	  evoluHon	  of	  the	  Universe	Temperature	  [K]	104

ReionizaHon	  	  	  First	  stars,	  galaxies,	  QSOs		

1000

100

baryon

10CMB
1

10100

redshiI	

1000

Thermal	  evoluHon	  of	  the	  Universe	Temperature	  [K]	104

ReionizaHon	  	  	  First	  stars,	  galaxies,	  QSOs		

1000?
100

baryon

10CMB
1

10100

redshiI	

1000

Thermal	  evoluHon	  of	  the	  Universe	
104

Temperature	  [K]	Ly-­‐alpha	  1000	  forest	ReionizaHon	  	  	  First	  stars,	  galaxies,	  QSOs		?

100baryon

10CMB
1

10100

redshiI	

1000

IGM	  gas	  temperature	  evoluHon	  in	  lower	  redshiIs	
Width	  of	  Lyman-­‐α	  feature	  provides	  the	  IGM	  temperature	

Upton	  Sanderbek	  et	  al.	  2016	

IGM	  gas	  temperature	  evoluHon	  in	  lower	  redshiIs	
Width	  of	  Lyman-­‐α	  feature	  provides	  the	  IGM	  temperature	Helium	  reionizaHon	  bump	Thermal	  evoluHon	  of	  the	  Universe	
104

Temperature	  [K]	Ly-­‐alpha	  1000	  forest	?

ReionizaHon?	  	  	  	CMB	  	  anisotropy	

100baryon

10CMB
1

10100

redshiI	

1000

Thermal	  evoluHon	  of	  the	  Universe	
104

Temperature	  [K]	Ly-­‐alpha	  1000	  forest	?

ReionizaHon?	  	  	  	CMB	  	  anisotropy	

100baryon

10CMB
Measurement	  of	  RedshiIed	  21	  cm	  signals	  1
101001000	  	  	  can	  tell	  the	  reionizaHon	  history	  redshiI	1.	  a	  low-­‐band	  instrument	  sensiHve	  to	  50-­‐100	  MHz.	  	  2.	  a	  high-­‐band	  instrument	  sensiHve	  to	  100-­‐200	  MHz,	  	  Experiment	  to	  Detect	  the	  Global	  EoR	  Signature	  (EDGES)	  The	  EDGES	  team	  reported	  the	  detecHon	  of	  	  	  	  	  21cm	  absorpHon	  signals	  from	  redshiIs	  around	  17	

EDGES	  anomaly	  EDGES	  result	TT⇡⇠ 15Ts
TK

Standard	  cosmological	  model	  	  	  (at	  most)	
T⇠7
TK21cm	  line	  The	  hyperﬁne	  structure	  of	  neutral	  hydrogen	  atom	  At	  the	  transiHon	  of	  these	  levels,	  21	  cm	  photon	  is	  emiYed	  or	  absorbed.	

Cosmological	  21cm	  signal	

Flux	

Neutral	  hydrogen	  region	??  

Signal	  depends	  on	  hydrogen	  gas	  state	

Background	  light	

Background	  light： CMB,	  QSO	  spectrum	DiﬀerenHal	  Brightness	  temperature	✓Tb (z) ⇡ 28xHI (1 + ) 1T (z)Ts (z)◆✓1 + z 0.15
10 ⌦m h2

◆1/2 ✓2⌦b h0.025◆[mK]the	  populaHon	  raHo	  between	  the	  excitaHon	  and	  ground	  states	  	  n1
⌘
n0

✓

g1
g0

◆

In	  the	  hyperﬁne	  structure	

exp

✓

E?
k B Ts◆.

Spin	  temperature	

g1 = 3, g0 = 1
E? = k B T ? ,T? = 0.0681K

21	  cm	  transiHon	  in	  cosmology	  •	  Spontaneous	  emission	•	  TransiHon	  induced	  by	  CMB	
absorpHon	  and	  sHmulated	  emission	•	  TransiHon	  induced	  by	  collisions	•	  Lyman	  alpha	  pumping	  Ground	  state	Hyper	  ﬁne	  structure	

Assuming	  the	  equilibrium	  balance	  of	  these	  eﬀects,	  Level	  populaHon	  :	  Spin	  temperature	  	  T + (y↵ + yc )TKTs =1 + y↵ + y c(Field	  1975)	

Spin	  temperature	  is	  determined	  by	  	  the	  balance	  between	  	  gas	  and	  CMB	  temperature	
Collision	  and	  Ly-­‐a	  are	  not	  eﬀecHve	  :	 yc ⌧ 1, y↵ ⌧ 1

Ts ⇠ TCollision	  or	  Ly-­‐a	  is	  eﬀecHve:	 yc

1,ory↵

Ts ⇠ TK (T↵ )121	  cm	  Tomography	  • Line	  absorpHon	  (emission)	
21	  cm	  signals	  ObservaHon	  frequency	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  ObservaHon	  redshiI	  	  	  	  	  	  	 MHz/(1 + z)
⌫obs =	  	  	  1440

DiﬀerenHal	  Brightness	  temperature	✓Tb (z) ⇡ 28xHI (1 + ) 1T (z)Ts (z)◆✓1 + z 0.15
10 ⌦m h2

◆1/2 ✓2⌦b h0.025◆[mK]the	  populaHon	  raHo	  between	  the	  excitaHon	  and	  ground	  states	  	  n1⌘
n0✓

g1g0

◆

In	  the	  hyperﬁne	  structure	

exp✓

E?
k B Ts◆.

Spin	  temperature	

g1 = 3, g0 = 1
E? = k B T ? ,T? = 0.0681K

Global	  Spin	  temperature	  T + (y↵ + yc )TKTs =1 + y↵ + y c

Global	  Spin	  temperature	  • reionizaHon	  • Dark	  age	• Cosmic	  dawn	  Global	  21cm	  signal	  	  ✓◆✓
◆1/2 ✓◆
2Ts (z)T(z)T (z)1 + z 0.15
⌦b hTb (⌫) =⇡ ⌧28x
1[mK]
⌫ HI2T(z)10⌦h0.025
1 + zsm✓

xHI 1

T (z)
Ts (z)◆✓1 + z 0.15
10 ⌦m h2

◆1/2 ✓⌦ b h20.025

◆

[mK]

Global	  21cm	  signal	  	  reionizaHon	  Dark	  age	Cosmic	  dawn	  Pritchard	  &	  Loeb	  2012	

Experiment	  to	  Detect	  the	  Global	  EoR	  Signature	  (EDGES)	  Best-fitting 21-cm absorption profiles
for each hardware caseIt	  seems	  that	  the	  spin	  temperature	  strongly	  couples	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  with	  the	  gas	  temperature	  by	  Ly-­‐a	Pritchard	  &	  Loeb	  2012	EDGES	  anomaly	  ✓◆1/2 ✓Ts (z)(z)◆ ✓ 1 + z 0.15 ◆1/2TT (z)⌦bbh22[mK]
Tb (⌫) =⇡ ⌧28x
HI 1
⌫ HI
22
T(z)
10
⌦
h0.025m
1 + zss
mEDGES	  result	

TT⇡
⇠ 15
Ts
TKStandard	  cosmological	  model	  	  	  (at	  most)	

T
⇠7
TK

Baryon	  gas	  is	  cooler	  than	  	  in	  the	  standard	  cosmological	  model?	

DM-­‐Baryon	  interacHon	  can	  cool	  the	  baryon	  temperature	dQ= Cb d (TddtT)HT	  et	  al.	  2014	

10000

md = mH

CMB temp.

Tb without the coupling

Temp. [K]

1000

100

1010.1

10

Tb with= 10−6

Td with= 10−6

Tb with= 10−8Td with= 10−8100

redshift1000

Baryon-­‐Dark	  maYer	  coupling	  • RedshiIed	  21cm	  signal	HT	  et	  al.	  2014,	  Brkana	  2019…	

• Small-­‐scale	  power	  spectrum	
Dvorkin	  et	  al.	  2014,	  Ooba,	  HT	  et	  al.	  2019	

• First	  star	  formaHon	
Hirano	  &	  Bromm	  2018	

• Dark	  maYer	  halo	  proﬁle	Kadota,	  HT	  et	  al.	  2016	

EDGES	  results	  Need	  to	  be	  conﬁrmed	  by	  other	  experiments	  !	

SARAS	

LEDA	Sci-­‐Hi	EDGES	  results	  Global	  21	  cm	  Science	  	AbsorpHon	  line	  signature	  	  (	  T	  	  gas	  	  	  	  	  	  <	  	  	  	  T	  	  	  	  )	  	Ly-­‐α	  photon	  producHon	• DM-­‐Baryon	  coupling	• Primordial	  black	  holes	
(Clark	  et	  al.	  2018,	  Hecktor	  et	  al.	  2018)	

• Primordial	  magneHc	  ﬁelds	
(Minoda,	  HT	  et	  al.	  2019)	

• Decaying	  /	  annihilaHng	  dark	  maYer	

(Clark	  et	  al.	  2018)	

• Structure	  formaHon	  in	  the	  early	  universe	 (Yoshiura	  et	  al.	  2018)	

Primordial	  magneHc	  ﬁelds	  Minoda, HT,	  Takahashi	  2019	Seed	  magneHc	  ﬁelds	  of	  magneHc	  ﬁelds	  in	  galaxy	  and	  galaxy	  clusters?	

AddiHonal	  heat	  source	  for	  the	  IGM	  gas	

= CComp (TdQdQT) ++dt heatdt coolPrimordial	  magneHc	  ﬁelds	  Seed	  magneHc	  ﬁelds	  of	  magneHc	  ﬁelds	  in	  galaxy	  and	  galaxy	  clusters?	

AddiHonal	  heat	  source	  for	  the	  IGM	  gas	

= CComp (TdQdQT) ++dt heat
dt coolGlobal	  21	  cm	  signal	  can	  provide	  	  	  	  constraints	  on	  the	  heaHng	  sources	  during	  the	  EoR	

Summary	
ReionizaHon	  	First	  stars,	  First	  galaxies,	  QSO,	  etc.	  	

• IonizaHon	  fracHon	  evoluHon	  • Thermal	  history	Global	  21	  cm	  signal	  measurement	• First	  result	  from	  EDGES	  experiment	21	  cm	  ﬂuctuaHon	  measurement	
Signal	  image	  :	  First	  stars,	  galaxies,	  QSOs,	  SNe	
Abe-­‐san’s	  talk	StaHsHcal	  analysis	  :	  ﬁrst	  star	  staHsHcal	  property	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  Tanaka-­‐san’s	  talk		  applicaHon	  to	  cosmology	  	  • IniHal	  density	  ﬂuctuaHons		  Furugori-­‐san’s	  talk	  	SKA（Squqre	  Kilometer	  Array）	
In	  the	  2020’s