宇宙再電離期中の銀河と活動銀河核
吉浦伸太郎(熊本大学)!

共同研究者
長谷川賢二(名古屋大)

市來淨與 (名古屋大)

島袋隼士(パリ天文台)

田代寛之(名古屋大)高橋慶太郎(熊本大)

第３回 銀河進化研究会 2016/6/1-3 @東北大学

目次
1 , 宇宙再電離
2 , 活動銀河核と星形成銀河モデル
3 , 電離史とパラメータへの制限
4 , まとめ宇宙再電離暗黒時代

宇宙論的赤方偏移 z~30
2億年
宇宙誕生から宇宙の夜明け

宇宙再電離

z~155億年(HERA home page)z~610億年

z=0138億年

宇宙再電離：初期の星や銀河からでた光子によって水素が電離される時代
高赤方偏移クエーサーのスペクトル観測から
水素再電離はz~6で終了 (Fan et al. 2006)
ヘリウム再電離はz~3で終了 (Worseck et al. 2014)

電離源
HI ( HeII ) を電離するには13.6eV ( 54.4eV ) 以上の紫外線光子が必要
主な電離源候補
星(銀河) : 既にz > 6でいくつも銀河が見つかっている(e.g. Ouchi+ 2010, Bouwens+ 2015)

活動銀河核 (AGN)の電離への寄与はよくわかっていない
これまで：AGNはz>3で急激に減少する (Masters et al. 2012)

最近の観測(Giallongo et al. 2015)：high-zの暗いAGNの検出> AGNの再電離への寄与の可能性 ? (e.g. Haardt & Madau 2015)> 20天体程度しか見つかってないのでまだ不定性が大きい

本研究の目的
宇宙再電離に対する星(銀河)とAGNの寄与を制限する
モデル (赤文字はパラメータ)
銀河 ：星形成率(SFRD)、電離光子数、光子脱出率fesc
AGN：UV光度関数 faint end slope α=-1.5 - a(z-2)
例 a=0.03のときα(z=6)=-1.72：Spectral energy distribution(SED)⌘ = 0.5
ε= c2 Ṁ/LEdd =SEDの電離光子放射効率に対応モデルをもとに水素やヘリウムの電離進化を計算
観測から得られている水素やヘリウムの中性率に関する制限等と比較
パラメータに制限を与えて、許されるモデルを議論する

∗,ivery faint luminosities. Although galaxies withpurely UV-selected samples at high redshift magalaxies. As we noted above, a robust census fon the basis of dust emission alone does not ex
and present FIR and submillimeter observator
formation that is missed from UV surveys at su

frequency ν ionizes a particle of the i-th species, the energyhP (ν−νi ) contributes to heat the IGM gas. Thus, analogously
to the number of ionization photons, ϵ ∗, i is given by$ ∞ni σi hP (ν − νi ) ṅ∗νϵ ∗,i =dν. (10)星形成銀河モデルnσ+nσ+nσ
HI HIHeI HeIHeII HeII
νi

星形成銀河・星形成率密度(観測)
To evaluate N∗,i andϵ ∗,i , we need to know γν . However γν depends on the mass spectrum of stars in the・電離光子数 (理論)
early Universe which is highly uncertain both theoreticallyand observationally.
In this paper, we use the result
・光子脱出率fesc (パラメータ)

of Choudhury & Ferrara (2005) derived by population synthesis calculation. According to the study, the integrations
電離光子数(Choundury& Ferraraof γν over the appropriate frequency
ranges are2005)
given by⎧
60 /M , (ν , ν ) = (ν , ν⎪
5.43×10$ ν2⊙⎪
1 2HI HeI ),⎪⎪dν γν = ⎨ 2.61 × 1060 /M ⊙ , (ν1 , ν2 ) = (νHeI , νHeII ),(11)⎪⎪ν1⎪⎩ 0.01 × 1060 /M ⊙ , (ν1 , ν2 ) = (νHeII , 100eV/hp ).
⎪Using the cross section averaged over each frequency range,Opacity
we perform
Z 1 the integration in Eqs. (9) and (10) withni i ⌫Eq.
(11).
n =d⌫
⇤,i

2.2

⌫inHI HI + nHeI HeI + nHeII HeII

Ionizing photons from AGNs

星形成率密度( Madau & Dickinson 2014 )Figure 9: The history of cosmic star formation fromand (left panel) FUV+IR rest-frame measurements. T
1. All UV luminosities have been converted to instan
1.15 × 10−28 (see Equation 10), valid for a Salpeter
converted to instantaneous SFRs using the factor KIR
Salpeter IMF. The solid curve in the three panels plots

UV/X-ray photonsAGNs are also important in the
光子脱出率fesc : from
銀河中で生成される光子が外の銀河間物質に出て行く割合

reionization process of the IGM in the early Universe. X-ray
Figure 9 shows the cosmic SFH from UV and
観測的にはz~1でfescUV=0.1~0.2、理論的にはfesc =0.01~1
photons have much larger
mean free paths thanphotons
as well as the best-fitting function
and can ionize and heat up the IGM at the cosmological dis(1 + z)2.7
̶>
不定性が大きいのでパラメータとする
ψ(z) = 0.015
tance. Therefore, to count the number of ionization photons
1 + [(1 + z)/2.9光度関数は次の式で表す。
活動銀河核(AGN)

1, UV光度関数

1. AGN の UV 光度関数モデル∗
Φ(M1450)
Φ(M1450 , z) = 0.4(α+1)(M −M ∗ )∗1450
1450 + 100.4(β+1)(M1450 −M1450 )
10¡912 [erg/s/Mpc3/Hz]∗
ここで、パラメータは Φ∗ 、faint end slope の α、bright end slope の β 、M1450の 4 つ。この3 つについて、z < 2 では観測 ( Croom et al 2009(arXiv:0907.2727)) で得られた値を関数化∗
では、z = 6 で Φ∗ 、β 、M1450の 3 つが Giallongo et al 2015 の結果にあうように z = 2(Cz = 6(Giallongo et al 2015) の間で光度関数を線形補間する。z > 6 に関しても、z = 6 までの上を用いて、少なくとも明るい側の光度関数が観測に合うモデルを作成した。
また、暗い側のべきである α がどのように進化するかは分かっていないとして、z > 2 で αして z に関して線形に進化させる。ここで、変化率 a はパラメータとする。ただし、次の 3 つ
では観測からずれないように α = −1.5 で固定する、(2) z = 2 で α の値が連続になるようにを下回らない (こうしないとベキが逆転するので)。
図 1 に作成した光度関数モデルの結果を示す。まず、図 1 左上は z = 0.5, 2.0 の光度関数ででの光度関数、点は観測値。これより、z = 0.5 では M1450 < −18、z = 2.0 では M1450 < −い側にはそのまま伸ばす。
1026
次に、図 1 右上にも同様に z = 4.7 での光度関数を示す。暗い側のべきを α =−1.5 にしてa=0.00
AGNのUV光度関数モデル作成
a=0.06測より低い。z = 4.7 の光度関数は z = 2 と z = 6 の間の補間で得られたものなので、特にどa=-0.06
う制限はしていないが、少なくとも明るいM<−26
ではMcGreeretal
2013 の結果とそ1450(Croom et al 2009, Giallongo et al 2015)
MH151025ている。
さらに、図 1 左下には z = 6 での光度関数を示す。黒線が今回のモデル、緑線が Giallong⇤⇤(M1450) ,M1450
パラメータによる光度関数、黄線はWillott et al 2011 で得られたパラメータによる光度関数
z=2-6、LFの, はlogで補間観測値。ちなみに、Giallongo et al 2015 で得られた光度関数24 (緑線) は明るい側で他の観測10かつz>6にも外挿(z=20まで)致している。そのため、このモデルでは少なくとも M1450 < −26 の観測 (Jiang et al 2009)
下限値 (Kashikawa et al 2014) を信用する立場。
emissivity
最後に、図 1 右下には、今回のモデルを用いて見積もった ionizing emissivityを示した。αのモデルと Madau &Haardt 2015 で得られたモデルとの比較をしてある。
1023012345678z

光度関数は次の式で表す。
活動銀河核(AGN)

1, UV光度関数

1. AGN の UV 光度関数モデル∗
Φ(M1450)
Φ(M1450 , z) = 0.4(α+1)(M −M ∗ )∗1450
1450 + 100.4(β+1)(M1450 −M1450 )
10¡912 [erg/s/Mpc3/Hz]∗
ここで、パラメータは Φ∗ 、faint end slope の α、bright end slope の β 、M1450の 4 つ。この3 つについて、z < 2 では観測 ( Croom et al 2009(arXiv:0907.2727)) で得られた値を関数化∗
では、z = 6 で Φ∗ 、β 、M1450の 3 つが Giallongo et al 2015 の結果にあうように z = 2(Cz = 6(Giallongo et al 2015) の間で光度関数を線形補間する。z > 6 に関しても、z = 6 までの上を用いて、少なくとも明るい側の光度関数が観測に合うモデルを作成した。
また、暗い側のべきである α がどのように進化するかは分かっていないとして、z > 2 で αして z に関して線形に進化させる。ここで、変化率 a はパラメータとする。ただし、次の 3 つ
では観測からずれないように α = −1.5 で固定する、(2) z = 2 で α の値が連続になるようにを下回らない (こうしないとベキが逆転するので)。
図 1 に作成した光度関数モデルの結果を示す。まず、図 1 左上は z = 0.5, 2.0 の光度関数ででの光度関数、点は観測値。これより、z = 0.5 では M1450 < −18、z = 2.0 では M1450 < −い側にはそのまま伸ばす。
1026
次に、図 1 右上にも同様に z = 4.7 での光度関数を示す。暗い側のべきを α =−1.5 にしてa=0.00
a=0.06測より低い。
z = 4.7αの光度関数はz = 2 と z = 6 の間の補間で得られたものなので、特にどfaintend slope= -1.5 + a(z-2)
う制限はしていないが、少なくとも明るい M1450 < −26 では McGreer et al a=-0.06
2013 の結果とそMH151025ている。
aはαのz進化を決めるパラメータ
さらに、図 1 左下には z = 6 での光度関数を示す。黒線が今回のモデル、緑線が Giallongaが大きいとhigh-zで暗いAGNが増加
パラメータによる光度関数、黄線は Willott et al 2011 で得られたパラメータによる光度関数観測値。ちなみに、
Giallongo et al 2015 で得られた光度関数24 (緑線) は明るい側で他の観測例: a=0.06 α(z=6)=-1.72
10致している。そのため、このモデルでは少なくとも M1450 < −26 の観測 (Jiang et al 2009)! 下限値 (Kashikawa et al 2014) を信用する立場。
emissivity
最後に、図 1 右下には、今回のモデルを用いて見積もった ionizing emissivityを示した。αまた、faintendはM1450=-18とするのモデルと Madau&Haardt
2015 で得られたモデルとの比較をしてある。
1023012345678z活動銀河核 (AGN)

46log L[erg/s]

2,SED
基準モデルはコンポジットスペクトル再現(右図)9
そのときのBH質量とεは MBH = 3 ⇥ 10 [M ]Kawaguchi et al 2002c Ṁ/LEdd =ε⌘ = 0.5
2-3-2log E [keV]-1012454443

SEDにパラメータεとBH質量依存性を持たせる

42

パラメータε / Ṁ /MBH
1/4 1/4/M⌘⌘ε UVピーク周波数
全体光度 / εBH ε41

Our model1
Kawaguchi et al 2002
composit1415161718log [Hz]1920logν[Hz]logνLν[erg/s]

パラメータのεが高いほど、AGNは電離光子を多く放射->AGNの電離効率を決める。

X-ray側の振る舞いは合わないがそのまま上がるとする
ν[Hz]活動銀河核 (AGN)

logνLν[erg/s]

全体光度 / MBH

1/41/4/M⌘
UVピーク周波数
BH ε

BH mass依存性を持たせることであるεに対して、任意のM1450を持つAGNのSEDの形が決まるのブラックホール質量依存性。kawaguchi et al の図 (右) を再現するように、モデルを作成 (左)。ここかSED を計算できる関数を作成した。

使っていた compositeν[Hz]spectrum を再現するような SED モデルの関数と組み合わせてを与える関数を作成した。その関数と UV 光度関数 (φ) から、次のように任意の z で各zごとのAGN光度関数から平均のスペクトルを計算!
φ(M1450 , z)Lν (ν, M1450 )dM1450!
Lν =φ(M1450 , z)dM1450

2 と z = 暗いAGNが多いとUVピーク周波数は高くなる＞電離しやすくなる
6 で光度関数の暗い側のべき α を変えた場合の SED の変化を比較した。また= −15 とかなり暗くしてある。さらに、これまで用いていた composite spectrum の観測的制限
・水素に対する制限
高赤方偏移クエーサースペクトル観測 HI再電離 z > 5.7 (Fan et al 2006)
Lyman-α Emitter(LAE)観測 fHII > 0.8 ± 0.2 at z=6.6 (Ouchi et al 2010)
0.2 < fHII < 0.7 at z=7.3 (Konno et al 2014)
・ヘリウムに対する制限
高赤方偏移クエーサースペクトル観測 HeII再電離 z > 3.4(Worseck et al 2014)
・CMB optical depth⌧e = 0.055 ± 0.009 (Planck Collaboration 2016)

電離史：HI
fesc=0.08
ε= 0.5ε= 1.011

a=0.00a=0.03a=-0.030.90.8ε= 5.01a=0.00
a=0.03a=-0.03

0.9
0.8

0.8

0.7

0.7

0.6

0.6

0.6

fHII

fHII

fHII

0.7

fHII 0.5

0.5

0.5

0.4

0.4

0.4

0.3

0.3

0.3

0.2

0.2

0.2

0.1

0.1

0.1

00510zz

1500510za=0.00a=0.03a=-0.03

0.915zHI reionization z > 5.7 (Fan et al 2006)

fHII > 0.8 ± 0.2 at z=6.6 (Ouchi et al 2010)
0.2 < fHII < 0.7 at z=7.3 (Konno et al 2014)

00510zz

15電離史：HeII
fesc=0.08
ε=0.5
f =0.06

ε=1.0
f =0.06

esc

esc

1

11
a=0.00a=0.03a=-0.030.9
0.8

a=0.00a=0.03a=-0.03

0.9
0.8

0.8
0.7

0.6

0.6

0.6

fHeIII

0.7

fHeIII 0.5

0.5

0.5

0.4

0.4

0.3

0.3

0.3

0.2

0.2

0.2

0.1

0.1

0.1

000

0.4

0510zz150510z

a=0.00a=0.03a=-0.03

0.9

0.7
fHeIII

fHeIIIε=fesc5.0
=0.06

15z

HeII reionization z > 3.4 (Worseck et al 2014)

0510zz15

CMB : optical depth
fesc=0.08ε=
0.5
f =0.06

ε=1.0
f =0.06

esc

esc

esc

0.08

0.08

0.07

0.07

0.07

0.06

0.06

0.06

0.05

0.05

0.05

0.04
0.03

0.04
0.03

0.02

a=0.00a=0.03a=-0.03

0.01
0oe

0.08

oe

oe

⌧e

ε=f 5.0
=0.06

0510z

15

0.03

0.02

a=0.00a=0.03a=-0.030.01
005z⌧e (z) =Z z
00.04

10z

15z
c T ne (1 + z)

3 dt

dz

dz

Thomson optical depth ⌧ = 0.055 ± 0.009(Planck Collaboration et al. 2016)0.02

a=0.00a=0.03a=-0.030.0100510zz

15観測的制限 ✏✏ = 1.0⌧ = 0.055 ± 0.009

zH > 5.7zHe > 3.4

fesc

fesc

fesc

fHI < 0.2 ± 0.2

total

fesc

fesc

a0.3 < fHI < 0.8z = 7.3

z = 6.6afesc

白 : 制限を満たす

青：制限を満たさない カラーバー：満たす制限の個数

観測的制限 ✏⌘ = 0.5⌧ = 0.055 ± 0.009

zH > 5.7zHe > 3.4

fesc

fesc

fesc

fHI < 0.2 ± 0.2

total

fesc

fesc

a0.3 < fHI < 0.8z = 7.3z = 6.6afesc

白 : 制限を満たす

青：制限を満たさない カラーバー：満たす制限の個数

観測的制限ε= 0.5ε= 1.0

ε= 5.0

fesc

fesc

fesca

すべての制限を満たすのは、0.04< fesc < 0. 08、a < 0.01!
但し、feint endやAGNの登場時期にも依存

まとめ
星形成銀河 (SFRD ,fesc ,電離光子数)
AGN (UVLF, SED)
モデルからHとHeの電離を計算し観測の制限と比較!

CMB optical depthが下がった事で、むしろAGNがhigh-zにたくさんいては問題!

ただし、CMB optical depthとHe reionizationを同時に満たすには、AGNの高いHe電離効率が必要ε>1!

totalの結果はfesc < 0.08, a < 0.01
ただし、結果はLFのfaint endやAGNの登場時期にも依存Back upionizing emissivity
faint end -182610

a=0.00a=0.03a=-0.03
MH151025¡912 [erg/s/Mpc3/Hz]¡912 [erg/s/Mpc3/Hz]

10

faint end -15

1024

1023

0510z

1520

26

a=0.00a=0.03a=-0.03
MH151025

1024

1023

0510z

1520

観測的制限 上段：faint end = -15

下段：デフォルト -18✏ = 0.5✏ = 1.0✏ = 5.0

fesc

fesc

fesc

aa

観測的制限 ✏✏ = 1.0

faint end = -15⌧ = 0.055 ± 0.009

zH > 5.7zHe > 3.4

fesc

fesc

fesc

fHI < 0.2 ± 0.2

total

fesc

fesc

a0.3 < fHI < 0.8z = 7.3

z = 6.6afesc

観測的制限 ✏⌘ = 0.5 faint end = -15⌧ = 0.055 ± 0.009

zH > 5.7zHe > 3.4

fesc

fesc

fesc

fHI < 0.2 ± 0.2

total

a0.3 < fHI < 0.8z = 7.3

z = 6.6a

fesc

fesc

fesc

観測的制限 上段：AGN登場 z=15

下段：デフォルト z=20

✏ = 0.5✏ = 1.0✏ = 5.0

fesc

fesc

fesc

fesc

fesc

fesc

aa

観測的制限 ✏✏ = 1.0

AGN登場 z=15

⌧ = 0.055 ± 0.009

zH > 5.7zHe > 3.4

fesc

fesc

fesc

fHI < 0.2 ± 0.2

total

fesc

fesc

a0.3 < fHI < 0.8z = 7.3z = 6.6a

fesc

観測的制限 ✏⌘ = 0.5AGN登場 z=15

⌧ = 0.055 ± 0.009

zH > 5.7

zHe > 3.4

fesc

fesc

fesc

fHI < 0.2 ± 0.2

total

fesc

fesc

a0.3 < fHI < 0.8z = 7.3

z = 6.6

afesc