宇宙赤外線背景放射観測の現状

津村耕司
東北大学 学際科学フロンティア研究所

目次	
n

1.イントロダクション• 赤外線背景放射(EBL or CIB)とは？
• TeV γ線との関連n

2.「あかり」による観測• 前景光との分離

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3.CIBERによる観測• 最近の成果(特にEBLゆらぎとIHL)

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4.考察
• EBLエクセスの起源は？(PopIII? IHL?)	

1.イントロダクション	遠方宇宙を探る2つのアプローチ	
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暗い点源を大望遠鏡で点源検出• ｚ～10の銀河をHSTで観測!? Bouwens et al. (2011)• きわめて明るい特異な天体に限られる• 初代天体（Papulation III at z>10）の点源検出
はSPICAやTMTをもってしても困難
AB等級で34等 ＠Kバンド, 300Msolarn

背景放射として観測！
• 点源として分解されない天体からの光を含むはず• 様々な光の放射･吸収の全ての歴史を反映	

宇宙赤外線背景放射nExtragalac)c	  Background	  Light(EBL)	  Cosmic	  Infrared	  Background(CIB)とも	  n 大気による吸収やOH輝線などのため、地上からの観測は非常に難しい→ スペースからの観測が必要	  nnSKY	  =	  ZL	  +	  ISL	  +	  DGL	  +	  EBL	  ZL(Zodiacal	  Light):黄道光 	  n ISL(Integrated	  Star	  Light):銀河系内の星の積算	  n DGL(Diﬀuse	  Galac)c	  Light):銀河系内ダストによる拡散光	  n	  n前景光差し引きの結果残ったEBLは一様成分	  ILG(Integrated	  Light	  of	  Galaxies):系外銀河の積算 	  n EBLエクセス？	  
nn

黄道光(ZL)の差し引きが困難	今までのEBLのスペクトル観測	
n

COBE/DIRBE、IRTSなどによるEBL観測• 互いにコンシステントな観測結果• １.5µｍ付近にピーク？

銀河の積算では説明できない強度（EBLエクセス）n ｚ~10に大規模なPopIIIの星形成？
nn

最大の敵は黄道光
空の明るさの8－9割＠NEP

黄道光観測の精度がカギ	TeVγ線blazer観測からの制限	
n

n

	

EBLが銀河系外起源なら、TeVγ線とEBL光子が反応し、TeVγ線はEBLによって銀河間吸収を受ける
γ(NIR) ＋ γ(TeV) → e- ＋ e+E(NIR) + E(TeV) > 2mec2
吸収前のスペクトルをべき乗と仮定し、Γが観測や理論と一致するか(Γ＞1.5)を調べる→ EBL直接観測と矛盾 Aharonian et al.(2006) など

EBL観測のキーワード	n

EBLの絶対スペクトル• EBLの強度は銀河の足し合わせで説明可能か？
• いかに前景光(主に黄道光)を差し引くか？

n

EBLの空間的ゆらぎ	

• ゆらぎ観測では最大の前景光である黄道光の影響を受けにくい• 大規模構造形成のタネ？
• CMBゆらぎと大規模構造の間をつなぐ観測
Spitzer EBLゆらぎ

Kashlinsky et al. (2005)

2．「あかり」によるEBLの成分分離	

Tsumura et al. 2013, PASJ 65, 119:黄道光(ZL)、データリダクション
PASJ 65, 120:銀河光(DGL)
PASJ 65, 121:背景放射(EBL)
ウェブリリース
http://www.ir.isas.jaxa.jp/ASTRO-F/Outreach/results/
PR131227/pr131227.html

赤外線天文衛星「あかり」(ASTRO-F)n

日本初の赤外線天文衛星• 2006年2月22日打上げ• M-V-8号機＠内之浦• 2011年11月24日停波n

有効径68.5cmの冷却望遠鏡• 液体ヘリウム ＋ 冷凍機 (Phase-1,2)• 液体ヘリウム枯渇後(2007年8月)は冷凍機のみ (Phase-3)n

メインミッション：全天サーベイ• ポインティング観測も可能

n

2種類の観測装置• Far-Infrared Spectrometer (FIS)• InfraRed Camera (IRC)n

太陽同期極軌道• 太陽・地球からの熱入力を最小化• North Ecliptic Pole (NEP)を定期的に観測	「あかり」 InfraRed Camera
コールドシャッターがないSpitzerでは得られないデータn 過去のIRTSと比べて高い空間分解能でより暗い点源まで除去• 銀河系内の星によるコンタミの影響無し(ISL~0)	
n

面輝度スリット分光

得られたスペクトルと観測天域の分布	広い空にわたる空のスペクトルデータを取得
SKY = ZL + DGL + EBL
空間相関を利用して前景光分離
黄道光 (ZL) à 黄緯依存性
銀河光(DGL) à 銀緯依存性
背景光(EBL) à 一様分布
拡散光分光カタログの公開
http://www.ir.isas.jaxa.jp/AKARI/Archive/
Catalogues/IRC_diffuse_spec/
天域	

データ数	

① 「あかり」北黄極(NEP)領域	

80	

② Spitzer dark 領域	

38	

③ 銀緯５度以上の領域(①と②を除く)	

56	

④ 銀河面(-5度<銀緯<５度)領域	

35	

⑤ 銀緯-5度以下の領域	

69	

IRC 9μm(名大提供)	

銀河光の分離	

銀河光(DGL)=銀河系内のダストからの放射à ダストの量に相関n Galactic dust ∝ FIR(100um)
SKYλ = ZLλ + DGLλ + EBLλ
SKYλ – ZLλ = DGLλ + EBLλ= aλ*I100um + bλn 各波長ごとに遠赤外線データと相関を取り、近赤外線での銀河光を初めて抽出n 得られた銀河光スペクトルを遠赤外線輝度でスケーリングする事で、各天域でのDGLが求まるn黄道光の分離	n

黄緯依存性用いて黄道光スペク
トルのテンプレートを抽出• 散乱光成分(5800K)と熱放射成分(300K)に分離n

黄道光の絶対値はDIRBEモデル(Kelsall et al.1998)を用いる• 散乱光成分：2.2umモデル値• 熱放射成分：4.9umモデル値	

n

Correlation analysis
SKYλ – DGLλ = ZLλ + CIBλ= cλ*DIRBE + bλCλ~1(±5%), bλ is CIB

CIBER	EBL spectrum	

銀河の足し合わせからの有意なEBLエクセスを確認	

3．ロケット観測実験CIBER	CIBER	  4th	  ﬂight	  (2013/Jun./5th) @Wallops	  Flight	  Facility,	  US	  写真：新井俊明(ISAS/JAXA)	

Cosmic Infrared Background ExpeRiment(CIBER)	
日米韓共同研究チーム（約10名）
NASAのロケットプログラム
４度の打上げ・観測に成功！
第１回実験 2009年2月
第２回実験 2010年7月
第３回実験 2012年3月
第４回実験 2013年6月		

http://www.ir.isas.jaxa.jp/~matsuura/darkage/index_da.html We	  Are	  Rocket	  boys	  !

ロケット実験の概要 (第1-3回目の場合)	
0.45m

最高高度: 330km
ペイロード	

1.2m

CIBER
高度200km以上で観測	

観測時間: 400sec

15m
Black Brant VC MK1

データ送信速度:30Mbps
指向安定性:＜２arcsec

回収	
Terrier MK70

打上場: White Sands Missile RangeWide-Field Imagers

1.0/1.6 um でのCIBゆらぎ観測	

Narrow Band Spectrometer (NBS)
フラウンホーファー線観測による黄道光の絶対値測定	
Low Resolution Spectrometer (LRS)
0.7-2.2 umでのCIB分光観測	

CIBER equipments
CIBER全体図 →ロケットの外壁がクライ
オスタットを兼ね、内部を液体窒素で冷却	Pop-up baffle ⬇
⬇Focal Plane Assembly	

CIBER Launcher

Flight ! Recovery	  Bock36.226

CIBER results (Preliminary)	

CIBER分光結果	
まもなく投稿予定	

CIBERゆらぎ解析	

点源マスク	
領域間差分による	フラットフィールドエラー除去	
スムージング など	
Zemcov et al.
Science acceptedゆらぎのパワースペクトル	

CIBER

あかり

Spitzer

Zemcov et al.
Science accepted4.考察	

初代星モデル	n

Dwek et al. (2005)

最初は初代星モデルが提唱された• 1.5umピークをz~10のLyman-αで説明n

ただしEBLエクセスを説明できるレベルの初代星形成は非現実的というのが現在の理解	
Inoue et al. (2013)

Intrahalo Light (IHL) モデル	CIBゆらぎを説明する新たなモデルn 銀河衝突時にはぎ取られ、ハローに存在する星からの光(IHL)の積算(z<6)
n CIBエクセスを説明できるか？
nIHLの全光度に対する割合	
n

モデル内で仮定された各銀河でのIHLの割合

Cooray et al.
(2012)nn

最近のM101での測定だとIHL=0とコンシステント
ただし銀河ごとのばらつきは大きそう

Van Dokkum et al.
(2014)

EBLエクセスを説明できるか？	
IHL~10 nW/m2/sr
レベル (by Cooray)n EBLエクセスはまだ残るが、黄道光に押し付けられるレベルか?
n

CIBER	
分光結果	
まもなく	
投稿予定	

• 黄道光の一様成分の存在を示唆する結果も(川良ら)n

IHLの場合でも、TeVとの問題は尚残る

まとめ	n

赤外線背景放射(EBL)のスペクトル・ゆらぎ観測• CIBERでは黄道光とは異なるスペクトル形状のEBLエクセスを検出• Spitzer-「あかり」-CIBERで高いレベルのEBLゆらぎを観測nIntrahalo Light (IHL)モデル• EBLゆらぎをうまく説明できるモデル• EBLエクセスの全ては説明できないが、部分的には説明できるn

黄道光の一様成分との組み合わせでEBLセクセスを説明できるか？他の未知な光源があるのか？

• IHLモデルだとTeVガンマ線との矛盾は尚残る？？