ガンマ線天文学 ~日本の戦略~ 東大宇宙線研 2010年11月17日

宇宙赤外線背景放射でさぐる
宇宙初期天体JAXA宇宙科学研究所
赤外・サブミリ波天文学研究系
松浦周二

1

宇宙創成から銀河形成に至る宇宙史
原始宇宙ガス
宇宙最初の星
原始銀河

宇宙赤外線背景放射(CIB)

宇宙マイクロ波背景放射(CMB)

原始重力波
密度ゆらぎ

インフレーション 再結合
宇宙年齢 10-36秒

ダークエイジ
宇宙再電離

38万年 1億年

初期宇宙の密度ゆらぎ

銀河形成・成長

現在10億年

137億年

密度ゆらぎが成長して宇宙で最初の星を形成

時間

銀河の形成 現在の多様なと進化
宇宙構造
2

宇宙再電離・宇宙最初の星（第一世代星）

WMAPによるCMB偏光観測
電離光子による散乱の光学厚さ
τ = 0.089 0.030→ zrion~11 宇宙再電離
現在の宇宙は完全電離状態
再電離源は？
→ Quasar、LAE、遠方銀河、第一世代星

3

第一世代星による宇宙再電離◆

初期宇宙の環境（重元素なし・高温環境）→ 大質量星の形成◆

高温度星 T ＞ 105 K→ 大量の紫外線→ バリオンの10-5が星になれば宇宙全体の電離可能第一世代星 100000K◆◆

再結合輝線へエネルギー転化→ Ly-α １２１６Å
HeII １６４０Å
z >10 ならば近赤外波長で観測

水素ライマン端λ < ９１２Å
電離紫外線
吸収される

太陽 5800K

4

最遠方天体の探査◆

近赤外波長における遠方天体の観測
HST, Keck, SUBARU, ELT．．．

◆

Quasar z = 6.4, LAE z = 7, GRB z = 8.3
銀河 z ~10？

◆HUDF: Hubble Ultra-Deep Field

Total area ~ 40arcmin2
Fan et al., ApJ, 2004, 20065

z~10の第一世代星は個別検出できるか？
JWST6m

SPICA>3m30m
第一世代星（z = 10）→ 次世代巨大望遠鏡： EELT, GMT, TMT,JWST, SPICA,ですら個別の星検出は困難→ 星団や矮小銀河としてならば可能
宇宙背景放射としてならばより容易

宇宙背景放射観測の現状
宇宙赤外線背景放射（CIB : Cosmic Infrared Background）
 前景放射： 太陽系（黄道光）、銀河系（星、星間ダスト放射） 近赤外域には銀河の重ねあわせでは説明できない超過成分

黄道光（前景放射）
第一世代の星モデルスペクトル
背景放射
CMB

系外銀河 第一世代の星の重ねあわせ
Ly -α?
（SUBARU, HST, Spitzer, BLAST）

7

ＴｅＶガンマ線の銀河間吸収によるＣＩＢの測定

ＴｅＶガンマ線の銀河間吸収によるＣＩＢの測定
 γ (TeV) + γ (NIR)  e- + e+ による銀河間吸収, E(NIR)×E(TeV) ~ （2mec2）2
 空気チェレンコフ望遠鏡 HESS Blazer : 1ES 1101-232 ( z = 0.186 ), H 2356-309 ( z = 0.165 ) 吸収前スペクトルとしてべき乗(dN/dE ∝ E-Γ )を仮定, Γ が異常でないかにより判断
 結果
超過をもつ背景放射観測値  × ： 観測や理論(Γ > 1.5)から大きく逸脱
超過なし、銀河カウントのみ  ○ ： 矛盾がない

Aharonian et al., Nature, 440, 1018 (2006)

ＴｅＶガンマ線の銀河間吸収によるＣＩＢの測定 さまざまな吸収量（距離）における観測と多くのサンプル Γ < 1.5は一例のみ → やはりCIB直接測定との矛盾するようである

Kneiske & Dole, 2010

超過成分は本当に銀河系外起源か？


銀河系内放射は微弱、かつ不定性が小さい[AU]
1
太陽系ダストの密度分布

太陽系内前景放射（黄道光）
COBEデータに基づくモデル 0→ 不定性 最大１０％

COBE/DIRBE

Kelsall et al. (1998) ApJ 508, 44

Arendt et al. (1998) ApJ 508, 74

太陽

地球

012[AU]

黄道光はCIBより１桁明るい→ λIλ ~ 30 nW/m2/sr（λ = 1~1.5μm）
CIB超過成分と同程度
黄道光の差引精度がカギ

黄道光の影響が小さいCIB観測方法（I）
黄道光： 太陽光のダストによる散乱
吸収線／吸収帯の深さを指標に観測値への黄道光の寄与を推定

フラウンホーファー線の測定
狭帯域分光観測
可視域で地上観測の例あり（Bernstein et al. 2002など）



ダスト鉱物吸収の連続分光
広帯域連続分光観測
スペースからの観測が必須→ 両者とも１μm付近の観測なし

黄道光の影響が小さいCIB観測方法（II）
CIBゆらぎ測定

∵ 黄道光のゆらぎは極めて小さい
ダスト熱放射成分の観測 ΔI/I~10^(-4)

第一世代星の分布
宇宙初期の線形成長段階にあり、ダークマター分布に従う
CIBゆらぎの角度スペクトルから宇宙初期である検証が可能z	  =	  10z	  =	  3

現在(Ishiyama+09)

シミュレーションによるダークマター分布の進化

13CIBゆらぎの角度スペクトル

第一世代の星：線形成長段階ダークマター分布
系外銀河の分布：
バリオンの放射関与
非線形成長
小角度クラスタリング
特に１０分角スケールのゆらぎ測定が重要

角度スケール: logθ[度]ゆらぎパワー: log l(l+1)Cl /2π [nW/m2/sr]

10-1-2-32
第一世代の星0系外銀河~ 10分角-212354
空間周波数（多重極子）: log l

IRTSやCOBEよりもはるかに高い角分解能が必要

14

Space Infrared Telescopes
Spitzer

AKARI

NASA/JPLJAXA/ISAS

Launch: 2004
Telescope: 85cmφWavelength: 3.5-200μm
Pointed observations

Launch: 2006
Telescope: 68.5cmφWavelength: 3.5-200μm
All-sky survey

SpitzerとAKARIによるCIBゆらぎ測定


波長２µm以上での観測



系外銀河では説明できない＞数分角のゆらぎに超過兆候
Spitzer 3.6μm
AKARI 2.4μm

ゆらぎ振幅

10分角

角度（arcsec）
Kashlinsky et al. 2005, 2007, Matsumoto et al. 201016

我々は目標に近づいている

データ解析中AKARI

ライマンα（~1.2μm）前後の違いが特に重要
AKARI
Spitzer

第一世代星
CIBスペクトル

あかりの結果は第一世代星によるCIBゆらぎ予測と良い一致

17

宇宙赤外線背景放射観測ロケット実験CIBER(Cosmic Infrared Background ExpeRiment)
黄道光とCIBを精度良く分離するためのあらゆる装備
 z~10 Ly-α ピーク（１µm）周辺のゆらぎ（２波長カメラ, 視野２度）
 連続スペクトル（粗いプリズム分光, λ/Δλ~20）
 フラウンホーファー線（狭帯域フィルタ分光, λ/Δλ=1200）

AKARI

Spitzer

第一世代の星CIBスペクトル18宇宙赤外線背景放射観測ロケット実験CIBER

打上げ時環境試験
地上での性能評価、感度較正ロケットI/F、テレメトリ試験、組立て

19

宇宙赤外線背景放射観測
ロケット実験CIBER
２度の打上げ・観測・装置回収に成功！
第１回実験 2009年2月
初めての黄道光連続スペクトル測定
第２回実験 2010年7月
バッフル・迷光除去性能向上の改良
より良質のデータが得られた

20

CIBER第1回フライトの結果
可視・近赤外域での黄道光の連続スペクトル測定に初めて成功
 黄道光ダスト ー 石質隕石やＳ型小惑星と同様の物質で構成

Tsumura et al. ApJ (2010)

第２回フライトでは高精度のCIB検出に成功した（解析中）

未発表のためお見せできません21

ペイロードの回収にも成功
落下衝撃により冷却系部品破損、光学系の外観は問題なし
 大破はしていないため再利用（第3回実験）が可能、現在修復中
22

次期ロケット実験シリーズ CIBER-2

可視域を含むゆらぎSED詳細測定
赤方偏移分布 第一世代の星モデル詳細

より高い点源感度（角分解能）
大口径望遠鏡（30cmφ）
 大規模フォーマット検出器（2k x 2k）


ゆらぎ振幅



AKARI

波長[μm]


現在装置構成検討中

2013年ごろの打上げを目標、以後も継続
23

黄道ダスト雲からの脱出： EXZIT（EXZIT: EXo-Zodiacal Infrared Telescope）


惑星探査機を用いて黄道ダスト密度が低い深宇宙から観測
Spacecraft

Earth1AUSun

Main asteroid belt ~ 3AU

Jupiter ~ 5AU

24

EXZITミッションの利得


５AUでは黄道光が1/30 ~ 1/100に低下
Main asteroid belt ~ 3AU

黄道光の影響がない
理想的なCIB測定
中赤外域（黄道光の割合>99%）
初めてのCIB観測が可能に！

Jupiter ~ 5AU

黄道光
1AU５AU
系外銀河系外銀河
EXZIT
Daily map sensitivity(100pix, 5σ, R = 100)

Hauser et al. 1998 (COBE)
Matsumoto et al. 2005 (IRTS)
Bernstein et al. 2002 (HST)
Tsumura et al. 2010 (CIBER)

25

ソーラー電力セイル探査機による実現
JAXAが開発中の次世代惑星探査機
太陽光圧＋イオンエンジンハイブリッド推進
 IKAROS（10m級セイル）による実証成功


EXZITほか科学機器を搭載した50m級セイル
木星探査とクルージング期の観測
2020年ごろの打上げを目指し開発
50m
探査機本体
Spacecraft Hub

Jupiter Entry
Probe (option)

Photometer

Rotating drum

HGAJovian
OrbiterBuck-up solar cell
Petal supporting rod

Ion engine x2Damper

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EXZIT (EXo-Zodiacal Infrared Telescope)
powered by Solar Sail
~ 惑星探査機による新しい天文学の開拓 ~Z
JAXA宇宙研
宇宙赤外線背景放射観測プロジェクト
http://www.ir.isas.jaxa.jp/~matsuura/darkage/index_da.html

CTAとの連携
 まずは、CIB直接測定とTeV γ-ray吸収測定との矛盾を両者のさらなる高精度化により確定することが重要。
 宇宙背景放射を語るには、その等方性がチェックされていなければならない。
 TeV γ-ray吸収測定でも異方性が測定できるならば、直接測定で得られたCIBゆらぎ（δI/I~1%）との相関は重要な研究となる。

The END
これも宣伝になりますが、、、今週土曜日に放映されるNHK番組「サイエンスゼロ」はあかり衛星の科学成果についてです。
お恥ずかしながら私も出ております。
ご覧いただければありがたく存じます。
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