SKAで探る
宇宙の夜明けと再電離
市來淨與（名大KMI）＆SKA-JP EoR teamoverview

再電離班と国際サイエンスブック紹介●イントロダクション●
国際サイエンスブックより●– 再電離はいつ起こったのか？
– 初代星の性質は？
– いつ初代銀河は現れた？
– いつEoR銀河は現れた？

再電離班の目指すサイエンス
●
まとめ●

井上進

再電離班（１６人）
吉川耕司

百瀬莉恵子 大内正己
横山修一郎

MWA 島袋隼士
へ 吉浦伸太郎
派遣

河野孝太郎
細川隆史

高橋慶太郎
矢島秀伸

長谷川賢二 小林将人
竹内努
田代寛之
市來淨與（’１５班長）

(1501.04459) The physics of Reionization: processes
relevant for SKA observations
B. Semelin & I. Iliev(1501.04291) Cosmology from the EoR/Cosmic Dawnwith the SKA
J. Pritchard, 市來, A. Mesinger et al.
(1501.04203) HI tomographic imaging of theCosmic Dawn and EoR with SKA
G. Mellema, L. Koopmans, H. Shukla et al.
(1501.04213)EoR modelling and simulations for SKA
I. Illiev, M.G. Santos, A. Mesinger et al.

国際サイエンスブック（１）(1501.04247) SKA-EoR correlations and crosscorrelations:kSZ, radio galaxies, and NIR background
V. Jelic, B. Ciardi, 田代 et al.
(1501.04246) Imaging HII Regions from Galaxies andQuasars during Reionisation with SKA
J. S. B. Wyithe, P. M. Geil, & H. Kim(1501.04141) Probing First Galaxies and Their Impact on
the IGM through the 21-cm Observation of the Cosmic
Dawn with the SKA
K. Ahn, A. Mesinger, M. A. Alvarez et al.
(1501.04425) 21cm Forest with the SKA
B. Ciardi, 井上（進）, K. J. Mack et al.

国際サイエンスブック（２）(1501.04340) All-sky signals from recombination toreionization with the SKA observations
R. Subrahmanyan, N. U. Shankar, J. Pritchard et al.
(1501.04104) Bulk Flows and End of the Dark Ageswith the SKA
U. Maio, B. Ciardi, & L. Koopmans(1501.04106) Constraining the Astrophysics of
the Cosmic Dawn and the EoR with the SKA
A. Mesinger, A. Ferrara, B. Greig et al.
(1501.04429) Cosmic Dawn and Epoch ofReionization Foreground Removal with the SKA
E. Chapman, A. Bonaldi, G. Harker et al.

国際サイエンスブック（３）イントロダクションインフレーション … 宇宙の構造の種と背景重力波の誕生
再加熱 … 火の玉宇宙の誕生, QCD相転移 … ハドロン生成
元素合成(～３分) … ヘリウム原子核生成
晴れ上がり（３８万年） … 宇宙背景輻射
暗黒時代（＜1億年くらい） … 輝く天体がない時代
初代天体形成と再電離（１～１０億年）
第二インフレーション（～70億年）
宇宙の誕生

http://www.esa.int/より

HIの放射吸収
背景光は CMB（）

宇宙論

宇宙物理
中性率
スピン温度
ガスの状態
周囲の輻射場が重要

密度揺らぎ
速度勾配
非等方P(k)へ（山内さんトーク）（長谷川さん、矢島さん、島袋さんトーク）
e.g., Furlanetto et al., 2006

スピン温度の時間変化
放射結合

衝突結合

Lα結合

21cm
イオン化率 スピン温度 密度揺らぎ
clumpiness 紫外線
・脱出確率

・feedback・LW radiation

Lα線 X線

星形成史

初期質量関数, 最小ハロー質量宇宙論

予想マップMellema & Iliev

425 Mpc

・密度揺らぎは1度・イオン化 bubbleは10分・広い視野（QSO探査）
・mKの温度揺らぎ

5x5平方度の視野
数分の分解能mKの感度

SKA-Lowへの要求
熱雑音

1. A_coreは小さい方がよい →2. 角度分解能：3分スケール→
3. FoV： 5x5平方度@100MHz →4. mK感度:(秋の夜のみ--> 数年間)
(see, e.g., Zaldarriaga+, '03, McQuinn+, '06, Yoshiura+, '15)

SKA-Lowへの要求
熱雑音

5. 周波数： z=27-3 → f=50-350MHz
6. バンド幅： light-cone効果を抑えつつ → 10MHz
7. 周波数分解能：角度分解能と同じ程度--> 0.5MHz(see, e.g., Zaldarriaga+, '03, McQuinn+, '06, Yoshiura+, '15)

要求まとめ●周波数：50 – 300 MHz

●

分解能：

1kHz（可能な限り）, 1sec
(1kHz for 21cm forest studies
and RFI flagging)

角度分解：● 観測時間：数分
1000h

●

偏光漏込：

< 10^{-4}●

視野：5 x 5 平方度 (2km core)●

ターゲット：South Galactic Pole●

(MWA, PAPERの結果次第)

SKA1-Low

半径2kmにおよそ900 stations

国際サイエンスブック Pritchard et al., 1501.04291

SKAの性能:P(k)z=8z=20

理論

SKA1-Low

SKA2

Low-zはSKA1, High-zはSKA2で

SKAの性能:imaging@z=9
国際サイエンスブック Mellema et al., 1501.04203

再電離はいつおこったのか？

good news from Planck
WMAP9Planck temperature

瞬間的再電離モデル(+lens)(+lens+pol)good news from Planck

B. E. Robertson et al., arXiv:1502.02024

good news from Planck
GRB damping
wing
Dark Ly-αpixels

Ly-α forest

B. E. Robertson et al., arXiv:1502.02024

標準シナリオ
初期密度揺らぎPOP III 星

BHs?

連星系ならX線連星?

SMBH?
POP II 銀河

再電離

結合

再イオン化
IGM加熱

脱結合

A. Mesinger et al., ArXiv:1501.04106

結合再イオン化
IGM加熱

脱結合

国際サイエンスブック
Subrahmanian et al.,1501.04340

A. Mesinger et al., ArXiv:1501.04106

いつ初代銀河が現れた？
初代星は連星系か？
そこからのUV, Xの性質は？

Ly horizons (Vonlanthen +, A&A 2011)
初代天体周りはどう見えるか？

Ly horizons (Vonlanthen +, A&A 2011)
1000hr10km core
stacking

SKA2で

First objects (Ahn+, A&A 2011)
Pop II & III +X-ray binary

Pop II & III only
No X-ray（PopIII, 銀河, QSOの比較... 矢島さんトーク）

First objects (Ahn+, A&A 2011)
Pop II & III +X-ray binary
SKA1

Pop II & III only
No X-ray
SKA2

SKA2で観測可能

いつEoR銀河が現れた？
IGMの構造は？

A. Mesinger et al., ArXiv:1501.04106

いつEoR銀河が現れた？
Star forming galaxies（竹内さんトーク）

国際サイエンスブック A. Mesinger et al., ArXiv:1501.04106

exotic EoR
国際サイエンスブック J. Pritchard et al., ArXiv:1501.04291

初期磁場の散逸による加熱電離グローバルシグナル（揺らぎは観測不可）

Shiraishi, Tashiro, Ichiki, PRD, '14日本のサイエンス

宇宙再電離モデルの構築
２１cm

イオン化率
c- factor 紫外線シグナル

現在の主流モデル

スピン（ガス）温度

密度揺らぎ

Lα線

宇宙論

X線モデル
星形成史 最小ハロー質量＆脱出確率初期質量関数

宇宙論（ゼルドビッチ近似）●（粗い）ポストプロセス輻射輸送●●●

フィードバック効果が無視される

サブグリッド銀河モデル●

星形成率,脱出確率,IMF

利点：計算が軽い,100Mpc box→ 統計的な議論
欠点：結果がモデル依存モデルの部分を数値シミュレーションの結果に置き換える

宇宙再電離モデルの構築
精密化とは別の目的...スピード●
データと理論モデルの比較– CMB study … 数秒
– 現存の21cmコード … 数時間●

早く・安く・うまく計算を計算コストを物理を正しく

SKAJPの戦略①初代質量関数のモデル作成●

電離光子と解離光子の数の正確な見積り②輻射流体計算結果のサブグリッドモデル作成
紫外線脱出割合の環境・時刻依存性のテーブル作成●
銀河間電離ガスのクランピングへの光加熱の影響●③重力場の精密化
大規模なN体計算 … 小さなハローまで●
高次摂動論を用いる … 高次相関まで●④超音速流のモデル化
2流体計算とし、初期条件を正しく設定●
球対称崩壊モデルを応用してモデル化●

長谷川賢二（名大）を中心に国立天文台支援経費を受けて進めている

SKAJPの戦略①初代質量関数のモデル作成●

電離光子と解離光子の数の正確な見積り(Abel+, '02, Yoshida+ '06, Turk+, '09, Susa '13, Hirano+ '14)

SKAJPの戦略①輻射流体計算結果のサブグリッドモデル作成
紫外線脱出割合の環境・時刻依存性のテーブル作成●
銀河間電離ガスのクランピングへの光加熱の影響
●

(

長谷川氏
名大ス
ライドより)SKAJPの戦略①輻射流体計算結果のサブグリッドモデル作成
紫外線脱出割合の環境・時刻依存性のテーブル作成●
銀河間電離ガスのクランピングへの光加熱の影響
●

(

長谷川氏
名大ス
ライドより)SKAJPの戦略①超音速流のモデル化
2流体計算とし、初期条件を正しく設定●
球対称崩壊モデルを応用してモデル化●

崩壊時刻の遅れ

1.02

Mass function (z=10)

10.98
0.96
0.94
0.92
0.9
0.88
0.86
0.84
0.82
310

4

10105

106

107

108

910see, 淺羽さんポスター

前景放射問題
強烈な前景放射銀河系シンクロトロン
銀河系外電波天体
●
地球電離圏
● …
●
●

再電離期のシグナル
5桁の隔たり前景放射のシグナル

arxiv:1210.0197

10 桁！
(Santos+, ApJ625,'05)
銀河系シンクロトロン

Gleser+, MNRAS 391, '08

系外電波銀河
銀河系Free-Free系外銀河Free-Free

21cm シグナル

Position accuracy 0.5%
Antenna gain calibration 0.05%での角度パワースペクトル

Datta et al., ApJ, 2010

(Chapman+, 1501.04429)
typeparametric

名前
Polynomialfitting(Wang+,2006)

CCA(Ricciardi+,2010)

Nonparametric手法（dataとモデルのcov-matrixの差を最小化）

Wp smoothing(Harker+,2009)

GMCA(Bobin+,2014)（estimate A based on sparcity）

小スケールはうまくいく

CCA が成績優秀

観測例（PAPER）
MWA(Dillon+, '14)
Foreground residual...

GMRT(Paciga+, '13)

ノイズ

Jcobs et al., 1408.3389

観測例（PAPER）
MWA(Dillon+, '14)

Data量 … 10Tera bytes for 32 antennas
計算機 …Foreground...
a 35 core cluster GMRT(Paciga+, '13)
SKAにでスケール～10,000Terabytes
ノイズ& a 35,000 core cluster
Jcobs et al., 1408.3389

帯域幅250MHz … 1GHz (4倍サンプル)チャンネル数 … (250M)/(1.2k)~208333
自己相関演算 … 208333^2/2*2= 4.34e10
干渉演算 … 866^2/2~374978
データ量 … 216 [Gbyte/s]
観測時間合計 … 216G x 3,600,000

まとめ
宇宙の熱史における最後のイベント：
再電離● CMBと銀河カウントは無矛盾に● 中性水素２１cmによる直接観測– SKA1で再電離の様子が統計的によくわかる– 初代天体まわりはSKA2が必要
●

まとめ
●

EoRの統計的研究からの要求– 周波数... 50-300MHz,視野... 5x5 [deg2],
角分解能... 数分, 周波数分解能... 0.1MHz●

天体周辺の様子– 角分解能...分以下（Ly-horizons）

電離層まで含めた現実的な前景放射モデルの構築と研究は必須● SKA-JP再電離班では、日本版再電離モデル構築を目指して活動中●

分解能視野10.2 eV●

メモ集Lya pumping becomes strong

SKA-Lowへの要求
1/(visibilityの数)

独立なkモードの数

熱雑音

redundancy

1. A_coreは小さい方がよい → A_core=(2000m)^2
2. FoV： 5x5平方度@100MHz → A_eff = 35^2 [m]
3. 角度分解能：3分スケール→D_core>2000[m]4. mK感度:t_int=1000h (秋の夜のみ--> 数年間)

(see, e.g., Zaldarriaga+, '03, McQuinn+, '06, Yoshiura+, '15)