宇宙再電離期の銀河の観測：ALMAとSubaru/HSC
井上昭雄（大阪産業大学）

2017/1/8「銀河進化と遠方宇宙」2017＠熊本

1

宇宙再電離期• 宇宙史最初の10億年• 赤方偏移 z~6—20• 初代星や初代銀河の形成時期• 最初の重元素やダスト汚染

NAOJ
2017/1/8「銀河進化と遠方宇宙」2017＠熊本

2

もくじ• ALMAによる[OIII]88ミクロン輝線観測と宇宙再電離期の星間物理学• Subaru/HSCによる宇宙再電離期のLAE観測と比較すべきシミュレーションの開発（途中）2017/1/8「銀河進化と遠方宇宙」2017＠熊本

3

ALMAによる[OIII]88ミク
ロン輝線の観測と宇宙再電離期の星間物理学
田村陽一、松尾宏、馬渡健、澁谷隆俊、清水一紘、他
2017/1/8「銀河進化と遠方宇宙」2017＠熊本

4

再電離期の[C II] 158μm輝線• 再電離期(z>6)の[CII]輝線は弱い

Pentericci+16[CII]光度• 再電離後(z<6)の銀河の[CII]輝線強度は近傍の星形成銀河と同程度

Local relationz~5-6LAE, LBG(Capak+15)• Lyαと[CII]の反相関？
• Harikane+• 空間的なズレ？

z~6-7 LBG
(Pentericci+16)• Maiolino+15,
Pentericci+16• 他波長対応天体の無い[CII]輝線天体？
• Aravena+16, Hayatsu+
2017/1/8

z~6 LBG(Willott+15)「銀河進化と遠方宇宙」2017＠熊本

z~6-7 LAE

星形成率
5

再電離期の[O III] 88μm輝線[OIII]放射率[OIII]フラックス• Herschelによる近傍低金属量銀河の[OIII]88輝線観測結果にもとづく理論モデルによると、再電離期の[OIII]88輝線はALMAで検出可能。

金属量2017/1/8

Inoue+14, ApJL
「銀河進化と遠方宇宙」2017＠熊本

Hバンド等級
6

赤方偏移z=7.2LAE• SXDF-NB1006-2: z(Lyα)=7.215 (Shibuya+12)• 当時、最遠方銀河記録を更新• ALMAで2時間積分• 2015年6月 (Cycle2)
Subaru/NB1006 (14.7 h.)

Keck/DEIMOS(3.5 h.)10’’

Shibuya+12
2017/1/8「銀河進化と遠方宇宙」2017＠熊本

7

ALMA観測結果: [OIII]88• [OIII] 88 mm輝線の検出(5.3σ).

Inoue+16, Science• z([OIII])=7.2120  最遠方酸素！
Contour: [OIII]88
Color: Lyα (NB1006)

ΔLyα=+110±30 km/s

2017/1/8「銀河進化と遠方宇宙」2017＠熊本

8

ALMA観測結果: [OIII]88
Inoue+16, Science

3日間ともに＞3σ以上の信号

ピクセルS/N分布関数
赤：ポジティブ
青：ネガティブ

2017/1/8「銀河進化と遠方宇宙」2017＠熊本

9

ALMA観測結果: [CII]158
Inoue+16, Science• [OIII]の位置で[CII]輝線は未検出• 2バンドともダスト連続光は未検出

Black: [CII]White: [OIII]

2017/1/8「銀河進化と遠方宇宙」2017＠熊本

11近傍矮小銀河との比較[OIII]/[CII] [OIII]/IR [OIII]/UV

Inoue+16, Science• [OIII]/UVは似ている• [OIII]/IRは大きい• ダストが少ない• [OIII]/[CII]は大きい• [CII]が弱い• HIガス(PDR)が少ない

金属量
2017/1/8「銀河進化と遠方宇宙」2017＠熊本

12

SEDフィット
Inoue+16, Science[O/H]−1.0+1.0−0.3log(SFR[Msun/yr])

2.54+0.17−0.71log(age[yr])6.00+1.00log(Mstar[Msun])

8.54+0.79−0.22

E(B-V) [mag]0.00+0.04

fesc

0.54+0.17−0.54

PEGASE2, Sapleter IMF, constant
SFR, Calzetti dust law, nebular lines
and continuum

βUV<-2.6log(fescξion[Hz/erg]) 25.44+0.46−0.84
2017/1/8「銀河進化と遠方宇宙」2017＠熊本

13

低ダスト/金属質量比• SED、[OIII]輝線光度から酸素組
成は太陽組成の約10分の1

Inoue+16, Science
Blue: SXDF-NB1006-2
Red: Shimizu+16 simulation• シミュレーションの予想通り• 赤外線光度がシミュレーション
より弱い• シミュレーションでは銀河系と同じ50％というダスト/金属比を仮定• 赤外線光度の上限値から、ダスト/金属比は20％未満

2017/1/8「銀河進化と遠方宇宙」2017＠熊本

14

議論（その１）Inoue+16, Science• Lyα速度差: Δv(Lyα)=+110±30 km/s
 N_HI<1e20 cm-2 (Shibuya+14, Hashimoto+15)• 高い[OIII]/[CII]比（[CII]弱い）: [OIII]/[CII]>12
 [CII]を放射する低温HIガスが少ない• 低いダスト/金属比: <20%
 超新星爆発による効率的なダスト破壊あるいはISM中のダスト質量成長が非効率（濃いガスの欠乏？）
ISM中のHIガスが極めて少なく、電離光子脱出が容易になっている可能性• SEDフィットでは約50％という高い脱出率が得られた• IGMを電離した銀河の典型例の可能性？
2017/1/8「銀河進化と遠方宇宙」2017＠熊本

15

議論（その２）
Inoue+16, Science• 宇宙再電離に必要な電離光子放射率• IGMへの光子注入率• SXDF-NB1006-2より明るい天体だけでは再電離は起こせない• 銀河の数が少なすぎる• HSTで検出済の銀河(M<-17)だけで再電離を起こせる可能性はある
光度関数の下限となる等級
2017/1/8• SXDF-NB1006-2並みの電離光子放射率が必要「銀河進化と遠方宇宙」2017＠熊本

16

まとめ
• 宇宙再電離期であるz=7.2 （宇宙年齢7億年）の銀河から[OIII]88輝線を検出！
• 初期宇宙の銀河の星間物理化学状態の新しいプローブとして[OIII]88輝線は超有望！！

• 一方、[CII]158輝線やダスト連続光は非常に弱い• [OIII]/[CII]>12が系外銀河で観測されたのは初• SXDF-NB1006-2は、HIガスが少ない可能性大• 電離光子脱出に有利であり、再電離光源の典型例
かも2017/1/8「銀河進化と遠方宇宙」2017＠熊本

17Subaru/HSCによる宇宙
再電離期のLAE観測と比較すべきシミュレーションの開発（途中）長谷川賢二、石山智明、矢島秀伸、清水一紘、大内正己、他
2017/1/8「銀河進化と遠方宇宙」2017＠熊本

18

再電離シミュレーション• 石山智明によるN体計算＋長谷川賢二による輻射輸送計算• 160 cMpc立方• 2563輻射輸送グリッド

2017/1/8「銀河進化と遠方宇宙」2017＠熊本

19z=7.3

Red: >1e10Ms Halo
Blue: >3e42erg/s LAE
Cyan: Muv<-21 LBG
2017/1/8「銀河進化と遠方宇宙」2017＠熊本

20z=7.0

Red: >1e10Ms Halo
Blue: >3e42erg/s LAE
Cyan: Muv<-21 LBG
2017/1/8「銀河進化と遠方宇宙」2017＠熊本

21z=6.6

Red: >1e10Ms Halo
Blue: >3e42erg/s LAE
Cyan: Muv<-21 LBG
2017/1/8「銀河進化と遠方宇宙」2017＠熊本

22z=5.7

Red: >1e10Ms Halo
Blue: >3e42erg/s LAE
Cyan: Muv<-21 LBG
2017/1/8「銀河進化と遠方宇宙」2017＠熊本

23

UV LF2017/1/8「銀河進化と遠方宇宙」2017＠熊本

24

LAEモデル• Lyα production (Hasegawa RHD)
42

• 𝐿𝐿𝑦𝛼,𝑖𝑛𝑡 = 10erg/s

𝑀ℎ1010 Msun

1.1±𝜎

• Lyα escape• 𝑓𝛼,𝑒𝑠𝑐 = exp(−𝜏𝛼 )𝜏𝛼 −𝜏𝛼0 2• 𝑃 𝜏𝛼 ∝ exp −22𝜏𝛼01/3𝑀ℎ2• 𝜏𝛼0 = 𝜏0∝
𝑀/𝑅ℎ𝑣𝑖𝑟
1010 Msun• IGM transmission• 𝐿𝐿𝑦𝛼,𝑜𝑏𝑠 = 𝐿𝐿𝑦𝛼,𝑖𝑛𝑡 × 𝑓𝛼,𝑒𝑠𝑐 × 𝑇𝛼,𝐼𝐺𝑀

2017/1/8「銀河進化と遠方宇宙」2017＠熊本

25

LyA LF• 𝜏0 = 1.8 (Lyα optical depth for 1e10 Msun halos)𝑥𝐻𝐼 𝑉 = 6.8 × 10−5𝑥𝐻𝐼 𝑀 = 1.3 × 10−3𝑥𝐻𝐼 𝑉 = 8.0 × 10−3𝑥𝐻𝐼 𝑀 = 5.6 × 10−3𝑥𝐻𝐼 𝑉 = 0.36𝑥𝐻𝐼 𝑀 = 0.26

青細線：IGM透過率100％
青太線：再電離シミュレーションにもとづくIGM透過率
2017/1/8「銀河進化と遠方宇宙」2017＠熊本

26

EW-Muv: “Ando-relation”
Ando et al. 2006

z=5.7

Furusawa et al. 20162017/1/8「銀河進化と遠方宇宙」2017＠熊本

27

LAE fraction

Ono et al.2012
2017/1/8「銀河進化と遠方宇宙」2017＠熊本

28

ACF
McQuinn et al. 2007

緑：IGM透過率100％
青：再電離シミュレーションにもとづくIGM透過率
2017/1/8「銀河進化と遠方宇宙」2017＠熊本29

まとめ• Subaru/HSCによるLAE探査結果と比較するためのLAEシミュレーションを開発中である。
• よりリアルな銀河光源モデルを組み込んだ再電離シミュレーションにもとづいている。
• ハロー質量の関数としてLyα脱出率を確率的に与えるLAEモデルを作成した。
• HSCによるLyα光度関数でモデルを校正。
• UV光度に反比例したLAE割合の“傾向”を再現。
• HSCによるLAE角度相関ともおおむね合っているが、>100秒角で齟齬が見られる。
2017/1/8「銀河進化と遠方宇宙」2017＠熊本30