銀河形成と宇宙再電離が織りなす	  初期の宇宙進化 	

大内 正己 	
(東京大学 宇宙線研究所)	

Outline		  • What	  is	  ‘cosmic	  reioniza5on’?	  
a) Reioniza5on	  history	  b) Physical	  reasons	  of	  reioniza5on,	  known	  to	  date.	  	  →	  Open	  ques5ons	  (unknowns)	  • Future	  Projects	  Cosmic	  Reioniza5on	  	Robertson	  et	  al.	  (2010)	

Cosmic	  Reioniza5on:	  	  Universe	  ﬁlled	  with	  neutral	  hydrogen	  →	  Ionized	  hydrogen	  at	  z>6	  	  	  H+γ→p+e-­‐ (Hydrogen	  ioniza5on)	

Cosmic Reionization 	

100	  h-­‐1Mpc	
Galaxies (blue dots) and ionized bubbles (orange)
RT simulations (Iliev et al. 2006)	

•‘Basic’	  picture:	  Ionizing	  photons	  from	  star-­‐forming	  galaxies	  make	  ionized	  bubbles	  that	  ﬁll	  the	  universe-­‐>	  reioniza5on.	

Tight	  Rela5on	  between
Cosmic	  Reioniza5on	  &	  Galaxy	  Forma5on	
Reioniza5on	

Ionized	  IGM(orange),	  neutral	  IGM(green),	  and	  Galaxies	  (blue)	

Galaxy/star	  forma5on	
Ionizing	  photons	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  to	  ionize	  the	  universe	

Intense	  UV	  background	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  to	  suppress	  dwarf-­‐galaxy	  forma5on	  	M(halo)=6e7	  Moz_c=1.7	
Susa	  &	  Umemura+04	

M(haz_c=7

COSMIC	  REIONIZATION	  HISTORY	  KNOWN	  TO	  DATE	How	  Do	  You	  Probe	  Cosmic	  Reioniza5on?	  

Galaxy (blue)、Neutral H（green）、H+ (orange)• Evolu5on	  of	  ioniza5on	  states(neutral/ionized)	  →	  Cosmic	  reioniza5on	  history	  – Neutral	  hydrogen	  frac5on:	  xHI	  =	  (nHI/nH).	  	  Es5ma5ng	  xHI(z)	  – Emission	  from	  ionized	  gas	  (e.g	  Lya	  lines)	  • The	  density	  of	  ionized	  gas	  is	  extremely	  small,	  5x10-­‐6	  5mes	  smaller	  than	  that	  of	  Galac5c	  gas.	  
→Extremely	  faint/area.	  Very	  diﬃcult	  to	  detect.	  

– Emission	  from	  neutral	  gas	  (21cm	  line)	  	  • Again,	  too	  faint.	  No	  detec5ons	  (PAPER,	  GMRT)	  21cm	  Emission	  from	  Neutral	  Hydrogen	
Neutral	  hydrogen	  epoch	  (incl.	  cosmic	  dark	  age):	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  A	  hyperﬁne	  structure	  line	  of	  hydrogen	  (21	  cm	  radio	  emission)	  	proton	

electron	

Hydrogen	  atom	  (ground	  2S	  state)	  	  parallel	  spins→	  an5-­‐parallel	  spins	  cf.	  Fine	  structure	  line	  cased	  by	  the	  spin-­‐orbit	  interac5on	  (S・L).	  	How	  Do	  You	  Probe	  Cosmic	  Reioniza5on?	  

Galaxy (blue)、Neutral H（green）、H+ (orange)•Evolu5on	  of	  ioniza5on	  states(neutral/ionized)	  →	  Cosmic	  reioniza5on	  history	  – Neutral	  hydrogen	  frac5on:	  xHI	  =	  (nHI/nH).	  	  Es5ma5ng	  xHI(z)	  – Emission	  from	  ionized	  gas	  (e.g	  Lya	  lines)	  • The	  density	  of	  ionized	  gas	  is	  extremely	  small,	  5x10-­‐6	  5mes	  smaller	  than	  that	  of	  Galac5c	  gas.	  →Extremely	  faint/area.	  Very	  diﬃcult	  to	  detect.	  

– Emission	  from	  neutral	  gas	  (21cm	  line)	  	  • Again,	  too	  faint.	  No	  detec5ons	  (PAPER,	  GMRT)	  Quiz:	  How	  can	  you	  measure	  the	  ioniza5on	  states	  of	  the	  universe?	  Probing	  Reioniza5on	  History	  (1)	  Gunn	  Peterson	  τ	 SDSS	  QSO	  Spectra	
QSO	  Spectrum	
I0	I	©	  N.Yoshida	Gunn-­‐Peterson	  op5cal	  depth	  (→I/I0=e-­‐τGP):	  GP	  test	  For	  (nHI/nH)>~0.01%	  at	  z~6,	  	  large	  τGP	  !	   	  (due	  to	  large	  σLya)	  Problem:	  no	  xHI	  es5mates	  beyond	  z~6	  with	  Gunn-­‐Peterson	  op5cal	  depth		  Probing	  Reioniza5on	  History	  (2)	  CMB	  Polariza5on	

•••

•
•
•

Cosmic	  microwave	  background	  (400	  photons/cm3)	  Dunkley+09	

CMB	  photons	  interact	  with	  free	  electrons	  in	  the	  ionized	  (+partly	  ionized)	  universe	  via	  Thomson	  scawering	  →	  Polariza5on	  (incl.	  temp.	  ﬂuctua5on	  suppression)	  Op5cal	  depth	  of	  Thomson	  scawering	  	  Instantenous	  reioniza5on	  at	  zr	τ	  =	  0.089±0.032	  (Plank2013),	  0.084	  ±	  0.013	  (WMAP9;	  Hinshaw+12)	  →zr~10-­‐11	  (instantaneous	  reioniza5on)	  Problem:	  No	  5me	  resolu5on	  Reioniza5on	  History	  	  from	  GP	  test	  and	  CMB	  Polariza5on	
CMB	？
QSO	

Linear	  Plot	
CMB	

QSO	
Log	  Plot	 Ouchi et al. (2010)•••

Neutral	  hydrogen	  frac5on,	  xHI,	  =nHI/nH,	  is	  increasing	  beyond	  z~6.	  
No	  constraints	  at	  z~6-­‐10	  (GP	  test,	  xHI<10-­‐4;	  CMB	  no	  5me	  res.).	  	  Many	  compe5ng	  models.	  Sharp/extended	  reioniza5on?	

Probing	  Reioniza5on	  History	  (3)	  Lyα	  Damping	  Wing	  Absorp5on	
Absorp5on	  cross	  sec5on	  (→voigt	  proﬁle)	
1.	  Exponen5al	  proﬁle	  by	  thermal	  mo5on	Maxwellian	  velocity	  distribu5on	Natural	  absorp5on	  cross	  sec5on	  	  	2.	  Powerlaw	  (σ∝Δλ-­‐2	  )	  tail	  by	  natural	  broadening	• Damping	  wing	  absorp5on	  of	  inter-­‐galac5c	  medium	  (IGM)	  just	  in	  front	  of	  a	  very	  bright	  object	  (GRB,	  QSO,	  and	  galaxy)	  at	  z>~7	  	  •	Damping	  Wing	  Absorp5on	  	  (a)	  GRBs?	  	
z=8.2	
z=6.3	

Absorp5on	

Totani+06

Tanvir+09• The	  absorp5on	  found	  in	  the	  GRB	  at	  z=6.3	  (GRB050904).	  
Damping	  wing	  absorp5on	  or	  the	  gas	  associated	  with	  the	  host	  galaxy	  (DLA)?	  	  Upper	  limit	  of	  xHI<0.17	  • The	  highest	  redshi•	  GRB	  at	  z=8.2	  (GRB090423)	  →	  too	  faint	  to	  iden5fy	  the	  absorp5on.	  	Damping	  Wing	  Absorp5on	  (b)	  Quasars	
z=7.1	ULAS	  J1120+0641	

xHI=0.1	  xHI=0.5	  xHI=1.0	  Mortlock et al. (2011)• z=7.1	  Quasar.	  Most	  distant,	  so	  far.	  	  • Assuming	  the	  damping	  wing	  absorp5on	  of	  neutral	  IGM	  →xHI=0.1-­‐0.5	  is	  preferred.	  Considering	  the	  gas	  associated	  with	  the	  host	  galaxy,	  xHI=1	  is	  rejected.	  Mortlock	  et	  al.	  concluded	  xHI>0.1	

Damping	  Wing	  Absorp5on	  (c)	  Galaxies	 Ono,	  MO	  et	  al.	  (2011)	

Lya	  Luminosity	  Func5on	  (Lya	  LF)	  Intrinsic	  Lyα	  ?	  

Faint	  sample	  (Muv~-­‐19.5)	

absorbed	  Pure	  num.	  evolu5on	  Pure	  lum.	  evolu5on	  Size	  of	  ionized	  bubble	

30%	  Dijkstra et al.
(2007)
Ouchi	  et	  al.	  (2010)	  • Lya	  emission	  line	  from	  galaxies	  are	  also	  absorbed	  by	  damping	  wing	  absorp5on.	  	  →	  Towards	  the	  more	  neutral	  universe,	  one	  expects	  less	  galaxies	  with	  a	  strong	  Lya	  emission	  line.	  
• Frac5on	  of	  Lya	  emimng	  galaxy	  to	  all	  galaxies,	  XLya.	  Signiﬁcant	  drop	  of	  XLya	  at	  z~7.	  
→	  Explaining	  it	  with	  damping	  wing	  absorp5on,	  xHI~0.5	  	  Reioniza5on	  History	  Revealed	  To	  Date	CMB	Galaxy	

GRB	
τGP	

QSO	

Choudhury+08	  models	  Mh(lim)~109Mo	  Mh(lim)~108Mo	  Mh(lim)~106Mo	

Linear	  Plot	Log	  Plot	 Ouchi et al. (2010)+latest results• Neutral	  hydrogen	  frac5on,	  xHI,	  is	  increasing	  beyond	  z~6.	  
• Although	  xHI<1	  at	  z~7	  is	  known.	  Large	  uncertain5es	  for	  z>6	  constraints.	  Not	  clear	  about	  sharp/extended	  reioniza5on?	  →Next	  genera5on	  surveys.	  Probes	  of	  Cosmic	  Reioniza5on	  Hisoty	
1. Gunn	  Peterson	  test	  for	  Lya	  absorp5on	  w	  QSOs	  Problem:	  Limited	  to	  z<~6	  	  2. CMB	  polariza5on	  (τe	  only)	  Problem:	  Diﬃcult	  to	  obtain	  5me	  resolu5on	  	  3. Lya	  dumping	  wing	  absorp5on	  a)	  GRBs,	  b)	  QSOs,	  c)	  Lya	  emimng	  galaxies	  Problem:	  One	  needs	  great	  sensi5vi5es	  for	  Lya	  galaxies	  or	  iden5ﬁca5on	  of	  rare	  GRBs	  and	  QSOs.	  	  	  Although	  the	  reioniza5on	  epoch	  z~6-­‐10	  is	  known.	  Not	  clear	  about	  sharp/extended	  reioniza5on?	

PHYSICAL	  REASON	  OF	  COSMIC	  REIONIZATION	

Recall: Cosmic reionization 	

Galaxies (blue dots) and ionized bubbles (orange)
RT simulations (Iliev et al. 2006)	•‘Basic’	  picture:	  Ionizing	  photons	  from	  star-­‐forming	  galaxies	  make	  ionized	  bubbles	  that	  ﬁll	  the	  universe-­‐>	  reioniza5on.	

Star-­‐Forma5on	  History	  Known	  To	  Date	• Hubble	  Ultradeep	  ﬁeld(HUDF)+CLASH	  Coe	  et	  al.	  2012/Bouwens	  et	  al.	  2012	– Peaking	  at	  z~2-­‐3.	  	  – z~7	  SFRD	  comparable	  today.	  	  – Rapid	  buildup	  in	  SFRD	  at	  z~8-­‐10	  and	  beyond??	  Dropping	  Star	  Forma5on	  Rate	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  -­‐-­‐lower	  ionizing	  photon	  produc5on	  rate	  towards	  high-­‐z-­‐-­‐	Evolu5on	  of	  Ionizing	  photon	  emission	  density	

Ouchi+09b• Ionizing	  photon	  produc5on	  rate	  from	  observa5ons	

Ionizing	  emission	  density	  at	  ~900A,	  εg~ρ/6=2e25	  for	  z~7,	  spectral	  index,	  αs~3,	  and	  escape	  frac5on,	  fesc~0.04	  →log	  dNion/dt	  =	  49.6	  s-­‐1	  Mpc-­‐3	

• Ionizing	  photons	  required	  for	  ionized	  Universe	  are	  given	  by	

CHII	  is	  a	  clumping	  factor,	  CHII=<nHII2>/<nHII>2	  ;	  CHII=1	  is	  for	  uniform	  universe.	

Missing	  Ionizing	  Photon	  Problem?	
Cosmic	  SFRD	

Thomson	  Scawering	  Op5cal	  Depth	z	Robertson+10	

Es5ma5ng	  ionizing	  photon	  budget.	  
– SF	  history	  (∝	  ρuv)→	  ionizing	  photon	  rate	  (dNion/dt)	  	  – Electron	  density,	  ne(z)→	  Thomson	  scawering	  τe	  – τe	  from	  galaxies	  is	  smaller	  than	  τe	  from	  CMB	  measurement	  Shortage	  of	  ionizing	  photons.	  Are	  ionizing	  photons	  missing?	

	  	  

•	  •Missing	  Ionizing	  Photons	  (from	  Galaxies)?	  
The	  other	  sources	  of	  reioniza5on?	  
– Quasars?	  But	  only	  a	  few	  %	  of	  ionizing	  photons	  at	  z~6	  (e.g.	  Srbinovsky	  &	  Wyithe+07)	  – What	  else?	  Primordial	  blackholes??	  Dark	  mawer	  annihila5on???	  (Ricom	  &	  Ostriker+04)	  Uncertain5es	  of	  ionizing	  photon	  emission	  rate	  (dNion/dt)	  es5mates	  	  dNion/dt/dV	  ∝	  〈C〉	  x	  〈fesc	  〉	  x	  SFRD	  	  – εg:UV	  luminosity	  density	  from	  galaxies	  – αs:spectral	  index	  – fesc	  :Escape	  frac5on	  of	  ionizing	  photons	  from	  galaxies.	  F(esc)/F(int)at~900A(fesc=0.05)	  	  → Changing	  proper5es	  of	  star-­‐forming	  galaxies;	  		Unexpectedly	  large	  pop.	  of	  faint	  galaxies	  (below	  obs.	  limits)	  boos5ng	  SFRD	  (Stark+07)?		  Eﬃcient	  massive	  star	  forma5on(IMF/metallicity	  evolu5on)	  (S5avelli+04,	  Bouwens+10)?	  	  	  	  	  	  	  	  Increase	  of	  fesc	  	  (fesc>0.2;	  Ouchi+09b)?	  	  	   		  Hopkins et al. 2007	  Open	  Ques5ons	
1. Cosmic	  reioniza5on	  history.	  Sharp/Extended	  reioniza5on	  hisotry?	  
2. What	  are	  reionizing	  sources?	  Missing	  ionizing	  photon	  problem?	  	  3. 	  Physical	  process	  (inside-­‐out,	  outside-­‐in,	  ﬁlament-­‐last?)	  FUTURE	  OBSERVATIONS	Open	  Ques5ons	
1. Cosmic	  reioniza5on	  history.	  Sharp/Extended	  reioniza5on	  hisotry?	  
2. What	  are	  reionizing	  sources?	  Missing	  ionizing	  photon	  problem?	  	  3. 	  Physical	  process	  (inside-­‐out,	  outside-­‐in,	  ﬁlament-­‐last?)	  How	  Distant/Old	  Epoch	  do	  the	  	  	  	  	  	  Latest	  Observa5ons	  Reach?	
z	  of	  spectroscopically	  conﬁrmed	  objects		  Epoch	  of	  First	  Genera5on	  Stars/Galaxies??	  	  	  	  Epoch	  of	  reioniza5on	  (EoR)	  	  As	  of	  2012	  Galaxy:	  z=7.2	  (cand:	  z~12)	  QSO:	  z=7.1	  GRB:	  z=8.2	

Data	  by	  Tanvir+Jacobsson07	  updated	  by	  Yamazaki	Probing	  the	  Heart	  of	  the	  Reioniza5on	  Epoch	  z~7-­‐11	  and	  Beyond	• Large	  space	  telescope	  (6.5m)	  • Extremely	  large	  ground-­‐based	  telescope	  (~30m)	  	James	  Webb	  Space	  Telescope	  (JWST;	  >2018)	

European	  Extremely	  Large	  Telescope	  (E-­‐ELT;	  >2021)	

Giant	  Magellan	  Telescope	  (GMT;	  >2022)	

Thirty	  Meter	  Telescope	  (TMT;	  >	  2022)	  incl.	  Japan	

TMT	  (and	  JWST)	  JWST	  Simulated	  image	  of	  JWST	  deep	  ﬁeld	  • The	  sensi5vity	  is	  about	  100	  5mes	  bewer.	  (Subaru	  K	  band	  25mag-­‐>	  JWST	  >30	  mag).	  A	  lot	  of	  breakthroughs	  are	  expected.	

HI	  21cm	  Observa5ons	  • HI	  neutral	  hydrogen→	  21cm	  emission	  (spin	  ﬂip	  of	  hydrogen	  atom)	  • LOFAR	  and	  NWA:	  Observing	  	  • Square	  Kilometer	  Array	  (SKA;	  >2020)	  →	  reioniza5on	  (z~6-­‐12	  IGM	  hydrogen)	  Square	  Kilometer	  Array	CMBPol	τe=0.077	

Zaldarriaga	  et	  al.	  2008	

• Power	  spectrum	  of	  E-­‐mode	  polariza5on.	  Spa5al	  distribu5on	  of	  polarized	  light	  →	  dis5nguishing	  the	  diﬀerent	  reioniza5on	  hisotory.	

Open	  Ques5ons	
1. Cosmic	  reioniza5on	  history.	  Sharp/Extended	  reioniza5on	  hisotry?	  
2. What	  are	  reionizing	  sources?	  Missing	  ionizing	  photon	  problem?	  	  3. 	  Physical	  process	  (inside-­‐out,	  outside-­‐in,	  ﬁlament-­‐last?)	  Hyper	  Suprime-­‐Cam	  (HSC)	  Survey	

Suprime-­‐Cam	

Neutral	  IGM	  Hyper	  Suprime-­‐Cam(HSC)	  PFU	Ionized	  IGM	  

N=207	  90	  Mpc	  Intrinsic	  LAE	  dist.	  
Observed	  LAE	  dist.	  
McQuinn	  M31	  et	  a(l.	  one	  (2007)	  poin5ng	  of	  	  HSC)	  ~6 deg: ~0.9 comoving Gpc at z~7••

Seeing	  of	  0.5	  arcsec	  over	  FoV	Reducing	  the	  errors	  of	  IGM	  xHI	  down	  to	  ~10%	  (model	  variance	  limit)	  w	  10,000	  LAEs	  at	  z~6-­‐7	  Clustering→Inves5ga5ng	  reioniza5on	  process	  that	  cannot	  be	  addressed	  by	  the	  previous	  studies	  (topology	  of	  ionized	  bubbles	  etc.).	  	  HSC	  300-­‐night	  survey	  is	  star5ng	  next	  year.	  

Present(Ouchi+Reioniza5on	  Processes	  from	  Bubble	  Topology	  Predicted	  ionized	  epoch	

HSC	  survey	?	

Finlator+09	

– Physical	  processes	  (inside-­‐out,	  outside-­‐in,	  ﬁlament-­‐last?)	  – Clustering	  of	  Lya	  emiwers:	  imprints	  of	  neutral	  frac5on	  and	  ionized	  bubble	  topology（McQuinn	  et	  al.	  2007,	  Jensen	  et	  al.	  2013)	  Hyper	  Suprime-­‐Cam	  (HSC)	  Survey	

Suprime-­‐Cam	Hyper	  Suprime-­‐Cam(HSC)	  PFU	

N=207	  Present(Ouchi+~6 deg: ~0.9 comoving Gpc at z~7••

M31	  (one	  poin5ng	  of	  	  HSC)	  Seeing	  of	  0.5	  arcsec	  over	  FoV	

Reducing	  the	  errors	  of	  IGM	  xHI	  down	  to	  ~10%	  (model	  variance	  limit)	  w	  10,000	  LAEs	  at	  z~6-­‐7	  Clustering→Inves5ga5ng	  reioniza5on	  process	  that	  cannot	  be	  addressed	  by	  the	  previous	  studies	  (topology	  of	  ionized	  bubbles	  etc.).	  	  HSC	  300-­‐night	  survey	  is	  star5ng	  next	  year.	  Physical Process of Reionization	
21cm	

Galaxies	
Anti-correlation( ionized,intermediate,neutral)epochs	

•••Lidz et al. (2009)	
HI distributions (from 21cm) and galaxies (from optical) anti-correlate.
Distance scales of anti-correlation→ typical sizes of ionized bubbles at the epoch.
21cm-galaxy corss-power spectrum. LOFAR 21cm+ Subaru/HSC(+PFS) survey inELAIS-N1→~3σ detection of signal (Lidz+09).
– LOFAR(Zaroubi+), HSC(Sugiyama, Yoshida, Ouchi)

Very	  Large+Detailed	  Cosmological	  Simula5ons	
•N-­‐body,	  SPH,	  radia5ve	  transfer	  (RT)	  simula5ons	  for	  the	  size	  of	  HSC	  survey	  (~1Gpc;	  Umemura,	  Mori	  [Tsukuba],	  Inoue	  [OsakaSangyo],	  et	  al.)	  •Two	  step	  simula5ons 	  	  – For	  detailed	  galaxy	  forma5on	  and	  ionizing	  photon	  emission	  processes	  (fesc	  evolu5on,	  faint	  galaxies+suppression	  etc;	  ~100kpc;	  Hasegawa+12)	  – ~1Gpc	  size	  N-­‐body	  and	  RT	  simula5ons	  (~resolu5on:	  100kpc)	  →	  comparing	  it	  with	  HSC	  obs.	  results	  (addressing	  fesc	  evolu5on,	  faint	  galaxies,	  and	  ioniza5on	  process).	

T2K-­‐Tsukuba	

K	  computer	
Hyper	  Suprime-­‐Cam	  Results	
SPH	  simula5ons	  with	  RT(Yajima+09)	 N-­‐body	  simula5ons	  (Springel+05)	

Summary	• What	  is	  ‘cosmic	  reioniza5on’?	  	  	  	  	   	  a)	  Reioniza5on	  history	  – Gunn	  Peterson	  test	  (QSO)	  – Cosmic	  Microwave	  Background	  Polariza5on	  – Lyα	  Damping	  Wing	  	  	  →z~6-­‐10	  reioniza5on	  epoch	  b)	  Physical	  reasons	  of	  reioniza5on,	  known	  to	  date.	  
Can	  galaxies	  reionize	  the	  universe??	  	  • Open	  ques5ons	  (unknowns)	  1.
2.
3.

Cosmic	  reioniza5on	  history.	  Sharp/Extended	  reioniza5on	  hisotry?	  
What	  are	  reionizing	  sources?	  Missing	  ionizing	  photon	  problem?	  	  Physical	  process	  (inside-­‐out,	  outside-­‐in,	  ﬁlament-­‐last?)	  • Future	  Projects	  (op5cal/NIR-­‐radio):	  – For	  1	  and	  2:	  TMT,	  JWST,	  LOFAR/SKA,	  CMB	  pol	  satellites,	  Subaru/HSC	  	  – For	  3:	  Subaru/HSC	  x	  LOFAR/SKA