宇宙の一番星が見えてきた─ハッブル・ウルトラ・ディープ・フィールドで発見された131億光年彼方の銀河は一味違う─

谷口 義明1、 塩谷 泰広1、 Jon Trump2
1 愛媛大学 宇宙進化研究センター

2 アリゾナ大学 宇宙物理学教室
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概要
ハッブル宇宙望遠鏡の深宇宙探査“ハッブル・ウルトラ・ディープ・フィールド”で見つかった
131億光年彼方の銀河の性質を調べたところ、宇宙で最初にできた星々（第一世代星）を含む可能性が高いことがわかりました。ハッブル宇宙望遠鏡の新しい赤外線カメラのおかげで、人類は遂に誕生まもない銀河を捉えることができました。
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研究グループ代表 谷口 義明（愛媛大学 宇宙進化研究センター）
連絡先
メール：tani@cosmos.ehime-u.ac.jp
電話：089-927-9579 FAX：089-927-8430

本資料の内容及び、画像データなどは下記のウェブページで 9月7日以降、閲覧・取得できます。
http://cosmos.phys.sci.ehime-.ac.jp/Cosmos/ASJM10b3本年会での口頭発表• 9月22日(水) 11:00- C会場• 公演番号： X01a
• 講演タイトル： 「 赤方偏移8の銀河による宇宙再電離」• 発表者：谷口義明（愛媛大学）

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本資料の内容
１．本研究の背景 － なぜ重要か？ [p6 – p10]
２．遠方銀河探査のドラマティックな戦略変化－ 可視光から近赤外線へ [p11 – p16]
３．ハッブル・ウルトラ・ディープ・フィールド－ 史上最強の深宇宙探査 [p17 – p20]
４．宇宙の一番星が見えてきた [p21 – p25]
５．補足説明 （補遺1-6） [p26 – p36]
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宇宙の一番星はいつ生まれた？

宇宙の歴史(イラスト）
NASA/WMAP

6

宇宙の一番星はなぜ重要か？
宇宙最初の銀河を見ることになる
 銀河の誕生過程を理解

宇宙の一番星が生まれている様子 (イラスト）
NASA/STScI

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宇宙の一番星はなぜ重要か？
完全電離

中性

完全電離

宇宙は年齢が40万年の頃、中性化した
しかし、約5億歳の頃、再び電離した
宇宙の歴史(イラスト）
NASA/WMAP

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宇宙の一番星はなぜ重要か？
銀河と宇宙空間の歴史がカップル？

？
宇宙を再電離したのは誰だ？
宇宙の歴史(イラスト）
NASA/WMAP

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宇宙の一番星の秘密
ビッグバンで生成された水素とヘリウムだけから成る星（補遺1） 初代星と呼ばれる

太陽など、現在観測される星は重元素（炭素以上の重い原子）を含む宇宙の一番星は太陽などの星と性質が違う！
 未解明の物理過程を探る（補遺2）10

遠方銀河ランキング
ー分光観測で距離が測定された銀河ー（2010年8月27日現在）

なんと、全てすばる望遠鏡の成果！

11Subaru Deep Field
129億光年
128億光年
127億光年

現在（国立天文台）12

IOK-1: 可視光の探査で見つかった
最も遠い銀河：129億光年彼方z=6.96(Iye et al. 06, Nature, 443, 186)

水素原子の放射する
ライマンα輝線

13宇宙の一番星はいつ生まれた？
宇宙年齢が1億年から数億年の頃生まれた130億光年より遠い銀河を調べろ！
宇宙の歴史(イラスト）
NASA/WMAP

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宇宙の一番星を見たければ130億光年より遠い銀河を探せ！

それらは可視光では見えない！
（補遺3）

赤外線で探せ！
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130億光年より遠い銀河を赤外線で探す
地上望遠鏡は不得意
・大気による吸収・熱雑音が高い（国立天文台）（NASA/STScI）

宇宙望遠鏡が最適
・大気の影響なし
・熱雑音もなし16

ハッブル・ウルトラ・ディープ・フィールド
ハッブル宇宙望遠鏡による史上最強の可視光深宇宙探査
2004年9月リリース
高性能サーベイカメラACSによる約11日に及ぶ可視光観測
30等級の銀河まで検出(銀河の個数＝約 1 万個)

HUDF（NASA/STScI）

天域：ろ座
R.A. 3h 32m 40s.0
Dec. -27° 48' 00“
天域の広さ= 3分角×3分角
17

ハッブル・ウルトラ・ディープ・フィールド
ハッブル宇宙望遠鏡による史上最強の近赤外深宇宙探査
2010年1月リリース
広視野カメラ3号機WFC3による約2日に及ぶ近赤外観測28.5等級の銀河まで検出(銀河の個数＝約 5千個)

HUDF
（NASA/STScI）

天域：ろ座
R.A. 3h 32m 40s.0
Dec. -27° 48' 00“
天域の広さ= 2.4分角×2.4分角
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HUDFで発見された
131億光年彼方の銀河
可視光

近赤外

見え
ない見える(Bouwens et al. 2010, ApJ, 709, L133)19

131億光年彼方の銀河が可視光で見えない理由
フィルターの透過特性
V

iz

Y

J

H

銀河からの放射観測で得られた画像

http://firstgalaxies.org/hudf09

20

宇宙の一番星、銀河誕生、宇宙再電離
これらを矛盾なく説明できるか？
HUDFで発見された銀河の距離は131億光年
 宇宙年齢6億歳の頃の銀河
この頃、宇宙（銀河間空間）は完全電離している
１．HUDFで発見された銀河は宇宙を完全電離できるか？
２．できるとすれば、その条件は何か？
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HUDFで発見された131億光年彼方の銀河は宇宙を再電離できたか？
離脱率が10,50,100%の場合、再電離可能な電離光子数

10%

50%
100%

重元素量がゼロの場合
重元素量が太陽と同じ場合電離光子の離脱率については補遺5を参照(1 Mpc = 3×1022m)

22前頁の図の見方
離脱率が50%でも、太陽質量の1億倍以上の銀河からの電離光子があれば再電離可能

10%
50%
100%

重元素量がゼロの場合
重元素量が太陽と同じ場合離脱率が100%でも、太陽質量の千万倍しかない銀河からの電離光子が再電離に必要
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HUDFで発見された131億光年彼方の銀河は宇宙を再電離できたか？
重元素量が太陽と同じ場合
離脱率< 50% だと再電離不可能
困難離脱率 = 100% だと再電離可能だが、非常に暗い銀河まで必要
重元素量がゼロの場合離脱率 < 50% でも再電離可能
非常に暗い銀河まで必要としない

簡単
24

まとめ
１．HUDFで発見された131億光年彼方の銀河は131億光年彼方の銀河であることを確認した
２．これらの銀河が宇宙の一番星をたくさん含んでいれば、宇宙再電離が可能（太陽並みに重元素を含んでいる星では不可能）
 HUDFで発見された131億光年彼方の銀河は宇宙の一番星をたくさん含んでいる！
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補遺1

元素の生成

１．ビッグバン元素合成
宇宙最初の3分間で水素とヘリウムを合成（90%は水素原子）微量のリチウムも合成
２．それ以外の元素（重元素と呼ぶ）の起源
星内部の核融合
超新星爆発時の中性子捕獲による生成
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補遺2

宇宙の一番星の性質
普通の星

宇宙の一番星電波による放射冷却

重元素を含む分子の放射で温度が下がり、太陽程度の質量の星が分子ガス雲から生まれる

重元素がないため、放射で温度が下がらない。
そのため、太陽の千倍程度の大質量星が分子ガス雲から生まれる27

宇宙の一番星の性質
太陽などの重元素を含む星に比べて同じ質量の星でも温度が高い
電離光子をたくさん放射できる 宇宙再電離に有効！

28

補遺3

宇宙論的赤方偏移
130億光年より遠い銀河はなぜ可視光で見えないのか？
宇宙膨張の影響で、遠方の銀河から放射される電磁波は波長の長い方(赤い色）にシフトする(宇宙論的赤方偏移と呼ばれる）130億光年より遠い銀河からの情報は赤方偏移のため、全ての電磁波情報が赤外線帯にシフトして観測される
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補遺4

宇宙年齢と赤方偏移の関係

赤方偏移

宇宙年齢(億年)

ルックバックタイム(億年)0137.2

01

60.8

76.5

2

34.4

102.9

3

22.6

114.7

416.2

121.0

512.3

124.9

69.8

127.4

78.0

129.2

86.7

130.5

95.7

131.5

105.0132.330

補遺5

電離光子の銀河からの離脱率

Nion = 星々から放射される単位時間・単位体積当たりの電離光子数
Nesc = 銀河から脱出した
単位時間・単位体積当たりの電離光子数

Nesc

fesc = Nesc / Nion×100 %一般の銀河では電離光子は銀河の水素原子の電離に消費されるので fesc = 0 % !

Nion31

電離光子を離脱しやすくする要因
宇宙の一番星たちは約100万年後に超新星爆発を起こして死ぬ。
爆風波で周りのガスは電離され、水素原子による吸収がおこらなくなる。

 電離光子の離脱率が高くなる

生れたての銀河は超新星爆発の爆風波にまみれている !?
（Mori & Umemura, 2006, Nature, 440, 644）
32

補遺6

HUDFで発見された銀河の信ぴょう性について
HUDFで発見された１３１億光年彼方の銀河が本当に１３１億光年彼方の銀河であることを確認する必要がある“100億光年彼方の星生成矮小銀河である”
可能性が残されていたが、私たちがその可能性がないことを確認した
33

HUDFで発見された131億光年彼方の銀河は本当に131億光年彼方の銀河なのか？

可視光で見えないが、近赤外線で見える銀河がある 100億光年彼方の星生成輝線銀河
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HUDFで発見された131億光年彼方の銀河は100億光年彼方の星生成銀河か？
100億光年彼方の星生成銀河が131億光年彼方の銀河と間違われる可能性は？
– 普通の銀河の1/100の質量を持つ矮小銀河– 輝線を強く放射する– 塵粒子による吸収を受けている

このような銀河と間違える可能性は低い（１００万回に１回程度起こりえる）
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結論
HUDFで発見された131億光年彼方の銀河は本当に131億光年彼方の銀河である（塩谷泰広、谷口義明 他、2010年春季年会、 講演番号X42a、「最果ての銀河は本当に最果ての銀河か？」）（Taniguchi, Shioya, & Trump 2010, ApJ, 印刷中）36