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第一世代天体形成時の冷却光子（銀河雲全体を考える）
L〜1037 erg/s ＠10-40μｍ
1Kpc3くらいの領域 n=1cm-3くらいのガスが光るとする。
F〜10-23 erg/s/cm2 @z=10
密度が３〜４桁ほどあがった方がより効率が高い
103倍ぐらいそれでも，かなり厳しい。

水素分子輝線 2
First Star 形成時の冷却光子
質量降着期に最大L〜1035.5 erg/s ＠10-40μｍ
第一世代天体（108 Msun）のガスの内10％が同時に星になりかつ全部100太陽質量とする。
1万個
F〜10-20 erg/s/cm2 @z=10小質量星の方が多少効率が高い。1Msunぐらい。
大質量天体なら可能性。
中心部はあまり変わらないので，stellar core 形成期は同程度。よって，1/10 ×100 = 10 倍程度。
やはり苦しいか。Ly alpha で見つけて深く見る。

水素分子輝線光度の時間変化
コア収縮期

Peak luminosity

純回転遷移
質量降着期
振動回転遷移
原始星形成(遷移前の振動準位，回転準位）→（遷移後の振動準位，回転準位）

水素分子輝線 3
第一世代天体でのSN超新星爆発による衝撃波後面で水素分子形成天体のバリオンの10％が星になり、さらにそのうち100Msunに1個がSNになるという仮定（〜Salpeter IMF）
L〜1040 M8 erg/s (Ciardi & Ferrara 2001)
F〜10-20 erg/s/cm2 @z=10
TOP Heavy IMF、HyperNovaなどを考えることによって１−２桁大きくなるかも知れない。

第一世代天体からの水素分子輝線など（吸収など）（小質量星）

Ly alpha

SPICAのおよその感度

星（密度が上がれば）
銀河雲

SN
水素分子水素原子など


Ly-α冷却光子（ダスト吸収と銀河間吸収が問題）zzzz

L〜1042 erg /s＠ 1-2μF〜10-18 erg/s/cm2 @z=10
PSによる109太陽質量以上の個数の評価はz=10でおよそ0.1個
Mpc-3(Comoving)
10９太陽質量以上のもの（1042 erg/s）が全部見えるとするとおよそ一平方度当たりおよそ数百個Hαの再結合線（Oh 1999）zzzz

Starburst銀河におけるHII領域からの再結合線
L〜1041 M9 erg/s〜1053 photons
Fｖ 〜600 nJy M9 (R/1000) @ 7μ、z=10
数はNGST f.o.v(4’ ×4’)、3hr、z=10で100個程度

UV連続光（Oh 1999）
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同じくStarburst銀河のUV連続光（1500-2800 Å）
Lv〜1028 erg/s/Hz (SFR/(太陽質量/yr))
Fv〜16M9 nJy@2μ、z=10

残念ながら 第一世代天体からのH2の輝線を観測するのはSPICAではかなり困難。
Ly alpha の冷却輝線で見つけた天体で頑張るしかなさそう。
JWST?

 Hα、UV連続光は期待ができる。

しかし、第一世代天体としての物理的インパクト？
JWSTとの競合

SPICAでねらうなら Z=4程度の天体形成

多くの揺らぎはこのあたりで収縮
まず，H cooling が効いて，その後分子形成で星形成
ガスの全質量は1010Msun程度
SFR が ３０Msun/yr で小質量星生成なら観測可能（銀河雲の冷却光子も可能性有）Ly alpha で場所を探せる

このあたりを考える
H cooling

H2 cooling 第一世代星形成過程とわかるか

第一世代星では，水素分子輝線による冷却で星形成
特に原始星形成前後では振動遷移輝線が効く
非常に重元素が少ないときのみ(z/zsun<10-5)よって振動準位輝線の相対強度を観測すれば，判定可能

点源の撮像
１時間積分、S/N=5

ELT20m AO なし
すばる
24 AB

ELT20m full AO

27 AB

29 AB

JTPF3.5m

z=20 付近で宇宙を最初に再電離し始めた天体は検出可能か？
★ Pop III galaxies @ z ~13
107-1010 Msun のハローにおける星形成に付随する、大質量星の紫外線
L= 1 x 107 (cH2*/0.002) (M/106Msun) Lsun
L = 1 x 1010 (cHI*/0.002) (M/2x107Msun) Lsun
予測の一例：

SubaruCen et al. (2003)
ELT20mAOなし

S = 1.45 (L/109 Lsun) [n Jy]

ELT20m AO
24 AB

波長 1-5 μm で、 1-10 nJy
27 AB★ Pop III Hyper Novae @ z~13

JTPF3.5m
29 AB

10nJy
L(HN) ~ 1010 Lsun
S ~ 0.014 nJy @ z=13.2

Z=6.6 – 20 までの星形成銀河の探査

中性ガスの中の Lyα輝線天体の検出可能性

Iwata et al. 2003

Haiman et al. 2002
Z=6 で宇宙を（再々）電離するのに必要な星形成密度宇宙は２回（以上）再電離された？ Cen 2003

1Msun/yr 10% に減光
100 Msun/yr 35% に減光z>6 で中性（度が大きな）宇宙に埋もれた輝線天体の探査は現実的か？
YES

銀河の内部構造の進化
高赤方偏移銀河の内部構造；
力学質量？場所毎の星形成、化学進化の違いは？

SXDS 中の z=4 LBGの例 (SXDS Team)B

Ri

すばる７時間積分で見つかった
z=3 のＬｙα輝線天体の平均表面輝度20”zi=23-24B

Riz

紫外線連続光で大きく広がった構造を持つ
場所毎のスペクトルの違いや吸収線による Kinematicsを調べたい。

Z=3 の広がった輝線天体の例 (Matsuda et al.)25”

NB

NBcorr

BVR

すばるでは、１秒程度以下の構造に分解して分光するのは苦しい。

高解像度、静止系可視→スペース
集光力、淡い構造を解像して分光→地上大口径銀河の構造は、いつ、どのようにして現在のような姿になったのか？
e.g., 円盤銀河の円盤の成長はどのようにおこったのか？
形態の測定、系統的な運動の測定（rotation curve)の測定が不可欠→ 円盤銀河のT-F 関係や、楕円銀河の Fundamental Plane はどこまで観測できるか？

5”
Kajisawa and Yamada 2001

Z=1-2 の円盤銀河 (HDF-N, Mv<-20)は系統的に小さく、青い。
回転速度を測定するには高解像度、大集光力が必要。

c.f., Voigt et al. Z~1 における回転曲線
Erb et al. Z~2における回転曲線（？）
Erb et al. 2003