遠方銀河観測の最前線と次世代望遠鏡計画の展望
筑波大学宇宙史研究センター
テニュアトラック助教 (卓越研究員)

橋本 拓也

発表の内容l 導入
宇宙再電離時代の銀河の観測
遠方の銀河を観測するためにはl 最近の研究内容・成果
l 今後の中期的な展望• 次世代宇宙望遠鏡 JWST
• 南極THz望遠鏡

宇宙再電離宇宙年齢0!
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電離

1億年

40万年
宇
宙
#
晴れ
上'(中性1000

初代
天体
形
成

10億年
初代銀河
電離バブル

再電離
100

138億年

電離完了

101＋赤方偏移z1• 宇宙年齢~ 2 - 10 億年 (赤方偏移z=20 - 6)に起きた相転移– 初代天体 (銀河) の電離光子 (hν > 13.6 eV, λ < 912 Å)– 多様な元素や宇宙塵の起源：宇宙で最初の酸素、炭素• 重要な未解決問題– いつ、どのように、何が再電離を引き起こしたか？
è 遠方すなわち過去の銀河観測が大切 … ρUV, ξion, fesc(LyC)

宇宙再電離時代の銀河を調べる意義
l 銀河進化:

どのように現在の銀河宇宙の姿になったか?

銀河の紫外光度関数 (c.f.,人口統計)

単位体積あたりの銀河の個数密度多い

Bowler+20

明るい
暗い少ない
波長 1500 Å の絶対等級

星形成率密度の時間進化

星質量集積史現在の星質量の99%が再電離後に獲得された

l 遠方の超新星爆発、ひいては中性子星や中性子星連星のイベントレートへ知見どのように遠方銀河を観測するか?
l 撮像観測••視野内にある銀河候補を効率良く探査
統計量を得る上で不可欠

l 分光観測••特定の原子/分子が放射する輝線
力学的な性質, 複数輝線から化学的な性質へ知見

l 両者は相補的だが, 遠方銀河の分光は極めて困難

撮像観測の例:
ライマンブレイク法

λrest = 1216 Åλrest = 1216 Åλrest = 1216 Å
λrest = 1216 ÅOno+17どのように遠方銀河を観測するか?
l 分光観測の例• Hydrogen Lyα (1216 Å)à 従来使われてきた強輝線. 再電離「完了後」の銀河の観測が得意* 再電離期では銀河間空間を漂う中性ガスに散乱され弱い• C+ 158 μm (微細構造輝線, 励起 E = 11 eV)
à 星間媒質の中性ガス領域. 再電離期で予想外に弱い• O2+ 88 μm (微細構造輝線, 励起 E = 35 eV)
à 星間媒質の電離ガス領域. 我々が独自に推進する新しい「窓」とある銀河のモデルスペクトル

L・S結合

O2+ 88 μm (微細構造輝線, 励起 E = 35 eV)
à 星間媒質の電離ガス領域. 我々が独自に推進する新しい「窓」• R3 文部科学大臣表彰 若手科学者賞 「電離酸素の輝線を用いた様々な最遠方銀河の観測」• R3 筑波大若手教員 特別奨励賞• 2021年7月日本天文学会 欧文論文報告 (PASJ)
インパクトファクター 2.24 (2019)à 5.07 (2021)
高被引用数論文5編へ選出 (113件)• 2021年5月

NHK BS 「コズミックフロント」 すばる20周年ALMA10周年番組に出演

ALMAAtacama Large Millimeter/submillimeter Array• アタカマ ミリ波サブミリ波 ⼤型⼲渉計• 66 台のアンテナが巨⼤な１基の望遠鏡のように振る舞う• 南⽶チリ アタカマ⾼原 (標⾼ 5,000 m) にあり、当該波⻑で最⾼感度©Hiramatsu

8
Credit: Clem & Adri Bacri-Normier (wingsforscience.com)/ESO

新しい遠方銀河探査ツールとしての[OIII]
predicEon of [OIII] ﬂux
Inoue+16 Science

Shimizu+14

Inoue+14

l Shimizu+14 のシミュレーション (観測データを再現)
l 星雲輝線モデル “CLOUDY”に基付いた Z-依存する [OIII] 放射率l 2014 年に理論予想: z > 8 の明るい銀河は早く重元素汚染(0.2 Z¤)するため、 ALMAで[OIII] 88 μmを検出できるはず
9l Inoue et al. 2016, Scienceアルマで最遠方銀河記録の樹立•

Hashimoto, Laporte, Mawatari et al. 2018 Nature- 白色の等高線: 酸素- 背景の画像：紫外光 (HST)• ハッブル宇宙望遠鏡で発見された赤方偏移の未定天体• ライマンブレークによる測光赤方偏移 z = 9.0 – 9.8

ピーク 7.4σ
等高線 3, 4, 5, 6 σ

フラックス密度 [mJy]

背景: ハッブル (紫外線)
等高線: アルマ (O2+)
7.4σ

赤方偏移 zz = 9.1096 ± 0.0006

観測振動数 [GHz]宇宙最初期の星形成へ知見
Hashimoto, Laporte, Mawatari et al. 2018 Nature
正確な距離 (赤方偏移) à 波長 4 .5 μm 帯にバルマーブレイク••

年齢 1 億年以上の恒星種族が主な成分• 星形成の開始時期は赤方偏移 15 (宇宙年齢 2.5 億年)
静止系波長 [μm]星形成率 [太陽質量/年]

フラックス密度 [μJy]

全体
若い
古い

赤方偏移

スピッツァー

ハッブルバルマーブレイク
123

観測波長 [μm]456300 Myr 遡る

100 Myr
古い星形成

若い星形成
休止期間
~ 200 Myr

宇宙年齢 [億年]宇宙再電離期の銀河の星間媒質の扉を開く[OIII] 88 μm[CII] 158 μm

Dust @ 90 μm

160 μm

11σ7σ6σ5σl 再電離期で初めて[OIII], [CII], ダスト3種の検出に成功 à 大三元
l [OIII] (若い大質量星に由来) が [CII] に比べ3倍も明るい

l 宇宙初期 (7.5億年) にもかかわらず、大量のダスト Mdust ≈ 1 x 107 M¤
l 超新星１イベントあたりのダスト産出量が高い 0.8 M¤
新しい課題:初期宇宙になぜ大量のダストがあるのか？
ダスト(個体微粒子)は超新星や低質量星の終末期に放出された重元素が凝縮し形成し、12重元素の降着による成長、超新星の逆光衝撃波により破壊される。

宇宙再電離期の銀河の星間媒質の扉を開く

Harikane incl. TH+20l 遠方銀河は普遍的に [OIII] 88/[CII] 158 光度比が高い
l 詳細な輝線モデリングl 近傍銀河に対して電離パラメータが 10-100 倍 / 中性ガス被覆率が低いCPDR (0 ~ 0.1)
l 高い O/C 組成比, 高いガス密度, CMB による [CII] の減衰も可能

l 仮説の切り分けに、将来さらなる多輝線観測が必要• 前者の仮説 à 宇宙初期の銀河が再電離を引き起こしやすい状況

ガス電離度 O32 (U_ion)

学生プロジェクト – 近傍銀河にヒントを探す

未発表の内容を含むため、非公開です。M1 浦遼太

l 近傍宇宙にあり、遠方銀河に似た (軽い、若い、etc…) 銀河
l 公開データを駆使して、高い[OIII]88/[CII]158の理由は① 星間媒質の電離状態が高い② 恒星を激しく形成している卒研紫外電離光子の脱出率

100%
10%
1%

[OIII]88/[CII]158の光度比

学生プロジェクト – 近傍銀河にヒントを探す
遠方銀河

未発表の内容を含むため、非公開です。

低い [OIII]88/[CII]158の光度比 高い
Ura & Hashimoto in prep.

l 星間媒質の電離状態と、[OIII]88/[CII]158の相関を確立 (浦 卒研)
l 星間媒質の電離状態と、電離光子の脱出率に相関 (過去の研究)
à [OIII]/[CII] 光度比から紫外電離光子の脱出率 (fesc) を予想する新手法予想される遠方銀河の電離紫外光子の脱出率 ~ a few - 70 %

à ALMA で発見された(一部の)天体は確かに宇宙再電離に寄与した可能性
実際に再電離期の銀河を詳しく調べたい。

次世代宇宙望遠鏡 JWST

NASA
開発費
$10 billion ~ 1兆円
x 100• 口径 6.25 メートル (cf., Hubble = 2.4 メートル)• 可視光から中間赤外域で圧倒的な感度• ゴールの一つが初代天体の観測
2021年12月23日に打ち上げを予定！

ALMA と JWST による宇宙再電離期の銀河の理解• 日本+スペインの国際共同研究チーム (日本 7 名 + スペイン 6 名)
• 日本がALMAで構築した最高の遠方天体サンプル• スペインのJWSTの専門知識 (装置、データ解析パイプライン etc)
• 理論研究者 (吉田、Ceverino – 宇宙論流体シミュレーション)

未発表の内容を含むため、非公開です。

最近やっているALMA研究1 （TH+22a in prep)• 再電離期の天体の分子ガスを調べたい• 恒星が誕生する母体• 分子ガスの観測は難しい• 2番目に多い CO 分子ガスの回転遷移 (久野さん)• 遠方宇宙では、高励起されたCOしかみれない• 遠方宇宙では、宇宙マイクロ波背景放射に埋もれる

未発表の内容を含むため、非公開です。

• 最も明るい銀河-大三元-で先駆的な研究 (PI: 橋本)• ALMA - 6 hrs （長め） CO(6-5)、CO(7-6)、[CI](2-1)

教訓： 分子ガスが局所熱平衡にあるかどうかでCMBによる影響が変わる。
現実的にはCOはかなり暗い？
(e.g., Zhang, Papadopoulos et al. 2016
Da Cunha et al. 2013)最近やっているALMA研究2 （TH+22b in prep)• z = 9-10 (宇宙年齢5-6億年) の銀河の紫外光度関数• 明るい側で従来の予想より天体の個数が多い (新しい課題）

未発表の内容を含むため、非公開です。
• AGN フィードバックが効かない?
• ダスト減光がない?
• 単にニセモノ天体?
→ 分光観測が不可欠l 国外の研究者らと分光キャンペーンを開始
ALMA Cycle 7 (PI: 橋本、CoI: S. Finkelstein et al)
ALMA Cycle 8 (PI: 橋本、CoI: S. Toft et al)à あわせて 6 個の候補天体を観測 (予定)
検出成功すればいずれもALMAの最遠方天体に

DAWN センター所長

最近やっているALMA研究2 （TH+22b in prep)

未発表の内容を含むため、非公開です。
輝線連続光Hashimoto, Finkelstein, Inoue+ in prep••••

1天体で輝線 (S/N ~ 6) と連続光の検出 (S/N > 10)[OIII] 88 ならば z = 10.57 (ALMA では新しい最遠方天体の可能性)
ダスト連続光が本当ならば、宇宙年齢 わずか4.5億年で大量のダストが存在!?
さらなる検証が必要 à ALMA (PI 橋本)、JWST (PI: Finkelstein)南極THz 望遠鏡計画への貢献(12m)星形成率密度の時間進化

l 南極 THz 望遠鏡のサイエンス検討会の主催 (宇宙理論との合同)
l 遠方銀河の輝線観測のサイエンス検討
多色カメラ à 近傍宇宙から赤方偏移 5程度の各時代で100万 – 1,000万天体
分光 à ダストに覆われた銀河の星間媒質の研究
à ATT12で初めてダストに覆われた銀河の星間媒質を統計調査できる

まとめ• ALMA と 電離酸素の輝線 ([OIII] 88 μm) による遠方銀河観測の確立 (TH+18 Nature, TH+19a PASJ)

未発表の内容を含むため、非公開です。
• 日本スペイン国際共同研究チームによる次世代宇宙望遠鏡を用いた遠方銀河の観測計画（日本側代表: 橋本）• ALMA による最新の研究成果••

分子ガス CO(7-6), CO(6-5) の先駆的な実験 -- 未検出。。。(TH+22a in prep)
国外の共同研究者とともに、z = 9 – 10 天体の観測 (TH+22b in prep)• 南極 THz 望遠鏡計画への貢献• サイエンス検討