アルマ望遠鏡によって明らかにされたビッ
グバン後10 億年未満の銀河の性質

筑波大学宇宙史研究センター
テニュアトラック助教

橋本 拓也

発表の内容l 研究歴
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・成果のハイライト
l 今後の長期的な展望• 専門を生かした研究: 南極THz望遠鏡で解き明かす初代銀河• 学際研究1: ホモキラリティーの起源• 学際研究2: r-過程元素への知見

発表の内容l 研究歴
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・成果のハイライト
l 今後の長期的な展望• 専門を生かした研究: 南極THz望遠鏡で解き明かす初代銀河• 学際研究1: ホモキラリティーの起源• 学際研究2: r-過程元素への知見

研究歴
l 研究テーマ: 観測的宇宙論
銀河形成・進化
宇宙再電離星間媒質

l 東京大学 (2010 – 2015)

NHK BS プレミアム『コズミック☆フロント NEXT』• Lyα 輝線銀河の可視赤外線の観測

l フランス リヨン天文台 (2015 - 2016)• 最も深い可視面分光探査の国際プロジェクトへ貢献

l 大阪産業大学 (2017 – 2019)l 早稲田大学 (2019)

嶋作准教授• 電波干渉計アルマを用いた最遠方銀河

l 筑波大学 (2019. 12月-現在)• 宇宙観測グループ• 宇宙史研究センター (人社 B102)
Guiderdoni教授

井上教授

発表の内容l 研究歴
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・成果のハイライト
l 今後の長期的な展望• 専門を生かした研究: 南極THz望遠鏡で解き明かす初代銀河• 学際研究1: ホモキラリティーの起源• 学際研究2: r-過程元素への知見

宇宙再電離とは宇宙年齢0!
"
#
$%
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?

単位体積あたりの銀河の個数密度

ある時代の紫外光度関数 (c.f.,人口統計)

Bowler+20
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
明るい

波長 1500 Å の絶対等級

暗い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

λrest = 1216 Å
λrest = 1216 Å
λrest = 1216 Å
λrest = 1216 Å

撮像観測の例:
ライマンブレイク法(赤外放射とは相補的；新田さん発表)

Ono+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

発表の内容l 研究歴
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・成果のハイライト
l 今後の長期的な展望• 専門を生かした研究: 南極THz望遠鏡で解き明かす初代銀河• 学際研究1: ホモキラリティーの起源• 学際研究2: r-過程元素への知見

研究ハイライト: アルマによる研究• O2+ 88 μm
à 我々のチームが独自に推進する新しい「窓」: Inoue+14, Inoue+16 Sciencel アルマで最遠方天体記録の樹立•

Hashimoto, Laporte, Mawatari, Ellis, Inoue et al. 2018 Naturel 合体する爆発的星形成銀河として最遠天体を発見•

Hashimoto, Inoue, Mawatari et al. 2019a PASJl 宇宙誕生後わずか6億年後に豊富な固体微粒子を発見•

Tamura, Mawatari, Hashimoto, Inoue et al. 2019 ApJ

l アルマなどで遠方の老けた銀河を発見•

Mawatari, Inoue, Hashimoto et al. 2020 ApJ

è全てプレスリリースあり

ALMA

Atacama 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

12Credit: 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
13l 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]宇宙最初期の星形成へ知見
遠方バルマーブレイク銀河 の SED

Mawatari, Inoue, Hashimoto et al. 2020, ApJ

l 宇宙年齢 10 億年程度にあるバルマーブレイク銀河候補の探査• 広視野かつ、複数の望遠鏡で取得した多波長データを利用• SED 解析により, 過去の星形成活動を推定

l 初代銀河で極めて効率良くダークマターから星へ変換?
l AGN によるネガティブフィードバック効果が効いていない? (菊田さん)

Tuniv. < 1 Gyr の銀河の星間媒質

Harikane incl. TH+20l 遠方銀河は [OIII] 88/[CII] 158 光度比が異常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

現在進行中のプロジェクトz ~ 10 銀河の候補

成層圏赤外線天文台① 遠方銀河のフロンティアを押し進める (z > 10)② 現在のフロンティアである z ~ 7 – 9 天体の多輝線観測
少数の天体で星間媒質の包括的な理解③ 詳細に調べられる, 近傍宇宙にある遠方アナログ天体の性質

è 関連した PI 観測提案が2017-2020年で10件採択
è 一部は学生テーマへ発表の内容l 研究歴
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・成果のハイライト
l 今後の長期的な展望• 専門を生かした研究: 南極THz望遠鏡で解き明かす初代銀河• 学際研究1: ホモキラリティーの起源• 学際研究2: r-過程元素への知見

ALMA と南極THz 望遠鏡で明らかにする (隠された) 初代銀河
南極THz SPT

フラックス密度 [mJy]~10 mJy= 10-28 erg/s/cm2/HzIR ?

星形成率密度の時間進化

Marrone +18 Naturel 南極 THz è 遠方にあるダストに覆われた銀河 の観測に有効 (新田さん発表)•

例 は SPT で 2,400 平方度探査で見つかった z = 6.9 の銀河 à ALMA でフォローアップ

l 宇宙初期のレアな高密度領域 (構造形成への知見, 化学進化への知見)
l より完全 (UV+IR) な星形成率密度進化
è TODO; 遠方天体の観測 feasibility

学際研究案1: Lyα 偏光観測で明かすホモキラリティー と LAB の起源
l 計算科学研究センターとの 異分野融合研究
l 生命の起源の重要問題: ホモキラリティー• 地球上の生体は基本的に L – アミノ酸
• 何らかの理由で L 体が過剰 è ブーストl 地球外説©富永ら• 隕石 (炭素質コンドライト) にアミノ酸 è 一部で L 体過剰 (Cronin 1997 Science)• 活発な星形成領域 (NGC 6334) で強い赤外線円偏光• 主要アミノ酸の Lyα 円偏光の吸収断面積がマーチソンコンドライト
L, D 体で異なる (梅村教授ら)

l 仮説: かつて 「天の川銀河 (MW)」 が強い Lyα円偏光場 を形成し、「原始太陽系」 付近でL 体過剰を引き起こした隕石が地球に降り注いだ?
•MW はかつて強い Lyα を生成
群馬県立自然史博物館(理論: 矢島ら2015年ApJ, 観測: 日下部, 橋本ら2017年など)

学際研究案1: Lyα 偏光観測で明かす
ホモキラリティー と LAB の起源l Lyα blob (LAB) ... Lyαで輝く巨大な天体 (サイズ > 100 kpc)•••

なぜ巨大な範囲で Lyα で輝くのかは未解明
Lyαの偏向観測がキー数天体で Lyα 線偏光 (Hayesら2011年 Nature)l 統計的なサンプルの LAB で円偏光観測•••

偏光を取り入れた輻射輸送モデル (矢島准教授)
広視野サーベイによる LAB サンプルの供給 (日本)
Lyαプロファイルも利用 (橋本ら2013, 2015年)

è 既存/将来の望遠鏡で銀河の Lyα 偏光観測のFeasibility 計算等は今後の課題

まとめl 最近の研究成果
l ALMA による宇宙初期の銀河観測• 最遠方の銀河観測に [OIII] 88 μm は有効• 宇宙年齢 ~ 2.5 億年程度の星形成史へ知見• 遠方銀河の星間媒質は近傍天体に比べて異常• 電離光子を脱出させやすい状況の可能性

l 長期的な将来展望
l アルマと南極テラヘルツで解き明かす初代銀河l 計算科学研究センター: ホモキラリティーと巨大Lyα天体の起源
群馬県立自然史博物館