顧問なんだからたまには役に立つように！	  
：市来、高橋	

Epoch	  of	  Reioniza.on	
杉山直	  
名古屋大学理学&KMI/Kavli	  IPMU	  On	  behalf	  of	  SKA-­‐Japan	  Consor.um	  	  SKA-­‐Japan顧問	  目次	 
１、Introduction	 
２、再イオン化の物理	 
３、foregroundと観測可能性	 
４、SKA	 ５、まとめ	 １、Introduction	 ゆらぎの生成・線形成長	 
z=1100	 中性化	 	 暗黒時代	 	 z～30	 初代天体形成	 	 	 z～10	 再イオン化進行	 	 
z～6	 再イオン化完了	 	 	 
z～1	 銀河進化	 
大規模構造形成	 
暗黒エネルギー	 Epoch	 of	 Reionization	 &	 Dark	 Ages	 	 宇宙論の構造形成に残された最後のフロンティア	 WMAP	 SDSS	 

ゆらぎの生成・線形成長	 
z=1100	 中性化	 	 暗黒時代	 	 z～30	 初代天体形成	 	 	 z～10	 再イオン化進行	 	 
z～6	 再イオン化完了	 	 	 
z～1	 銀河進化	 
大規模構造形成	 
暗黒エネルギー	 WMAP	 SDSS	 

ゆらぎの生成・線形成長	 
z=1100	 中性化	 	 暗黒時代	 	 z～30	 初代天体形成	 	 	 z～10	 再イオン化進行	 	 
z～6	 再イオン化完了	 	 	 
z～1	 銀河進化	 
大規模構造形成	 
暗黒エネルギー	 暗黒時代‐初代天体形成‐再イオン化	 Epoch	 of	 Reionization	 (EoR)	 
天体が形成されると紫外線やＸ線によって	 まわりをイオン化していく。	 	 	 	 	 	 	 	 どう観測するか？	 
・宇宙背景放射	 ・Lyα	 forest	 
・21cm線	 

Hasegawa+	 

宇宙背景放射温度揺らぎ	  晴れ上がり後、再イオン化	  光子が自由電子によって	  散乱され温度揺らぎ減少	  	  温度揺らぎ現象の割合→ optical depth	  	  	  
	  Damping: exp(-τ)τ = 0.089 ± 0.032 (PLANCK)	  積分量しかわからないので	  neの時間発展はわからない。	  
瞬間的再イオン化を仮定	  → z 〜 10	  PLANCK	  N.S., Silk, Vittorio, ApJL
(1993), 419, L1

宇宙背景放射偏光	  晴れ上がり後、再イオン化	  光子が自由電子によって	  散乱され偏光ゆらぎが生成	  	  偏光ゆらぎの大きさ	  → optical depthと四重極子揺らぎ	  WMAP	  	  	  	  τ=0.089± 0.014 (WMAP)	  	  積分量しかわからないので	  neの時間発展はわからない。	  
瞬間的再イオン化を仮定	  → z 〜 10	  Dunkley+,	  09	  Same Flux

SameFlux

No-Preferred
Direction
UnPolarizedElectronscattering

Homogeneously Distributed Photons

Incoming
Weak Flux
Electro-Magnetic
Field
Strong
Flux

Preferred
Direction
Polarized

Electronscattering

Photon Distributions with Quadrupole PatternScalarComp.
Reionization	

Reionization

Liu et al. ApJ 561 (2001)

First Order EffectWMAP Page et al.	

宇宙背景放射偏光	  晴れ上がり後、再イオン化	  光子が自由電子によって	  散乱され偏光ゆらぎが生成	  	  偏光ゆらぎの大きさ	  → optical depthと四重極子揺らぎ	  WMAP	  	  	  	  τ=0.089± 0.014 (WMAP)	  	  積分量しかわからないので	  neの時間発展はわからない。	  
瞬間的再イオン化を仮定	  → z 〜 10	  Dunkley+,	  09	  Lyαforest	  Lyα forest	  ・Lyα線（静止波長1216Å）	  ・背景連続光（QSOなど）	  ・中性水素により吸収	  → 赤方偏移	  ・視線方向にたくさんの雲	  → Lyα forest	  ・中性水素分布の	  視線方向分布	  短波長
長波長	  low-z	 	 	 	 	 	 	 	 	 	 	 	 	 	 	 	 	 	 	 	 	 	 	 high-z	  Lyαforest	  Lyα forest	  ・Lyα線（静止波長1216Å）	  ・背景連続光（QSOなど）	  ・中性水素により吸収	  → 赤方偏移	  ・視線方向にたくさんの雲	  → Lyα forest	  ・中性水素分布の	  視線方向分布	  	  Gunn-Peterson test	  (Fan+ AJ, 2006)	  ・Lyα troughがあるか？	  
・z〜6では既にほぼ電離	  ・z>6で中性水素割合増加	  Fan+	 2003	  遠方銀河観測	  Lyα lines in galaxies	  	  HIの割合が大きくなると観測数が減ることからHIを制限
すばる望遠鏡の貢献
・z=6.6 (Ouchi+, 2010)	  ・z=7.0 (Ota+, 2008)	  ・z=7.2 (Ono+, 2012)	  Ouchi+,	  2010	  	  Fan+	 2003	  遠方銀河観測	  Schroeder+	  '12	  Lyα lines in galaxies	  	  HIの割合が大きくなると観測数が減ることからHIを制限
すばる望遠鏡の貢献・z=6.6 (Ouchi+, 2010)	  ・z=7.0 (Ota+, 2008)	  ・z=7.2 (Ono+, 2012)	  	  Ly α damping wing	  	  damping wingでの吸収具合からHIの量を見積もる
・GRB (z=6.3; Totani+, 2006)	  ・QSO (z=6.4; Schroeder, 2012)	  Fan+	 2003	  図：SDSS	  QSOの連続光規格化スペクトル。	  
緑色Damping	  wingによる寄与（見積り）。	  
赤い線は仮定したバブルのサイズ。	  	  遠方銀河観測	  QSO Near Zones (z=7.1)	  	  誕生したQSOはバブルを作る	
バブルのサイズはHIの量に依存	

Mortlock	  et	  al.,	  Nature,	  11	  	  	  Fan+	 2003	  遠方のQSO	  (z=7.1;	  ULAS)	  と近傍のQSO	  (z=6.42,	  6.31;	  SDSS)	  スペクトルの比較。	  CMB観測	  kinematic SZ effect	  	  ・イオン化バブル中の電子による	コンプトン散乱	
・イオン化の揺らぎとバブルの	運動に感度		  	  (Zahn	  +,	  ApJ,	  2012)	  非一様モデル	  一様再電離	  Kinetic Sunyaev-Zeldovich Effect= Doppler Effect from Ionized Bubbles
VObs

ΔT / T = ∫ dlneσ TV// / c

V~*100km/s: even if lneσT ~10-3⇒ ΔT/T≈10-5-10-6
Observable!

CMB観測	  Zahn	  et	  al.,	  ApJ,	  12	  kinematic SZ effect	  WMAP	  only	  	  ・イオン化バブル中の電子による	コンプトン散乱	
・イオン化の揺らぎとバブルの	運動に感度	

+SPT	  	  	  Dunkley,	  2013	  SPT, ACTなどから再イオン化	にかかっている期間に制限	

不確定性：tSZ x CIB correlation	

現状	  z=30	  z=1100	  z=10	  すばる	  SDSS	  ACT	  SPT	  HERA	  project hbp://reioniza.on.orgより	

Robertson+,	  ApJ,	  ‘13	

現状	  z=30	  z=1100	  z=10	  Galaxies(z<7)	  すばる	  SDSS	  ACT	  SPT	  HERA	  project hbp://reioniza.on.orgより	

将来	  z=30	  z=1100	  CMBpol	  ACTpol	  SPTpol	  z=10	  TMT	  HERA	  project hbp://reioniza.on.orgより	

将来	  CMB偏光観測では将来的にもΔz=0が	  ようやく排除できる程度	

Zaldarriaga+,	  '08	  z=30	  z=1100	  z=10	  First starts(z<20; TMT&JWST)	  CMBpol	  ACTpol	  SPTpol	  TMT	  HERA	  project hbp://reioniza.on.orgより	

将来	  21cm線！	  

z=30	  z=1100	  z=10	  HI(30>z>10)	  CMBpol	  ACTpol	  SPTpol	  First starts(20>z; TMT&JWST)	  TMT	  SKA	  HERA	  project hbp://reioniza.on.orgより	

将来	  21cm線！	  
Furlanebo,	  ‘06	
z=30	  z=1100	  z=10	  HI(30>z>10)	  CMBpol	  ACTpol	  SPTpol	  First starts(20>z; TMT&JWST)	  TMT	  SKA	  TMT	  →	  バブル中の天体をねらう	  SKA	  →	  バブル外のガスをねらう	  再イオン化から何がわかるか？	 
天体物理	 	 	 	 宇宙論	 	 	 	 	 新しい物理	 

再イオン化から何がわかるか？	 
天体物理	 
・初代天体：星形成率、初期質量関数、Pop	 III	 ・初代ブラックホール：質量、降着率	 
・ガス：分布、速度、温度、電離度	 
宇宙論	 	 	 	 	 新しい物理	 

再イオン化から何がわかるか？	 
天体物理	 
・初代天体：星形成率、初期質量関数、Pop	 III	 ・初代ブラックホール：質量、降着率	 
・ガス：分布、速度、温度、電離度	 
宇宙論	 
・小スケールゆらぎ、非ガウス性	 
・早期暗黒エネルギー	 ・ニュートリノ質量	 ・原始磁場	 
新しい物理	 

Tegmark	 再イオン化から何がわかるか？	 
天体物理	 
・初代天体：星形成率、初期質量関数、Pop	 III	 ・初代ブラックホール：質量、降着率	 
・ガス：分布、速度、温度、電離度	 
宇宙論	 
・小スケールゆらぎ、非ガウス性	 
・早期暗黒エネルギー	 ・ニュートリノ質量	 ・原始磁場	 
新しい物理	 ・暗黒物質の崩壊	 
・原始ブラックホールの蒸発	 
・宇宙ひも	 ・物理定数の時間変化	 
Hiramatsu,	 KT+	 ２、再イオン化の物理	 21cm線	 
水素原子の超微細構造	 

電子	 
陽子	 
21cm電波	 (1.4GHz)	 
重要な周波数	 
70MHz	 (SKA)	 	 	 	 	 	 	 	 z	 =	 19	 	 	 t	 =	 200Myr	 
50MHz	 (SKA	 goal)	 	 	 z	 =	 27	 	 	 t	 =	 120Myr	 
30MHz	 (LOFAR)	 	 	 	 	 	 z	 =	 45	 	 	 t	 =	 56Myr	 n=1, singlet

1,420.406MHz
21.11cm
n=1, triplet

Lyαn=1, singlet

n=2, triplet

21cm線の観測	 
スピン温度	 ⎡ hν 21cm ⎤n↑↑= 3 exp⎢−⎥
n↑↓
kT
⎢⎣
spin ⎥⎦

観測方法	 
・CMBに対する放射吸収	 (Tspin,	 Tγの大小による)	 
・背景光源に対する吸収線	 
1/ 2⎛ 1 + z ⎞
τ 21cm ≈ 0.01xHI ⎜⎟⎝ 10 ⎠

Tγ
TS
短波長
長波長	 
low-z	 	 	 	 	 	 	 	 	 	 	 	 	 	 	 	 	 	 	 	 	 	 	 high-z	 スピン温度	 
スピン温度の決まり方	 ・CMBとの相互作用（Tγ）	 
・原子の衝突（TK,	 xC）	 
・Lyαとの相互作用（TC～TK,	 xα）	 

Wouthuysen-Field	 effect	 ・Lyαで励起された後	 スピン励起状態に落ちる	 
・Lyαの量（TC）で効率が	 決まる	 スピン温度の進化	 
初期宇宙：熱平衡	 z	 ～	 150	 
CMBとバリオンが脱結合	 
原子衝突が頻繁	 z	 ～	 70	 
ガス密度が小さく	 原子衝突が非効率	 z	 ～	 20	 
天体からのLyαにより	 W-F効果が効く	 z	 ～	 15	 
ガスが暖められCMB温度	 を超える	 スピン温度の進化	 
初期宇宙：熱平衡	 z	 ～	 150	 
CMBとバリオンが脱結合	 
原子衝突が頻繁	 z	 ～	 70	 
ガス密度が小さく	 
原始衝突が非効率	 z	 ～	 20	 
天体からのLyαにより	 W-F効果が効く	 z	 ～	 15	 
ガスが暖められCMB温度	 を超える	 

宇宙論で決まる	 スピン温度の進化	 
初期宇宙：熱平衡	 z	 ～	 150	 
CMBとバリオンが脱結合	 
原子衝突が頻繁	 z	 ～	 70	 
ガス密度が小さく	 
原始衝突が非効率	 z	 ～	 20	 
天体からのLyαにより	 W-F効果が効く	 z	 ～	 15	 
ガスが暖められCMB温度	 を超える	 

宇宙論で決まる	 初期星形成など天体物理で決まる	 スピン温度の進化	 
宇宙論で決まる	 
初期宇宙：熱平衡	 z	 ～	 150	 
CMBとバリオンが脱結合	 
原子衝突が頻繁	 z	 ～	 70	 
ガス密度が小さく	 天体物理と宇宙論が複雑に絡み合う	 
原始衝突が非効率	  魅力的な時代！	 
z	 ～	 20	 
天体からのLyαにより	 W-F効果が効く	 z	 ～	 15	 初期星形成など天体物理で決まる	 
ガスが暖められCMB温度	 を超える	 輝度温度	  グローバルシグナル（ゆらぎなしの平均値）。	 
CMBとの温度差。正なら放射、負なら吸収。	 

輝度温度	  グローバルシグナル（ゆらぎなしの平均値）。	 
CMBとの温度差。正なら放射、負なら吸収。	 

Dark	  Cosmic	 
Age	  Dawn	 

Reionization	 

輝度温度	  グローバルシグナル（ゆらぎなしの平均値）。	 
CMBとの温度差。正なら放射、負なら吸収。	 

SKA!	 

Dark	  Cosmic	 
Age	  Dawn	 

Reionization	 輝度温度	  グローバルシグナル（ゆらぎなしの平均値）。	 
CMBとの温度差。正なら放射、負なら吸収。	 
1/ 2⎛ TS − Tγ ⎞⎛ 1 + z ⎞ ⎡⎤∂ r vr⎟⎟⎜δTb = 27 [mK] xHI (1 + δ b )⎜⎜⎟ ⎢⎥T
10(1+z)H(z)⎠ ⎣⎦S⎝⎠⎝

SKA!	 

HI存在比
スピン温度
バリオン密度ゆらぎ	 Dark	  Cosmic	 
Age	  Dawn	 

特異速度	 

Reionization	 

−1輝度温度	  グローバルシグナル（ゆらぎなしの平均値）。	 
CMBとの温度差。正なら放射、負なら吸収。	 
1/ 2⎛ TS − Tγ ⎞⎛ 1 + z ⎞ ⎡⎤∂ r vr⎟⎟⎜δTb = 27 [mK] xHI (1 + δ b )⎜⎜⎟ ⎢⎥T
10(1+z)
H(z)
⎠ ⎣
⎦S
⎝⎠⎝

SKA!	 

HI存在比
スピン温度
バリオン密度ゆらぎ	 

特異速度	 

Dark	  Cosmic	 Reionization	 
Age	  Dawn	 
21cm線には天体物理・宇宙論の	 重要な情報が詰まっている	 −1例	 
影響する要因	 
・Ｘ線強度	 ・紫外線強度	 
・脱出確率	 ・星形成史	 ・初期質量関数	 
・ガス分布	 

Pritchard	 &	 Loeb	 2010	 

再イオン化研究の現状	 
これまでの観測・理論研究からわかってきたこと	 ・銀河間物質の非一様性（clumping	 factor）	 
シミュレーション・観測・理論でC～3-4に収束	 
・明るい銀河の星形成史	 
UV光度関数（z	 =	 6-10）が観測されている	 	 
現在の論点	 ・電離光子脱出確率	 
‐電離光子脱出確率の銀河質量依存性が、どの質量の	 銀河が再イオン化に寄与するかを決める重要な量	 ‐直接観測は不可能	 ‐理論研究でも収束していない	 ・暗い銀河の星形成史	 
‐現在は観測的制限無し	 →	 今後の観測に期待	 
‐理論研究でも収束していない	 再イオン化シミュレーション	 
再イオン化数値シミュレーションのポイント	 ・小スケールから大スケールまで	 ‐M	 <	 108	 Msunのmini	 haloを分解	 ‐21cm線の統計的議論（power	 spectrumなど）	 のための大領域計算	 
・複雑な放射輸送	 
‐再イオン化光子：脱出確率の銀河質量依存性が	 どの質量の銀河が再イオン化に寄与するか決める	 
‐Ｘ線：銀河間ガスを加熱	 
‐Lyα：スピン温度とガス温度を結合	 
かつては簡略化されて取り扱っていた	 
例えば…	 (Benson	 et	 al.	 2001):	 
銀河の周りに光子を仮定に基づいて分布させた	 (A)Growing sphere model
scale the Strömgren sphere of each halos(B)High density model
ionize from high density region(C)Low density model
ionize from low density region(D)Random cells model
Strömgren sphere at random cells(E)Boundary model
Strömgren sphere ± random cells at boundaries ofionized region

A:Growing sphere

C:Low density

D:Random cells

Density Field

B:High density

E:BoundaryDependence on distribution of ionized region

再イオン化シミュレーション	 
再イオン化数値シミュレーションのポイント	 ・小スケールから大スケールまで	 ‐M	 <	 108	 Msunのmini	 haloを分解	 ‐21cm線の統計的議論（power	 spectrumなど）	 のための大領域計算	 
・複雑な放射輸送	 
‐再イオン化光子：脱出確率の銀河質量依存性が	 どの質量の銀河が再イオン化に寄与するか決める	 
‐Ｘ線：銀河間ガスを加熱	 
‐Lyα：スピン温度とガス温度を結合	 

再イオン化シミュレーション	 
従来のシミュレーション	 
・宇宙論的流体（N体）計算	 
・空間分解能の粗いpost-processing輻射輸送	 
・単純化したsub-grid銀河モデル	 
(星形成率	 &	 電離光子脱出確率)	 
○計算が軽く、100Mpc以上の領域を計算	 
→	 統計的議論が可能	 
×結果は採用したモデルに強く依存	 

再イオン化シミュレーション	 
従来のシミュレーション	 
・宇宙論的流体（N体）計算	 
・空間分解能の粗いpost-processing輻射輸送	 ・単純化したsub-grid銀河モデル	 
(星形成率	 &	 電離光子脱出確率)	 
○計算が軽く、100Mpc以上の領域を計算	 
→	 統計的議論が可能	 
×結果は採用したモデルに強く依存	 
近年の傾向	 ・輻射流体計算を実装	 
(筑波グループ、Norman、Finlator)	 
○銀河モデルを仮定する必要がない	 
○UVBの星形成、IGMへの影響は自然に入る	 
×計算コストが非常に高く、大領域の計算が難しい	 
（現在、最大で20Mpc）	 

Ilian	 Iliev	 

フィードバック	 
主なフィードバック	 
・星形成率：	 
低質量銀河で内部の星	 自身による星形成阻害	 
・光子脱出確率	 
低質量銀河でガス流出	 により高い値となる。	 
質量依存性も強い。	 
今後の方向性	 ・大スケールと小スケール	 の相補性	 
・よりよいフィードバック	 
モデルの構築	 Hasegawa	 in	 prep	 

星形成率	 

光子脱出確率	 

３、foregroundと観測可能性	 本当に観測できるか？	 
強烈なforeground	 ・銀河系	 ・銀河系外電波天体	 
・地球大気	 Santos	  et	  al.	  (2005)	

power	 spectrumで	 foregroundは	 signalの６桁上！	 	 
どう差し引いて	 signalを得るか？	 

銀河系外電波天体	 
点源の漏れだし	 ・ionosphere,	 troposphere,	 atmosphere	 ‐見る方向によって異なる	 ‐時々刻々と変化	 
・beam	 shape,	 receiver	 gain,	 frequency	 sensitivity	 
‐望遠鏡の性質	 
‐視野外からも寄与	 	 →	 sky	 modelを用いて	 	 漏れ出しを推定・差し引く	 calibration	 
SAGE	 calibration	 (LOFAR)	 

calibration	 
LOFAR	 EoR	 team	 
SAGE	 calibration	 (LOFAR)	 
熊崎（名大院生）	 

シミュレーションやってます（PI）。	 
その結果によって次のLOFARの	 観測領域が決まります！	 

calibrationの必要精度	 
Datta	 et	 al.	 2010	 
MWAの観測シミュレーション	 
21cm線のpower	 spectrumを観測するために・・・	 
点源の位置決定精度	 <	 0.1”が必要	 

Thermal	  noise:	  	  5000hours,	  観測帯域2.5MHz	

点源の明るさ決定精度	 <	 0.05%が必要	 

Thermal	  noise:	  	  5000hours,	  観測帯域2.5MHz	

calibrationの必要精度	 
Datta	 et	 al.	 2010	 
MWAの観測シミュレーション	 
21cm線のpower	 spectrumを観測するために・・・	 
点源の位置決定精度	 <	 0.1”が必要	 

点源の明るさ決定精度	 <	 0.05%が必要	 

SKAでは	 位置決定：<	 1”	 明るさ決定：<	 0.5%	 が必要(Datta)	 

銀河系	 
銀河系電波放射	 ・様々なソース	 ‐シンクロトロン	 
‐free-free	 ‐超新星残骸	 ・pixelごとに強さ、	 スペクトルが異なる	 
・銀河系放射は滑らか	 
EoR	 signalはギザギザ	 	 
pixelごとにsignalを引き出す	 
・滑らかな成分を差し引く	 
‐多項式近似	 ‐high-pass	 filter	 ・ノイズスペクトルを差し引く	 

Jelic	 2008	 

LOFAR	 simulation	 Chapman+	 2013	 
・600時間の観測を想定	 
・pixelごとにwavelet変換	 で滑らかな成分を引く	 
・さらにノイズを引く	 

左：input	 
右：output	 @165MHz	 10°×10°	 	 
相関係数	 
=	 0.689	 

黒：トータル	 
青：foreground	 

紫：ノイズ	 赤：再イオン化シグナル×10	 -	 1	 

LOFAR	 simulation	 
21cm線power	 spectrum	 の再構成	 	 
黒：銀河系差し引き残差	 
橙：ノイズ	 赤：input	 signal	 
青点：再構成結果	 
緑：leakage	 Low Frequency Antenna 30-80MHz	

High Frequency Antenna 120-240MHz	PAPER南アフリカ

PAPER観測データ	 

Parsons+	 2013	 

55日×5時間のデータ	 
delay-spectrum	 
analysis	 （周波数に関する	 フーリエ変換）	 	 
各baselineの平均	 	 fringe-rate	 filter	 maximum	 redundancy	 configuration	 （特定の波数の観測に特化）	 

PAPER観測データ	 

GMRTによる上限(z	 =	 8.6)	 	 
PAPERによる制限(z	 =	 7.7)	 
→	 <Tb>	 <	 400mK	 	 
noise	 spectrum	 (Tsys=560K)	 	 
Lidz	 et	 al.	 2008による予言値	 
(xHI	 =	 0.5)	 
あと２ケタ！（温度にして１ケタ）	 
宇宙がずっと断熱的に進化してきたとすると<Tb>	 ～	 400mK	 →	 global	 heatingがあったという初めての証拠	 

	  Mileura	  Wideﬁeld	  Array （MWA)	  	  MWA観測データ	 

Dillon+	 2013	 

４、SKA	 シグナルの大きさ	 
21cmシグナル：分解能↓⇒ピーク温度↓	 シミュレーション：	 
1’→	 ピーク～10mK	 5’→	 ピーク～3mK	 
バブルの大きさ	 ～	 10’	 シグナルの大きさ	 
21cmシグナル：分解能↓⇒ピーク温度↓	 シミュレーション：	 
1’→	 ピーク～10mK	 5’→	 ピーク～3mK	 
バブルの大きさ	 ～	 10’	 

SKAへの要望	 
「分解能数分角で1mKの感度」	 

sensitivity,	 A/T(m2/K)	 

SKAの感度	 

A:	 実効的な開口面積	 
T:	 システム雑音	 
SKA2	 SKA1	 ↓z=20	 
↑z=27	 

↓z=10	 1000h観測で	 1mKの感度に	 必要なA/T	 
3’	 	 
5’	 	 10’	 

周波数(MHz)	 

分解能の要求は厳しくないため、コア（～5km）に	 たくさんアンテナを配置するのがよい。	 

sensitivity,	 A/T(m2/K)	 

SKAの感度	 SKA2	 

SKA1	 
↓z=20	 
↑z=27	 

↓z=10	 1000h観測で	 1mKの感度に	 必要なA/T	 
3’	 	 
5’	 	 10’	 

周波数(MHz)	  power	 spectrum	 
tomography
SKA1： z	 <	 9z	 <	 20	 
分解能の要求は厳しくないため、コア（～5km）に	 SKA2： z	 <	 20	 z	 <	 27	 
たくさんアンテナを配置するのがよい。	 

sensitivity,	 A/T(m2/K)	 

SKAの感度	 
1000h観測で	 1mKの感度に	 必要なA/T	 
3’	 
SKA1：再イオン化過程をしっかり見る	 	 
SKA1	 
SKA2：初代天体形成からをしっかり見る	 5’	 	 10’	 ↓z=20	 
↓z=10	 SKA2	 

↑z=27	 

周波数(MHz)	  power	 spectrum	 
tomography
SKA1： z	 <	 9z	 <	 20	 
分解能の要求は厳しくないため、コア（～5km）に	 SKA2： z	 <	 20	 z	 <	 27	 
たくさんアンテナを配置するのがよい。	 

21cm	 power	 spectrum	 

21cm	 power	 spectrum	 の観測可能性	 (Mesinger+	 2013)	 
k=0.1/Mpc,	 2000h	 	 LOFAR:	 z	 <	 11だいたいのモデル	 
MWA:	 z	 <	 15一部のモデルなら	 SKA1:	 z	 <	 20どんなモデルでも	 SKA2:	 z	 <	 27どんなモデルでも	 21cm	 tomography	 
トモグラフィ	 ・天体がどこにあるか、	 どのように分布しているか	 ・どのように再イオン化が	 進んでいくか、時間発展が	 わかる	 z	 =	 15.5	 z	 =	 12	 z	 =	 9	 

21cm	 tomography	 
パワースペクトルでは得られない情報	 
・バブルの形状	 →	 どの質量の銀河が再イオン化に寄与しているか	 ・バブルのまわりは放射？吸収？	 
→	 ブラックホールからのＸ線の寄与	 
大質量銀河が支配	 

100/hMpc	 

小質量銀河が支配	 

Kim	 et	 al.	 2013	 

５、まとめ	 まとめ：SKAが挑む宇宙の再イオン化	 ・これまで未開拓の「宇宙の幼年期」	 
‐暗黒時代	 
‐初代天体形成期	 
‐再イオン化期	 
・中性水素21cm線による探索	 ‐CMBに対する放射、吸収	 ‐背景光源による21cm	 forest	 
・SKA,	 pathfinderによる観測	 ‐pathfinder：再イオン化期を部分的に	 
‐SKA1：再イオン化期をがっちり	 ‐SKA2：初代天体形成～再イオン化期をがっちり	 まとめ：SKAが挑む宇宙の再イオン化	 
多くの分野にわたる興味	 
・天体物理	 
「最初の星ってどういう星なの？」	 
「最初のブラックホールは？」	 
「何が再イオン化を起こしたの？」	 
・宇宙論	 
「ゆらぎを３次元的にいっぱい見たい！」	 
→	 高橋さんのトーク	 ・基本物理	 
「何か変なこと起こってない？」	 

SKA-JPメンバーの研究	 

Hasegawa	 

2013年業績	 
Oyama+	 2013	 
21cm輝線観測によるニュートリノ質量への	 制限の予測	 
Shimabukuro+	 2013	 
21cm	 forestによるニュートリノ質量への制限予測	 
Shiraishi+	 2013	 
21cm輝線観測による原始磁場への制限の予測	 
Sekiguchi+	 2013	 
21cm輝線観測による宇宙ひもへの制限	 
Ichiki+	 2013	 
原始磁場が21cm輝線に与える影響	 
Kohri+	 2013	 
21cm輝線観測による小スケールゆらぎの測定	 
Sekiguchi+	 2013	 
21cm輝線観測による等曲率ゆらぎへの制限	 
Takeuchi+	 2013	 
21cm輝線観測による等曲率ゆらぎへの制限	 
Shimabukuro+	 in	 progress	 
21cm	 forestによる再イオン化モデルへの制限の予測	 
Hasegawa,	 in	 progress	 輻射流体計算による再イオン化のシミュレーション	 
Kumazaki+,	 in	 progress	 
LOFARにおける系外点源除去のシミュレーション	 Sekiguchi+	 
2013