宇宙の夜明けから再電離が起こるまで：
これまでの理解と残された課題

長谷川賢二(名古屋大学)

第31回理論懇シンポジウム「宇宙物理の標準理論:未来へ向けての再考」@京都大学 2018年12月19日-21日

OUTLINE
z~1100z~20-30

再結合期

z~10
輻射源
重元素源

超巨大BHの種

Observer

のちの構造形成に影響(重力波源)
宇宙の夜明けFirst Stars•••

初期質量関数

宇宙の再イオン化

Cosmic Reionization

単独星 or 連星/複数星形成率
直接観測がなく理論先行(初期条件、解くべき物理が明確)•

時間的・空間的発展•

電離光子源
観測される天体の最遠方理論研究との直接比較

First Stars

Impact of the First Stars on Cosmic Reionization
Planck 2018 (arXiv:1807.06209) indicates ⌧e = 0.054 ± 0.007<latexit sha1_base64="DuVOqATJ2PLbaDVmM4dpPCMNmL4=">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</latexit>

Ionized fraction at z~15
w/ mini-halos

w/o mini-halos

100 Mpc

Ahn et al. (2012)
初代星の寄与が大きすぎると観測と矛盾する可能性あり

初代星形成の理解
共通理解

初代星形成の理解
共通理解

cosmological

始原ガスの熱進化(e.g., Palla+83, Omukai+ 98, Abel+ 02, Yoshida+03)
原始星

H-プロセス(電子を触媒)を経て形成す
るH2で冷える.
おおよそビリアル温度~1000Kのハロー
でないと冷えない.
Present-dayの場合と比
べて、ガス降着率(∝
MJ/tff ∝ T1.5)が高い.

Omukai+ (2010)

断熱

H2による冷却初代星形成の理解
共通理解

cosmological

始原ガスの熱進化(e.g., Palla+83, Omukai+ 98, Abel+ 02, Yoshida+03)星形成可能な最小ハロー質量( ~ several 105Msun)
初代星は典型的には大質量である

初代星形成の理解
Hosokawa et al. (2011) 質量降着期の輻射流体シミュレーション(原始星進化と整合的に解く)

星からの紫外線でガスが光蒸発し、降着が止まる.

初代星形成の理解
円盤の分裂
Stacy+10

Machida+13

Susa, KH+14

Hosokawa+16

初代星形成の理解
共通理解

cosmological

始原ガスの熱進化(e.g., Palla+83, Omukai+ 98, Abel+ 02, Yoshida+03)星形成可能な最小ハロー質量( ~ several 105Msun)
初代星は典型的には大質量である輻射による星質量決定(降着率が高い場合その限りでない)
星周円盤は分裂する

初代星形成の理解
初期質量関数?
宇宙論的流体シミュレーション + 輻射流体による質量降着期の計算
Hirano+14,15, Susa, KH+ 14
3DRHD
relatively lowresolution

2DRHD
high resolution

すべて解決？

初代星形成の理解
共通理解

cosmological

始原ガスの熱進化(e.g., Palla+83, Omukai+ 98, Abel+ 02, Yoshida+03)星形成可能な最小ハロー質量( ~ several 105Msun)
初代星は典型的には大質量である輻射による星質量決定
星周円盤は分裂する

まだコンセンサスが得られていない
分裂片は生き残って星になるか？
宇宙論的星形成率はどの程度か？(大スケールfeedbackの重要性)

分裂片の数、質量、運命?
初代星・初代銀河研究会須佐さんスライド
2/3は落ちる

すべて落ちる分裂片の数、質量、運命?
初代星・初代銀河研究会須佐さんスライド
2/3は落ちる

すべて落ちる

分裂片の取り扱いの違い? (Sink particle or stiff EoS)
Sink半径を小さく取りすぎると、人工的な分裂が起こる?
Sink particleの場合、分裂片の数が分解能に依存(Regan+18)?

まだ議論は収束していない

宇宙初期の星形成率への制限
EDGES results (Bowman et al. 2018)sky-averaged 21cm brightness temperature• z~20で吸収線が見える(#温度の絶対については触れない)

IGMの温度がCMB温度より低く、21cmの励起温度がガス温度に結合している.
結合に必要なLyα光子数からCosmic Star
Formation Rate Densityに制限が可能.

宇宙初期の星形成率への制限
EDGES results (Bowman et al. 2018)• z~20で吸収線が見える
Madau 2018

IGMの温度がCMB温度より低く、21cmの励起温度がガス温度に結合している.

結合に必要なLyα光子数からCosmic Star
Formation Rate Densityに制限が可能.
SFRD ~ 10-5-10-4Msun/yr/Mpc3

宇宙初期の星形成率への制限
EDGES results (Bowman et al. 2018)• z~20で吸収線が見える
Madau 2018

IGMの温度がCMB温度より低く、21cmの励起温度がガス温度に結合している.

近い将来、真偽が検証され、z=10-30でより正確に結合に必要なLyα光子数からCosmic Star
星形成率の制限がつく可能性がある
Formation Rate Densityに制限が可能.
SFRD ~ 10-5-10-4Msun/yr/Mpc3

宇宙論的星形成率に影響しうる現象•Radiative Feedback•

光電離によるガスの加熱
ガスが剥ぎ取られ、星への質量降着率が下がる(Susa, KH+09)•H2光解離による冷却剤の減少
冷却時間が長くなり、重力収縮を妨げる(Omukai 01, Susa 07)

H2シェル宇宙論的星形成率に影響しうる現象•Radiative Feedback•

RHD simulation, KH+09

光電離によるガスの加熱
ガスが剥ぎ取られ、星への質量降

ガス雲着率が下がる(Susa, KH+09)
電子を増やし、解離のフィードバックを和らげる. 和らげる度合
いは、星のスペクル(質量)に依存(Susa+06, KH+09)•

H2光解離による冷却剤の減少
冷却時間が長くなり、重力収縮を妨げる(Omukai 01, Susa 07)

H2シェル
解離光子を遮蔽Radiative Feedbackまとめ (長谷川スライド改)
初代星(Pop III.1 star)
電離光子+衝撃波で完全にガス雲を破壊

星形成現場までの距離(ガスの密度とSourceのspectrumに依存)

電離光子+衝撃波に 解離光子による水よる水素分子増加(低 素分子減少(高温)温+ガスの剥ぎ取り)

化石電離領域でのかなり 生き残ったガス雲で遅い(~100Myr)次世代 の遅い星形成
星形成
Less massive starLess massive stare.g. Yoshida et al. 2007

e.g. Susa, Umemura, KH
09, KH+ 09, Umemura,
KH+ 12

No radiative
feedback

生き残ったガス雲での遅い星形成
More massive stare.g. O’Shea & Norman
2008, Hirano+15

Normalpop III starRadiative Feedbackまとめ (長谷川スライド改)
初代星(Pop III.1 star)
電離光子+衝撃波で完全にガス雲を破壊

星形成現場までの距離電離光子+衝撃波に 解離光子による水よる水素分子増加(低 素分子減少(高温)
温+ガスの剥ぎ取り)

化石電離領域でのかなり 生き残ったガス雲で遅い(~100Myr)次世代 の遅い星形成
星形成
Less massive starLess massive Pop stare.g. Yoshida et al. 2007

No radiativefeedback

生き残ったガス雲での遅い星形成
More massive starnormalpop III stare.g. Susa, Umemura, KHe.g. O’Shea & Norman
Large scale Radiative09,FeedbackはSFRDだけでなく、IMFにも影響
KH+ 09, Umemura,2008, Hirano+15
KH+ 12を与える. SFRDは、輻射影響下でのIMFと無矛盾に考える

宇宙論的星形成率に影響しうる現象•Streaming Velocity•

晴れ上がり時にダークマターとバリオンにrms vel.~30km/s程度の相対速度が存在 (Tseliakhovich & Hirata 2010)• ガスがハローにとどまれず、星形成が遅れる(Stacy+11, Greif+11, Fialkov+12, Naoz+12, Asaba+16, Schauer+18)

宇宙論的星形成率に影響しうる現象•Streaming Velocity•

晴れ上がり時にダークマターとバリオンにrms vel.~30km/s程度の相対速度が存在 (Tseliakhovich & Hirata 2010)• ガスがハローにとどまれず、星形成が遅れる(Stacy+11, Greif+11, Fialkov+12, Naoz+12, Asaba+16, Schauer+18)•

場合によっては、フィラメントの分裂が見えたり、超大質量星ができる(Hirano+17, 18)Summary: The First Stars
宇宙論的初期条件から、質量降着期のシミュレーションが可能になってきた.
IMF的なものを理論的に導出
円盤の分裂とその後の進化はまだわからない
Primary starにmergeする
IMFはよりMassive側へ(e.g.,
Hosokawa+16)

分裂片が生き残るIMFは低質量側へ(生き残りの制限
Ishiyama, KH+16)•期待されるSFRDへの観測的制限へ向けて、宇宙論的星形成率の理論的導出 : Large ScaleのfeedbackはSFRだけでなくIMFへも影響する

Cosmic Reionization

電離光子源
電離史(時間的発展)

電離光子源の候補•High-z galaxies•

たくさんの高赤方偏移銀河が発見されている (LAEs: Ouchi,KH+18, LBGs: Ono+18, OIII: Hashimoto+18)• 銀河がどの程度再電離に寄与するかは、電離光子脱出割合に強く依存

暗いAGNs••Giallongo et al. (2015)がAGNs at z>4に予想より多くの暗いAGNがいることを示す.
仮にAGNのみで再電離を起こしても、X線背景放射、HeII再電離を含む現状の観測的制限を矛盾なく満たす(e.g., Madau& Haardt 2015, Yoshiura, KH+ 2016)

電離光子源の候補•hig-z Galaxies•

たくさんの高赤方偏移銀河が発見されている (LAEs: Ouchi,KH+18, LBGs: Ono+18, OIII: Hashimoto+18)• 銀河がどの程度再電離に寄与するかは、電離光子脱出割合に強く依存

暗いAGNs••Giallongo et al. (2015)がAGNs at z>4に予想より多くの暗いAGNがいることを示す.
仮にAGNのみで再電離を起こしても、XRBを含む現状の観測的制限を矛盾なく満たす(e.g., Madau & Haardt 2015,
Yoshiura, KH+ 2016)•

より最近の観測はGiallongoの結果に否定的(e.g, Onoue et al. 2017,Parsa et al. 2017)

銀河からの電離光子脱出確率:fesc
高赤方偏移銀河の電離光子はIGMの吸収が強く直接検出できない=>シミュレーションの予言が重要•

これまでのシミュレーションのほとんどが、大質量ほどfescが小さい傾向(e.g., Razoumov+10, Yajima+12, Wise+14, KH+16, Xu+16)•

絶対値は、一桁以上のばらつきがあり、高分解能の計算ほどfescが小さい傾向
fescの計算には銀河内小スケールな物質の非一様性が重要で、SN/Radiative feedback
効果、分解能などに敏感(Wise+09Umemura, KH+12, Sumida, KH+18)# 再結合率は密度の自乗に比例銀河からの電離光子脱出確率:fesc
宇宙論的流体シミュレーションで形成されたMhalo~109Msunの銀河のfesc
w/ Radiative Feedback 31%
w/o Radiative Feedback 15%

fescの計算には銀河内小スケールな物質の非一様性が重要で、SN/Radiative feedback
効果、分解能などに敏感(Wise+09Umemura, KH+12, Sumida, KH+18)# Radiative feedbackによるガス分布の平滑化はIGMでも重要(Pawlik+, Finlator+, KH+)

銀河からの電離光子脱出確率:fesc
ENZOによる高分解能宇宙論的輻射流体シミュレーション(Xu+16, spatial resolution ~physical 1pc)•

平均値としては10%程度で、再電離を起こすには十分な値.

•

高い分解能を実現するため、よりMassiveな銀河のfescはわからない(外挿すると再電離には効かない?)•low-zの観測では、10%程度の値がよく示唆されるが、見てるハロー質量スケールが一声1011Msun以上(e.g.,M*~109Msun, Z=1/8-1/5の銀河で6-13%Izotov+16)

電離バブルサイズ分布からのfesc(Mhalo)予想
Sumida, Yoshiura, KH in prep.

(see also Kim+13)

中性水素割合を揃えて作成した21cmの輝度温度分布
Faint galaxies dominate
Massive galaxies dominate
fesc(Mhalo)& steep faint-end slope ofUV luminosity function

電離バブルサイズ分布は”ionizing luminosity function”の情報を保持
SKAの時代では、fesc(Mhalo)の検証が可能かもしれない

電離史：QSO吸収線系
λ=1216Å (1+z)■ Lyα absorption lines
imprinted on QSO spectra.
(Gunn, Peterson 1965)

redshift

Fan+(2006)
from 19 SDSS
QSOs

■ HeIIでも同様のアプローチ

で zHII > 2.8 (Worseck et al.
2014)(weakly constrained)

shortlong電離史：QSO吸収線系
視線ごとのLyα optical depthに大きなばらつき
z<6でも100Mpc以上のスケールで中性領域が残っている可能性(Becker+15)

再結合率

光電離率
z<6でも光電離率 and/or 温度にlarge scaleでの非一様性が残っていることを示唆

電離史：QSO吸収線系
Kulkarni+18: Post-processing radiative transfer simulation
再電離がこれまで考えていたより遅い時期に完了していれば観測と整合的再電離

z=5.0-6.2での光学的厚みの頻度分布シミュレーション(青)観測(赤)電離史：Ly Alpha光度関数の赤方偏移進化■ Lyman Alpha Emitter (LAE)

Lyα Luminosity functions@ z=5.7, 6.6, and 7.3* 高赤方偏移銀河の一種でLyαで明るい* Lyα光子は、銀河ないの再結合とHI衝突励起に起因■ LAEの数がhigh-zで減少=>IGMによる減光と解釈できる
fHIの赤方偏移進化に焼き直すためには、進化LAEのintrinsicな赤方偏移進化とを切り分ける必要がある

目的：最新のHSCの観測結果とシミュレーションとの比較からfHIに制限をつける

40963 particles for N-body(Mh,min=2.5×107Msun)
2563 grids for RT(dx=0.6Mpc)銀河が光源であると仮定
電離光度やfescはcosmological RHDから採用 (see KH+13, KH+16)

f10

Distribution of Observable Lyα Emitting Galaxies
10-3
z=6.6
10-4

66.5

7earlymidlate

z=7.3
7.5

8z

8.5

99.5

10

Figure 1. Evolution of the mean neutral hydrogen fraction fHI
in our reionization simulation box as a function of redshift. Thegreen, red, blue lines show the evolution in the early, mid, andlate model, respectively.

(Yajima et al. 2012). By counting the number of Lyα photons produced by these two processes, we found that the intrinsic Lyα luminosity Lα,int of each galaxy with halo mass
10
beinggreater
than10M⊙ is roughly expressed as
From RHD simulation% M&1.1h42Lα,int ≈ 10
[erg/s],(17)1010 M⊙
where Mis the halo mass. We note that the dependence+hscatter

10

model

fesc,α

early

0.22

mid

0.25

late

0.45

early

0.16

7.3

mid0.30

in our reionization simulation box as a function of redshift. The
green, red, blue lines show the evolution in the early, mid, andlate model, respectively.

late0.37

fz

Distribution of0.1
Observable Lyα Emitting Galaxies
10-3
z=6.6

0.05

z=7.3

-4

1066.5

7

7.5

08z

6.6

early
midlate8.5

99.5

1000 120
160of the mean neutral hydrogen fraction fHI
Figure 140
1. Evolution

Voablepeak(Yajima et al. 2012). By counting the numberof Lyαpho- shifts towards redder
tons produced by these two processes, we foundthat the in2017).
trinsic Lyα luminosity Lα,int of each galaxy with halo mass
• <τ> ∝Mhalo1/3
10summary,observable Lybeinggreater
10 M⊙ is roughly expressed
as InLyα escapefraction: Parameter
FromRHDthan
simulation% M&1.1h42
Lα,int ≈ 10
[erg/s],(17)fesc,α Tα,IGM Lα,int .
Lα,obs =1010 M⊙

Ray-tracing through the IGM
where Mis the halo mass. We note that thedependence+hscatter(Yajima, Sugimura,KH+,the2018) transm
As describedabove,

電離史：Ly Alpha光度関数の赤方偏移進化•観測されるLAEの高度関数、角度相関を再現
ACF (Obs data (red circles) from Ouchi et al. 2018)

Lyα LF

Transparrent IGM
NHI = 1020cm-2+0.1
fHI = 0.5 0.3@z=7.3 Inoue, KH+ (2018),<latexit sha1_base64="vyu8B3CGK3C+vKxR2cRbUrSv9PU=">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</latexit>from the comparison between the latest HSC data and Our simulation

Summary: Cosmic Reionization
電離光子源• やはり銀河という意見が優勢.
•Escape Fractionの研究は進んでおり、理論・観測的に~10%(再電離を維持できる)値が示唆れる.しかしお互いみて質量スケールは異なる
21cm線の観測では、fescの質量依存性もわかるかも.

電離史• z<6でもHI fractionに大きなスケールで非一様性
再電離の完了時期はこれまで考えていたより遅いか•もしれない最新のHSCの観測結果と大規模シミュレーションとの比較から、fHI = 0.5+0.1@z=7.3の制限
0.3<latexit sha1_base64="vyu8B3CGK3C+vKxR2cRbUrSv9PU=">AAACgXichVFNLyRRFD3KGKYx2thMYhYdnRYTUbmFCSESGRt2dGskPipV5TUV9ZWq6k6o9MbSH7CwIpkgVvyF2cwfsPATxLIlNhZuV1ciCHMr9d55591z33nv6p5lBiHRTZPU/Knlc2vbl1R7R+fXrnT3t6XALfuGKBqu5foruhYIy3REMTRDS6x4vtBs3RLL+s5MfX+5IvzAdJ3FcNcT67a25Zgl09BCptT0j5Iarfl2ZnauOkXyr41okGSlqkZDJI9U1XSWZIoj8xYoCcgiiXk3fYo1bMKFgTJsCDgIGVvQEPC3CgUEj7l1RMz5jMx4X6CKFGvLnCU4Q2N2h8ctXq0mrMPres0gVht8isW/z8oMcnRN51Sjf3RBt/T4bq0orlH3ssuz3tAKT+06+F54+K/K5jnE9rPqQ88hShiPvZrs3YuZ+i2Mhr6yd1grTORzUT+d0B37P6Yb+ss3cCr3xp8FkT9CihugvH7ut2BpWFa4awuj2enfSSva0Is+DPB7j2Eas5hHkc/dxxkucSU1Sz8lkoYbqVJTounBi5AmnwAT8ZJe</latexit>