2023年度 第53回天文・天体物理若手夏の学校

銀河の星形成・化学進化史と宇宙再電離

柏野 大地

国立天文台

科学研究部

はじめに

対面開催おめでとうございます
招待講師として呼んでくださりありがとうございます
いつでも質問してください

2023年8月1日 天文・天体物理夏の学校

柏野 大地

2

自己紹介
柏野大地（かしのだいち）
2023 Jul –present

国立天文台 特任助教 (NAOJフェロー)
受入 大内正己教授

2020 Oct–
2023 Jul

名古屋大学 特任助教 (YLCフェロー)
受入 杉山直教授／観測的宇宙論研究室

2016 Oct –2020 Sep

チューリッヒ工科大学 ポスドク (雇われ)受入 Simon Lilly教授

2016 Aug

水素の電離
国立天文台科学研究部

大内正己教授のグループ

博士修了 名古屋大学・指導教員 杉山直教授
東大John Silverman教授と共同研究
最後の夏学は2015(2016は副校長でしたが自分のD論公聴会と重なり欠席)

2023年8月1日 天文・天体物理夏の学校

柏野 大地

Observational cosmology group, ETH Zürich, 20173

今日の話の内容
1. 銀河の星形成と化学進化の歴史
2. 銀河と宇宙再電離

2023年8月1日 天文・天体物理夏の学校

柏野 大地

4

銀河の星形成と化学進化の歴史

2023年8月1日 天文・天体物理夏の学校

柏野 大地

5

宇宙138億年の歴史 = 大半は「銀河宇宙」の歴史© NASA/WMAP Science Team (改変)銀河の形成・進化
銀河形態の多様性の発達

宇宙誕生 (ビックバン)

宇宙の「暗黒時代」

観測者 (我々)
初代星・銀河の形成
宇宙再電離
ビックバンから始まる宇宙の歴史
138億年
2023年8月1日 天文・天体物理夏の学校

柏野 大地

6

宇宙138億年の歴史 = 大半は「銀河宇宙」の歴史© NASA/WMAP Science Team (改変)銀河の形成・進化
銀河形態の多様性の発達

宇宙誕生 (ビックバン)

宇宙の「暗黒時代」

観測者 (我々)
初代星・銀河の形成
宇宙再電離
ビックバンから始まる宇宙の歴史
138億年
2023年8月1日 天文・天体物理夏の学校

柏野 大地

7

銀河進化研究の目標
ビックバン直後の元素のスープ状態の宇宙が、どのようにして現在の「銀河宇宙」に進化したのか？（そしてこの先どうなるのか？）• 宇宙で最初の銀河は？（そもそもどこから銀河と呼べるのか？）• 現在見られるハッブル系列はどのように顕在したか？
• 星形成はなぜ停止するのか？
• 銀河中心の超大質量ブラックホールはどのように発生するのか？
• 形成された時の性質や環境がその後の進化にどのような影響を与えるのか？
• 銀河間空間、そして宇宙全体にどのような影響を与え、また与えられるのか？
• ...

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柏野 大地

8

銀河によって駆動される物質の進化
この世界はなぜこんなに複雑なのか？

現在の宇宙

初期の宇宙
H
H

H

H

He
H

H

H
He

物質の進化

H

水素のヘリウムのみの世界

He

H

C
2023年8月1日 天文・天体物理夏の学校

NO

Fe etc柏野 大地

物質の元となるヘリウムより重い元素は恒星内部の核融合によって作られ、超新星爆発などによって宇宙空間に供給される。
銀河は星形成の現場
9

(1 + z)2.7
−3
−1
M
year
Mpc
.
"
1 + [(1 +宇宙の星形成史z)/2.9]5.6(15)• 宇宙全体の星形成率密度は、約100億年前 (z~2) をピークに現在まで減少している。
cosmic noon と呼ばれる。
• この最も星形成が活発だった時代は
Lookback time (Gyr)
UV

–3

–1.2

log ψ (M year

IR

–0.8

–1

Mpc )

–0.4

0

2

4

6

8

10

12

c

Madau & Dickinson 2014

–1.6
–2
–2.4

Cosmic noon
(t=4Gyr, or 10Gyrs ago)

0

1

2

3

4

5

6 7

8

Redshift
8
3
4
5
6
7
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柏野 大地

10

© NASA; worldclassphotoShutterstock.com; Shiva N hegde/Shutterstock.com

galaxies at cosmic noon
(10 Gyrs ago)
Subaru telescope

Present-day
galaxies

Cosmicnoon

Fraction = gas / (stars + gas)

The AstrophysicalJournal Letters,
Gas consumption
in758:L9
the(5pp),last2012
10OctoberGyrs10Gas mass / stellar mass

Star formation rate [solar mass / year]

cosmic noonの銀河の性質

Galactic stellar mass [solar mass]
Kashino et al. 2019a

Figure 4. Evolution of Mgas /M∗ and fgas with redshift. Literature data are: orange
circles from Leroy et al. (2008), empty black circles from Geach et al. (2011),
et al.
blue squares from F. Salmi et al. (2012, Magdis
in preparation),and 2012
green squares
from Tacconi et al. (2010). The z ∼ 3 LBGs of this study are shown withfilled red squares. M18 is presented as a 4σ upper limit. Dashed lines depict
the tracks of M. Sargent et al. (2012 in preparation), for the case of M∗ =5.0 × 1010 M$ , M∗ = 1.0 × 1011 M$ , and M∗ = 2.0 × 1011 M$ . Cyanlines show the evolutionary tracks of Reddy et al. (2012), for galaxies with afinal stellar mass M∗ = 5.0 × 1010 M$ at z = 2.3 for the case of a constantsSFR = 2.4 Gyr−1 at z ! 2 and for the case of sSFR = 2.4 Gyr−1 up to z ∼ 3.0
and sSFR = 5.0 Gyr−1 at z ∼ 4. The solid orange line depicts the predicted
evolution of Mgas /M∗ for the case of an increasing sSFR ∝ (1 + z)2.9 at all
redshifts (Davé et al. 2012).
(A color version of this figure is available in the online journal.)• 個々の銀河の星形成率は現在の銀河の20倍程度高かった。
• 高い星形成率は、銀河中に大量に存在するガス (星形成の材料) によって支えられていた。
• cosmic noonから現在までは、ガスを消費され星形成が抑制される歴史であった。
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柏野 大地

Baker, A. J.
604, 125
Brinchmann
Bruzual, G.
Condon, J.
Chary, R., &Coppin, K.
Daddi, E., B
Daddi, E., D
Daddi, E., E
Dannerbaue
Davé, R., F
Davies, L. J
M. D. 20de Barros, S
Downes, D.
Elbaz, D., D
Elbaz, D., D
Geach, J. E
Genzel, R.,
Genzel, R.,
González, V
Griffin, M.,
Kennicutt, R
Lagos, C. D
Leroy, A. K
Leroy, A. K
Magdis, G.
Magdis, G.
Magdis, G.
401, 152
Magdis, G.
Mannucci,
2010, M
11 G
Morrison,銀河の金属量 (メタリシティ)• 金属量＝水素に対する重元素（酸素・鉄など）の存在量• 銀河の金属量は、星形成・ガスの流出入の歴史を反映する• 銀河の化学進化は非常に簡単なモデルでうまく説明される
ガス流出·
Mout = η ⋅ SFR

ガス流入
·
Min

η mass-loading factor

ガス相メタル質量の変化 (Z = 金属量)

dMZ·
= Zin Min + y ⋅ SFR − Z(1 − r)SFR − Z ⋅ η ⋅ SFR
dt
小質量星に取り込まれるメタル

インフローによる
メタル供給(通常 Zin ≪ Z)
大質量星で新たに合成されガス相に還元されるメタル (y: イールド)
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ガス (星形成の材料)

星形成

ガス流出による
メタルの持ち出し柏野 大地

還元

大質量星は超新星爆発によりガス相にメタル (とガス) を供給

長寿命の小質量星12星質量-金属量関係 (MZR)
New Te -based strong-line MZR and FMR
近傍宇宙 z~0 (SDSS)

Mannucci: Galaxy metallicity near and far
赤方偏移進化

2951

Mannucci & Creci 2010

ガス金属量（O/H）•••

Downloaded from https://academic.oup.com/mnras/article/491/1/944/5638748 by ETH Zürich user on 19

mass function (IMF). SFRs i
troscopic aperture were mea
Hα emission line flux correct
tinction as estimated from thement. The conversion factor bminosity and SFR in Kennic
used, corrected to a Chabrie
Oxygen gas-phase abundancesfrom the emission line ratios
Maiolino et al. (2008). An av
the values obtain from [NII
R23=([OII]λ3727+[OIII]λ495
Curti et al. (2020)
used. The final galaxy sample cgalaxies.
The grey-shaded area in銀河の星質量of Fig. 2 shows the mass-met
for our sample of SDSS ga
Fig. 1. Evolution of the mass-metallicity re- the differences in the selection
lation from local to high redshift galaxies and in the measure of metalli
銀河の進化モデルを制限する上で重要な観測量
from Mannucci et al. (2009). Data are from are very similar to what has
Kewley & Ellison (2008) (z=0.07), Savaglio et al. Tremonti et al. (2004). The me
ガス成分（O/H）: 近傍宇宙からz~4程度までよく制限されている。
(2005) (z=0.7), Erb et al. (2006) (z=2.2) andsion of our sample, ∼0.08 de
Mannucci et al. (2009) (z=3–4).
ある星質量で見ると、金属量は赤方偏移と共に減少する。
smaller to what have been fou
thors, ∼0.10 dex, possibly due t
ploding supernovae (SNe), a relation between ple selections and metallicity cmetallicity and SFR is likely to exist. In other
The left panel of Fig. 2 awords, SFR is a parameter that should be con- function of M! , the median柏野 大地
13
2023年8月1日 天文・天体物理夏の学校
sidered in the scaling relations that include

星質量-金属量関係：JWSTの登場でz~10に届く
A&A proofs: manuscript no. aanda
Matthee et
al.
赤方偏移
z~6

9.00
8.75

(M ⋆ ,z) bins

JADE [this work]
CEER [Nakajima+23]
M ⋆ bins

GN-z11 [Bunker+23]
EROs [Curti+23]

12 + log(OH)

8.50
8.25
8.00
7.75

3.00

6.00

10.00

Redshift

7.50
7.25
D
[z~0.08] (Curti+20)
MO DEF [z~2.3] ( anders+21)
MO DEF [z~3.3] ( anders+21)

7.00

Matthee, ..., Kashino et al. 2023

7

8

9

GLA
[z~3] (Li+22)
JADE + CEER [z~3-10] (this work)10

11

ure 17. The relation between gas-phase metallicity and stellar mass at z ⇠ 6 for galaxies and stacks with direct Te -based
allicity estimates. The horizontal errors show the boundaries of the subsets (pentagons) and the 16-84th percentiles of⋆
ses in the full stack (star), respectively. We highlight the systematic uncertainty between di↵erent strong-line calibrations
he bottom-right. We find that recent measurements in individual galaxies (Curti et al. 2022) roughly scatter
theFig. around
5. The mass-metallicity
relation (MZR) for our full JWST sample. Filled circles represent individual galaxies presented in this work fromallicity of our median stack of z ⇠ 6.5 [OIII] emitters. The average metallicity is slightly higher than expectations
fromthe
JADES, whereas filled crosses are galaxies observed in the framework of the CEERS programme and compiled from Nakajima et al. 2023. The
E simulation (Ma et al. 2016), once these have been rescaled to match the mass-metallicity relation at z ⇡ 3star(Sandersal.
symboletreports
the recent JADES/NIRSpec observations of GN-z11 (Bunker et al. 2023, at z=10.601), whereas ’X’ symbols mark galaxies
1).
from the EROs as compiled from Curti et al. 2023. Large squared and diamond symbols mark the median values computed in bins of M? (fulllog(M M )Curti et al. 2023

• ビックバンから数億年後には星質量-金属量関係が出現• 今のところ統計誤差・系統誤差共に大（絶対値・傾き・分散）• JWST観測が進むにつれてすぐに精度が改善されるはず

ow, under the assumption that the Bian et al. (2018)bration is also applicable for our stacks in subsets ofs, we estimate gas-phase metallicities for these suband list them in Table 3. Based on the relation
ween [OIII]/H and mass that is shown in Fig. 15,
assume that our two most massive subsets are on
higher metallicity branch of the [OIII]/H - metaly relation, while the other subsets are on the lower
nch. In Fig. 17 we compare the Te -based metallicmeasurement of our median stack and our strong-line
hod based measurements in subsets of mass to recent
asurements in early JWST spectra (e.g. Curti et al.

sample, in purple), and (M? z), as described in Table 2. An orthogonal linear regression fit to the median values in bins of M? for the di↵erent
our direct-method based metallicity for the full stackredshift sub-samples is shown by the purple (full sample), yellow (z = 3 6) and blue (z = 6 10) lines, respectively. We include a comparison withof galaxies at z > 6.25 is significantly lower than theprevious determinations of the MZR at lower redshifts from Curti et al. 2020b (SDSS at z ⇠ 0.07), and Sanders et al. 2021 (MOSDEF at z ⇠ 2 3),strong-line based metallicity of subsets with similar mass
as well as the best-fit of the low-mass end of the MZR at z ⇠ 3 provided by Li et al. 2022 and based on JWST/NIRISS slitless spectroscopy.
as the median mass of the full sample. While this could
be due to calibration uncertainties, we remark that lineratios measured in median stacks of samples with a relamatched in stellar mass with our JWST sample (log(M? /M )⇡ 2009). We note that the FIRE results at z = 6 are re-normalised
tively wide variation in line-ratios – especially with values around the peak of a double-valued 6.5-9.5),
relation – aremayvery compact, characterised by very high emis- to match the normalisation of the MZR in the local Universe.
lines
widths, low metallicities (derived with the Results from the FirstLight simulations at z = 6 are instead combe challenging to interpret. Further, if wesion
would
useequivalenttheT e method),and high ionisation parameters, and therefore have piled from (Langan et al. 2020, , and Langan, private communiNakajima et al. (2022) calibration for sources
with highbeentwolong
identified as potential analogues of very high-redshift cation), and based on the assumption that the unresolved nebular
EWs, we find that the metallicities of ourlowestgalaxies.milder
The remarkable agreement between the emission line region around each star particle shares the same mass ratio ofmass stacks would increase by ⇡ 0.2 dex yielding

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柏野 大地

14

e.g., Ellison et al. 2008, Lara-López et al. 2010, 2013, Mannucci et al.
2010, Yates et al. 2012, Andrews & Martini 2013, Zahid et al. 2014,
Kashino et al. 2016, 2017, Sanders et al. 2018, 2021...

星質量-金属量-星形成立関係• 星質量を固定した時、金属量と星形成率は逆相関を示す• 高い星形成率を支えるガス流入が金属量の増加を抑制していると解釈できる• この関係は赤方偏移に依存しなさそうということで、fundamental metallicity relation (FMR) とも呼ばれるが、本当にfundamental (赤方偏移しない) かは検証が不十分
The Astrophysical Journal, 914:19 (34pp), 2021 June 10
New Te -based strong-line MZR and FMR

953

Downloaded from https://academic.oup.com/mnras/article/491/1/

Curti et al. 2020

Sanders et al.

Figure 9. Left: O/H vs. M* for stacked spectra of galaxies at z ∼ 0 (circles), z ∼ 2.3 (squares), and z ∼ 3.3 (triangles). Points are color-coded by SFR, where the SFR
is determined using dust-corrected Hα or Hβ for all samples. Upper right: projection of the FMR as O/H vs. N 0.60  log (M* M:)  0.60 q log (SFR M: yr 1),
where the coefﬁcient of the SFR, α = 0.60, is that which minimizes the scatter of the z ∼ 0 M +SFR binned stacks. The inset panel presents the z ∼ 0 scatter in O/H
Figure 5. The binning scheme exploited in this work to investigate the M! –Z–SFR relation. Each 0.15 dex wide bin in M! and SFR is colour-coded by atitsﬁxed μ as a function of α. The black line displays the best-ﬁt cubic function to the z ∼ 0* stacks, given in Equation (10). Gray circles show z ∼ 2.3 and z ∼ 3.3
αmedian metallicity, while the number of galaxies and the internal metallicity dispersion are reported for each of them. Only those bins including more than individual
25
galaxies with metallicity measurements, while the black diamond and triangle show the mean values of these galaxies at z ∼ 2.3 and z ∼ 3.3, respectively.
galaxies are considered in this analysis.
Lower right: residuals in O/H around the best-ﬁt z ∼ 0 FMR projection (black line, upper right). The high-redshift galaxies show excellent agreement with thez ∼ 0 FMR.

triangles (with dashed error bars) in the upper panel of Fig. 3, while
the extrapolation of the best-fitting MZR is shown by the dashed
red line. The extrapolation produces a slight overestimate of the

柏野 大地

Fig. 5 shows our binning grid in the M! –SFR plane: each binfunctional form ofis colour-coded by its median metallicity, while the metallicity
dispersion and the number of objects within each bin is reported

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Sanders et al. 2021

15

∼0.2–0.3 dex). After removing the measurement uncertainty inΔlog(O/H) at ﬁxed μ0.60 (σmeas = 0.10 (0.18) dex at z ∼ 2.3

星成分の星質量-金属量関係;
Stellar MZR
simple method
for solving chemical evolution 2943
星成分金属量 (stellar metallicity)• 形成時期が違う (i.e., 金属量が違う) 星々の"平均的"な値• 様々の元素量を反映（ここではFe）• Fe はIa型超新星で生成されるため、酸素などのα元素に比べて生成に遅れがある。
‣ O/Fe は進化段階の指標に

simple method for solving chemical evolution
天の川銀河の恒星

2943
古く、metal-poor星も存在する。
high-z銀河を見れば、このような星の形成現場が見られるはずOld

Young
Figure 1. In this figure, we show the observed data set for the [O/Fe](upper panel)and [Si/Fe] (bottom panel) versus [Fe/H] chemical柏野
abundance
大地
2023年8月1日
天文・天体物理夏の学校

Downloaded from https:
Dow

Vincenzo+17近傍銀河の平均的な星成分金属量(銀河スペクトルではmetal-rich星の寄与が支配
的)

16

銀河の星成分金属量の測定

Kashino et al. 2022
see also Cullen et al. 2019, 2021

銀河のスペクトルに見られる恒星大気吸収線（主に鉄Feによる）をテンプレートでフィットする。
非常に微弱な特徴のため多数のスペクトルをスタッキング（平均化）してフィットを行う。

Z* /Z⊙

0.0007
0.07
0.2
0.4
0.7
1.4
2.9

Black: Observed spectrum
Blue: Best-fit (incl. smoothing)
Red: Best-fit (before smoothing)
Gray: masked-out regions

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柏野 大地

17

Kashino et al. 2022
also Cullen
et evolution
al. 2019, 2021
A simple methodsee
for solving
chemical2943

銀河の星成分金属量の測定
In summary, we first derive the evolution of σ with time by

Kashino et al. (2022):

gas

solving equation (10) with a numerical algorithm; then, it is straightforward to recover the galaxy SFR by making use of equation (14).

• >1300個の銀河サンプルを用いて星質量‒鉄金属量関係を精度よく測定
A simple method for solving chemical evolution• 酸素-鉄比 (O/Fe) が天の川含む近傍銀河よりも大きいことを見出した
2.4 Free parameters and methods

鉄元素存在量 (Fe/H 対数)

The free parameters of our model are given by (i) the star formation
In summary, we first derive the evolution of σ gas with time byefficiency, ν L , when the linear Schmidt–Kennicutt law is assumed,
solving equation (10) with a numerical algorithm; then, it is straightor the quantity SFR0 , in the case of a non-linear Schmidt–Kennicutt)
7
to recover the galaxy SFR by making use of equation (14).
1 forward+
law; (ii) the mass loading factor, ω, which determines the intensity
d
i
h
a
Z
of the galactic winds and (iii) the infall time-scale, τ, which charac(
0
z~
2.4
Free
parametersandmethods
terizestheintensity
of
the
gas
infallrate,
assumedtobeadecaying
移偏exponential law.
方Thefree parameters of our model are given by (i) the star formation
赤The assumed IMF and the set of stellar yields determine the return
efficiency, ν L , when the linear Schmidt–Kennicutt law is assumed,
mass fraction, R, the net yield of the chemical element X per stellaror the quantity SFR0 , in the case of a non-linear Schmidt–Kennicutt
generation, !yX ", and the yield of X from Type Ia SNe, !mX, Ia ". Other
law; (ii) the mass loading factor, ω, which determines the intensity
2
fundamental
in the model are given by the DTD forzof~the galacticassumptions
winds and (iii) the infall time-scale, τ, which characthe Type Ia SN rate and the prescription for the SFR law.
terizes the intensity of the gas infall rate, assumed to be a decaying
An observational constraint for the calibration of the gas infall
exponential law.
history is given by the radial profile of the present-day total surface
The assumed IMF and the set of stellar yields determine the return
mass density, σ tot (r, tG ), which is very difficult to retrieve from anmass fraction, R, the net yield of the chemical element X per stellar
observational point of view. In this work, we apply our model togeneration, !yX ", and the yield of X from Type Ia SNe, !mX, Ia ". Other
reproduce the observed chemical abundance patterns at the solar
fundamental assumptions in the model are given by the DTD forneighbourhood, where rS = 8 kpc; hence, we normalize the infall
the Type Ia SN rate and the prescription for the SFR law.
law, as given in equation (12), by requiring the following constraint:
log10 (銀河の星質量) [M⊙An] observational constraint for the calibration of the gas infall!tG is given by the radial profile of the present-day total surface
historytGS),, tGwhichanmass
dt density,
Î(rS , t) σ=totσ(r,), is very difficult to retrieve from(16)tot (rpoint of view. In this柏野
work, 大地
we apply our model to
2023年8月1日 天文・天体物理夏の学校observational
02943

Figure1. In this figure,
we show the observed data set for the [O/Fe]( 天の川)
銀河考古学をhigh-z銀河観(upper panel) and [Si/Fe] (bottom panel) versus [Fe/H] chemical abundance
測で検証
patterns
that we assume in this work for the comparison with the predictionsof our models. Data with different colours correspond to different works(約100億年前)
inz~2
the literature.
In particular, our setの銀河を観測す
of data for the solar neighbourhood
includes MW halo stars from Gratton et al. (2003, red squares), Cayrel
ることによって、天の川銀河のet al. (2004, blue circles) and Akerman et al. (2004, magenta triangles), and
halo,
thin
thickfigure,disc stars
from Bensby,
Feltzing
black
Figure1. andIn thiswe show
the observed
data&setOeyfor(2014,
the [O/Fe]
metal-poor星の形成現場を擬似的にtriangles).
(upperpanel) and [Si/Fe] (bottom panel) versus [Fe/H] chemical abundance
観測しているといえる。
patterns
that we assume in this work for the comparison with the predictionsof our models.theDatawith different
correspondto different
works
demonstrate
flexibilityof ourcolours
methodfor solving
the chemicalin the literature.
In particular,
our setdata for theevolutionof galaxies
by takingintoof accountthe solar
majorneighbourhood
systematics
includesMW halo stars from Gratton et al. (2003, red squares), Cayrelinthe theory.
et al. (2004, blue circles) and Akerman et al. (2004, magenta triangles), and18

展望：z~>2銀河の大(分光)サーベイ時代が到来
すばる望遠鏡主焦点分光器• 0.4~1.3 um 波長帯で分光観測• 一度に最大2400個の天体を分光できる• 大統計に基づく、精密な銀河進化研究が高赤方偏移で可能に
JWST, ALMA
遠方宇宙フロンティアの開拓

Euclid, Roman Space telescope©Kavli IPMU/NAOJ

究極的な広視野探査を実現

GZ-z11(Bunker et al. 2023)©NASA

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柏野 大地

©ESA

19

銀河と宇宙再電離

2023年8月1日 天文・天体物理夏の学校

柏野 大地

20

宇宙再電離水素の電離
紫外

宇宙の歴史（1億〜10億年の時代を拡大）+–+

Neutral Universe
中性状態の宇宙–++–First-generation
初代銀河の形成
galaxies

First-generation
初代星の形成stars–+

Ionized regions
電離領域

若手研究 ２+

射–“bubbles”+–+

Dark ages

No luminous–
objects+

宇宙の始まり（つづき） 】

–

–

放

電子

究の発展に資することを目標とする。サブテーマ A) で目指す大制限は、今後のより詳細な物理過程を扱うための理論モデルの方
サブテーマ B) および C) で目指す銀河スケールにおける放射や重は、近年加速的に発展している高空間分解能シミュレーションと事実を提供する。

完全電離された宇宙
Fully-ionized
Universe

線

–

宇宙
現在の宇宙
再電離の完了初代星・初代銀河の形成
Present-day
Evolutionof galaxies
Epochof Reionization
Formation of first
Dark ages
銀河の進化
宇宙の暗黒時代(13.8 Gyrs old) 多様性の現れ
Manifestationof the diversity(0.1-1 Gyrs old)
luminous objects(~0.1 Gyrs old)
(138億年)(10億年頃)(宇宙年齢1〜数億年)
再電離期

時間（宇宙年齢)

138億年 100億年

10億年

2023年8月1日 天文・天体物理夏の学校

1億年

柏野 大地

21

ガスの様子をどうやって調べるか？
薄く広がったガスは自分では光を出さない（非常に微弱）
しかし、明るい天体を「背景光」に生じる吸収を調べることで物理状態を調べることができる
–

–

+

+

–
+
–

+
–
+

中性水素による吸収
赤：クエーサーが放射するスペクトル
黒：吸収を受けたスペクトル

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–
+
C

クエーサー

–
+

+

Fe

–

+

ガン-ピーターソン検定(Gunn & Peterson 1965)
ライマン線の吸収度合いから銀河間空間の中性度を推定–重元素による吸収

波長
柏野 大地

22

再電離期に向かって高まる中性度
120

FAN ET AL.

Vol. 132

Lyαに対する光学的厚み(averaged over ~70 cMpc,
orDavies,
Δz=0.15)
Eilers,& Hennawi

中性水素の存在量
中性水素の存在量

obs int
int
obs
τ
=
−
ln⟨F
/F
τeffeff= − ln⟨Fλλ /Fλλ ⟩⟩∝∝⟨⟨NNHIHI⟩⟩

The Astrophysical Journal, 864:53 (22pp), 2018 September 1

Eilers et al. 2018
Fan et al. 2006

Fig. 1.—Spectra of our sample of 19 SDSS quasars at 5:74 < z < 6:42. Twelve of the spectra were taken with Keck ESI, while the others were observed with the MMT
Red Channel and Kitt Peak 4 m MARS spectrographs. See Table 1 for detailed information.

柏野 大地

2023年8月1日
天文・天体物理夏の学校
2004; and SDSS
J1044!0125, z ¼of
5:74,theDjorgovski[2001] effective
feature. Noteopticalthat the fractionof BALLeft
quasars panel:theat z < 4 is #15% dark blue data points show our IGM opacity measurements. The green and orange data
Figure4. Evolution
Lyαet al.forest
depth.

23

16

Naidu et al.

再電離の進み方 ‒ 「遅い」シナリオが有力視

Naidu+20

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Figure 10.

大地
Comparison with柏野
reionization
by faint galaxies. Left: In turquoise we plot x̄Gunn & Peterson 1965

再電離源は？
• 初代星• 若い銀河の星形成活動（大質量星由来の紫外線）• AGN活動（降着円盤由来の紫外線・X線など）• その他、粒子崩壊などのエキゾチックな新物理「遅い再電離シナリオ」は初代星の寄与は無視できることを示唆。
AGNでは個数（不定性はあるものの）が足りない。
ここ最近は、おそらくみんな銀河だと思っている。

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柏野 大地

Key question: 電離光子は十分に供給され得るか？
全ての銀河間水素ガスを電離するのに、供給量[銀河数密度 x 星形成率 x 電離光子生成効率 x 電離光子脱出率 ] は十分か？

20

星形成率密度
紫外線光度関数から変換
Harikane et al.

16

電離光子生成効率
Matthee et al.
水素バルマー系列線と紫外線光度の比から測定

Harikane et al. 2023
Figure 16. Cosmic SFR density evolution. The red diamonds represent the spectroscopic constraints on the cosmic SFR
densities obtained in this study integrated down to MUV = 18.0 mag (corresponding to SFRUV = 0.8 M yr 1 , based on the
Salpeter (1955) IMF with a conversion factor of SFR/LUV = 1.15 ⇥ 10 28 M yr 1 /(erg s 1 Hz 1 )). These measurements are
firm lower limits because 1) only spectroscopically-confirmed galaxies without AGN signatures are used, 2) galaxies possiblyin the overdensities are excluded, and 3) the measurements are not corrected for dust extinction. The error includes boththe 1 Poisson error and the cosmic variance. The blue curves are predictions of the constant star formation (SF) efficiency
models of Harikane et al. (2018, 2022b, solid), Mason et al. (2015, 2023, dashed), and Sun & Furlanetto (2016, dotted). The
obtained lower limit of the SFR density at z ⇠ 12 is higher than the model predictions. Note that the predictions of Harikane
et al. (2018, 2022b) and Mason et al. (2015, 2023) are integrated down to MUV = 18.0 mag, while that of Sun & Furlanetto(2016) is down to MUV = 17.7 mag. The gray open symbols are estimates of previous studies using photometric samples:
Harikane et al. (2023a, diamond), Donnan et al. (2023b, circle), Pérez-González et al. (2023, hexagon), Bouwens et al. (2020,
left-pointong triangle), Bouwens et al. (2022b, cross), Bouwens et al. (2022a, square), Finkelstein et al. (2015, pentagon), Coeet al. (2013, plus), and Ellis et al. (2013, star). Our spectroscopic constraints are consistent with these photometric estimates,

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Matthee, ..., Kashino et al. 2023
Figure 14. The ionising photon production efficiency ⇠ion of various galaxy populations through cosmic times. Spectroscopic
measurements are shown as filled symbols, while photometric inferences (e.g. Bouwens et al. 2016) are shown as open symbols.
The average value of ⇠ion measured in our sample of [OIII] emitters is somewhat higher than the canonical value (e.g. Robertson
et al. 2013) and normal galaxies at low-redshift (Matthee et al. 2017; Atek et al. 2022), comparable to LBGs at z ⇡ 5 andsomewhat lower than to ⇠ion measured in extreme emission-line galaxies at z ⇡ 2 (Tang et al. 2019; Naidu et al. 2022).

nificant scatter in these line-ratios at fixed mass. We
discuss these objects in §6.3.
The interpretation of the trend between [OIII]/H andmass is not straightforward as the [OIII]/H ratio is

柏野 大地

Table 3. The combined rest-frame EW(H +[OIII]4960,5008 )and [OIII]5008 /H line-ratios in stacks of four subsets of oursample (with H coverage at z > 5.5) split by stellar mass.
Uncertainties for the EW are the 16-84 percentiles of theKey question: 電離光子は十分に供給され得るか？
全ての銀河間水素ガスを電離するのに、供給量[銀河数密度 x 星形成率 x 電離光子生成効率 x 電離光子脱出率 ] は十分か？
電離光子脱出率: 再電離時代の銀河では直接観測が不可能（周りの中性水素に吸収されるため"）
低赤方偏移 (z~0.3‒4) では電離光子が漏れ出している銀河 (LyC leakers) が見つかっている。
観測や流体シミュレーションからは、M* ∼ 109 M⊙ の銀河で fesc ∼ 10‒20 % 程度はあり得そう。
➡ 不定性は大きいが、再電離に必要な供給量に届く見込み (e.g. Naidu et al. 2020)2023年8月1日 天文・天体物理夏の学校

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Key question: 電離光子は十分に供給され得るか？
全ての銀河間水素ガスを電離するのに、供給量[銀河数密度 x 星形成率 x 電離光子生成効率 x 電離光子脱出率 ] は十分か？
電離光子脱出率: 再電離時代の銀河では直接観測が不可能（周りの中性水素に吸収されるため"）
低赤方偏移 (z~0.3‒4) では電離光子が漏れ出している銀河 (LyC leakers) が見つかっている。
観測や流体シミュレーションからは、M* ∼ 109 M⊙ の銀河で fesc ∼ 10‒20 % 程度はあり得そう。
➡ 不定性は大きいが、再電離に必要な供給量に届く見込み (e.g. Naidu et al. 2020)

しかし、
数勘定が矛盾ないからといって「星形成銀河が再電離を引き起こした」と言ってよいのか？
決定的な証拠として「銀河が周囲のガスを電離している現場」を押さえたい。

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どんな観測をすれば良いか？

時間の流れ ＝ 遠方天体から我々に向かう光の向き ( 右から左）

遠方クエーサーの前景領域 (➡ スペクトルから視線上のガスの物理状態を知ることが可能) で現在の宇宙
再電離の完了初代天体の形成
銀河の進化
宇宙再電離期
銀河探査を行い直接的に銀河と銀河間ガスの相互作用を調査する（138 億年）（10 億年頃）（宇宙年齢 1~ 数億年）
完全に電離された宇宙

宇宙の
暗黒時代

中性水素に満たされた宇宙銀河周辺には重元素が存在O

C

初代銀河の形成

電離領域

初代星の形成クエーサー

中性 =陽子と電子が結合
光の強度

手前のガスによって距離に応じた
波長に Lyα光の吸収が生じる

クエーサーの放射スペクトル
銀河間ガス通過して我々に届くスペクトル

銀河周辺の重元素による吸収線

O

電離されていない領域では光が吸収される

電離領域を通過するときは光が透過する

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C

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波長

大スケールにおける銀河分布と中性水素分布の逆相関を発見
複数クエーサーの前景領域 (z~5.7) で、すばる望遠鏡HSCを用いた銀河探査を実施し、~20 cMpcスケールで中性水素量と銀河分布が逆相関の関係にあることをより高い精度で明らかにした。
➡ 銀河が再電離の主たる電離源であり、銀河が多いところほど再電離が早く進むということを強く示唆

クエーサー2

クエーサー1
Lyα透過の大きいもの・
小さいものを選んで観測≈ 中性水素密度

背景クエーサー (z~6)
図はプレスリリース (石本、柏川、柏野ほか' 22/8/25) より
クエーサーの周辺ではなく「手前」の赤方偏移 (z~5.7) で銀河を同定し、クエーサー視線上の銀河の数密度を測る。 see Becker et al. 2018, Kashino et al. 2020, Christenson+21; Ishimoto+22

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より小さいスケールへ: JWSTで迫る「再電離の現場」
JWSTにより近〜中間赤外線領域で高感度分光観測が可能になった。
➡ 再電離時代の星形成銀河を、静止系可視光の強い輝線を用いて分光探査することが可能に。
z~5z~7
10 cMpc

Epoch of Reionizaton

Later epochs(c) THESAN

Direct imaging
遠方 (z>6) クエーサー視線に沿って星形成銀河の分光探査を行う。
➡ クエーサースペクトルに見られる個々の透過光スパイクと銀河の分布を比較したい。

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Lyα透過光

個々の透過光"スパイク"がはっきり見える

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JWST EIGER サーベイ
Emission-line galaxies and Intergalactic Gas in the Epoch of Reionization
JWST NIRCamの広視野スリットレス分光
視野内の全ての天体のスペクトルを一度に得る (分散画像) 。
取りこぼしなく全数調査を行うことができる。

分散画像

撮像イメージ

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スリットレス分光：輝線銀河の探査に最適
強い輝線を放射する星形成銀河の探査では、
スペクトルが分散方向に混じり合うことはデメリットにならない。

EIGER II: Characterisation of [OIII] emitters at z ⇠ 6

3

連続光を差し引く
Figure 1. Demonstration of the JWST/NIRCam imaging and grism data and the continuum-filtering efficiency in a small

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2

柏野 大地

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1つのクエーサー視線領域で>100の星形成銀河を同定[OIII]二重輝線 (4959, 5007Å) とHβで銀河を同定
1.1 um + 2.0um + 3.5um

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赤方偏移

5.4

5.6

5.8

3.2

3.3

3.4

Redshift ([OIII]5008)
6.0
6.2

3.5
3.6
Wavelength [Å]

波長 [μm]

6.4

6.6

6.8

3.7

3.8

3.9

4.0

34

再電離がほぼ完了(5.3<z<5.7)銀河と銀河間ガス透過率の空間分布

再電離進行中(5.7<z<6.1)**diﬀerent ranges in T

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銀河が局所的に銀河間ガスを電離する様子を捉えた！

柏野 大地

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再電離がほぼ完了(5.3<z<5.7)銀河と銀河間ガス透過率の空間分布

再電離進行中(5.7<z<6.1)**diﬀerent ranges in T

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銀河周りのライマンα光透過率を測定
r

クエーサー視線

18

Kashinor

注意：透過率の情報はクエーサー視線上のみ

銀河周りの平均的な透過率rr

再電離がほぼ完了した時代

再電離進行中銀河からの距離

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Figure 12. The average Ly↵ transmission as a function of
distance from the [O 銀河分布と透過率に相関がない
iii]-emitter galaxies in the three redshift
場合の統計的散らばり
regimes 5.3 < z < 5.7,
5.7 < z < 6.14, and 6.15 < z < 6.24.
The upper and lower panels show the values with log and柏野 大地 linear scales to accomodate the wide range in the data. The37

銀河周りの透過曲線が示唆すること
銀河周辺の高密度ガスによる吸収（電離度が高くても、残存中性水素も多い）
再電離がほぼ完了するころには、

z~5.5

遠くの銀河の放射場の重ね合わせである背景放射場が支配的になる

赤点: 銀河
グレースケール: ガス密度
黄色: 電離領域 (電離度)
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透過率

z~5.9

再電離進行中は、銀河の局所的な電離放射場の影響で銀河の近くで透過率が大きくなる（さらに近づくと高密度による吸収の効果が勝つ）

銀河からの距離
受かってる比較的質量の大きな銀河か、あるいは同じように分布しているであろう検出限界より暗い銀河か？
柏野 大地

38

銀河周りの透過曲線が示唆すること
During reionizationquasarAfter reionization is completed

quasar2023年8月1日 天文・天体物理夏の学校

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展望
再電離中盤から宇宙の夜明け、そして暗黒時代へ• JWSTを中心とした高感度観測によりz>20の銀河探査• 初代星の痕跡探し• 宇宙再電離の３次元空間構造の解明

z=12.12z=13.20

中性水素が放射する21cm線ならば宇宙の夜明け・暗黒時代に迫れるか

大きく赤方偏移した中性水
素21cm線の検出を目指す©SKAO
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SKA-low計画
柏野 大地

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まとめ

研究のこと、キャリアのこと、なんでも質問してください。

• 銀河研究の対象は宇宙史全体・現象が複雑＝研究することがいろいろある（ネタに困らない？）• 確固とした事実になってきたcosmic noonから現在の銀河進化の描像• 集団としてみると、時間と共に星形成率個々の銀河のガス量と星形成率⤵、金属量⤴
• 宇宙全体の星形成率密度⤵
• 個々の銀河の進化 はよくわからないがまだまだ多い• 星形成はなぜ止まるのか？
• ガス流入の停止・フィードバック・環境効果はそれぞれどのように働くのか？
• 宇宙再電離における銀河の役割• 若い星形成銀河が重要な寄与をしていることが観測から強く示唆されている（統計は不十分？）• 実際に寄与が大きいのは受かってる比較的質量の大きな銀河か、あるいは検出限界より暗い銀河か？
➡ 電離光子脱出率がどうしても知りたくなる（どうやって測ろう？）• 再電離中盤から宇宙の夜明け、さらに暗黒時代では何が起こっているのか？

➡ JWSTによるz>20の（初代）銀河探査、SKAによる中性水素直接観測で探る暗黒時代

2023年8月1日 天文・天体物理夏の学校

柏野 大地

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