赤外線でさぐる “宇宙のはて” 講演会＠東京工専平成12年1月13日松原英雄（宇宙科学研究所）講演内容 赤外線とは？ – 赤外線で見ると何がわかるか？ – 赤外線で見た銀河 「宇宙のはて」ってどういうことか？ – 宇宙の年齢と大きさ 「宇宙のはて」で起こった銀河の誕生 – 銀河の誕生とは？ – 原始銀河の候補？ – 宇宙赤外線背景放射の探索赤外線の発見ハーシェルの実験（１９世紀のはじめごろ）温度計プリズム赤外線太陽スリット目で見える光紫外線スクリーン光の波長について  海の表面のさざなみ、音波等のように光も「波」のひとつである。波の山と山の間の距離のことを「波長」という。波長の長い波(赤い光）波長の短い波（青い光）赤外線とは？目でみえる光（可視光）よりも波長の長い（1ミクロン～300ミクロン）光のこと。可視光で見るよりも低温のものが良く見える。赤外線でみた燃えるマッチを持つ人赤外線で見えるもの：宇宙塵（星間塵）星が生まれつつある雲の例ハッブル宇宙望遠鏡による撮像可視光では見えない！塵(固体微粒子）の雲におおいかくされている。赤外線では、この塵自身が光って見える！赤外線でみた星間塵赤外線ではチリがかがやいて見える！宇宙塵（星間塵）について · 塵：英語ではdust 「ダスト」  惑星間塵：太陽系内の塵  星間塵：星間空間の塵（星間物質の質量で約１％） · 星間塵の分類  サイズによる分類大きい塵：0.1ミクロン小さい塵：0.01ミクロン(100A) 大変小さい塵：10A  組成で分類シリケイト：珪酸塩（カンラン石、輝石。。）グラファイト：炭素（結晶あるいはアモルファス）アイス：水、二酸化炭素、アンモニア炭素質（有機物質）：例えばPAH 多環式炭化水素 (polyaromatic hydrocarbon) 赤外線でみた全天銀河系内の星間塵からの赤外線放射黄道光（太陽系内の塵からの赤外線放射）ハッブル宇宙望遠鏡がとらえた若い星のまわりのチリ円盤えんばん赤外線でかがやくチリ円盤！ジェット (青）チリえんばん (緑～赤）１５０天文単位ＨＬＴａｕ（生まれたばかりの星）、波おくさいエリダヌス座イプシロン星（年齢10億歳）、長1～２ミクロン波長８５０ミクロン惑星になれなかったチリの円盤か？衝突中の銀河の赤外線画像 NGC 4038 NGC 4039 衝突によって星がうまれたところのチリがあたためられて、赤外線で明るく見える。銀河の放射スペクトル（１）塵がない場合の星の光〔予想〕銀河の光度（十の三十乗エルグ／秒）暖かい塵からの熱放射塵による減光を受けた、現実の星の光波長〔ミクロン〕活発に星生成している銀河の場合（Arp220）銀河の放射スペクトル（２）銀河の光度（十の三十乗エルグ／秒）星の光（塵による減光殆どなし）冷たい塵からの熱放射波長〔ミクロン〕楕円銀河（星生成があまり起こっていない銀河）の場合「宇宙のはて」とは？ 。。。つまるところ、我々人類が知ることのできる宇宙は有限である。。 そして、人類が認識できる宇宙は、ビッグバンではじまった！（宇宙には「はじまり」がある。） つまり、「はじまり」のころの宇宙が、「宇宙のはて」である。宇宙はビッグバンではじまった 120～150億年という宇宙の歴史の中で、銀河は＊いつうまれ、＊どのように進化して今のすがたになったのだろうか？宇宙の距離の単位 1光年＝光の速さで1年間進んだ距離つまり、1億光年の距離の天体の光は 1億年前のものである。宇宙は膨張している  ハッブルの法則 – 遠くの銀河(距離D）ほど速い速度 vで遠ざかっている： v[kms-1]＝H0・D [Mpc] 宇宙膨張と赤方偏移 50億光年のかな近くの天体の色たの天体の色 宇宙は膨張している。より遠くの天体からの光の波長はより長いほうへずれる。 em：天体から出たときの光の波長 obs：観測される波長 obs=em(1+z) z: 赤方偏移パラメータ（紫外線）（赤外線） → 宇宙初期の星の光は、赤外線になる赤方偏移パラメータと距離の関係 100000 光度距離（メガパーセク） DL(q0=0.1, H0=50) [Mpc] DL(q0=0.5, H0=50) [Mpc] DL(q0=0.1, H0=75) [Mpc] DL(q0=0.5, H0=75) [Mpc] 10000 32.6 1000 3.26 億光年 100 10 0.01 0.1 1 10 赤方偏移パラメータ　z 1メガパーセク＝326万光年宇宙の年齢宇宙誕生からの時間 (億年） 200 t(z) t(z) t(z) t(z) 150 (H0=50, (H0=50, (H0=75, (H0=75, q0=0.5) q0=0) q0=0.5) q0=0) 100 50 0 0.01 0.1 1 赤方偏移パラメータ　z 10  ハッブル定数、密度パラメータ(減速パラメータ）など、宇宙モデルによってかなり異なるが、たぶん100～150億年くらい。  ｚ＝３の世界は年齢15～ 30億歳くらいの宇宙ということになる。「宇宙のはて」で起こった銀河の誕生 銀河の誕生とは？ 銀河の誕生の姿を見るには？ – 銀河のスペクトル進化 原始銀河は見つかったか？ – 原始銀河候補？ 宇宙赤外線背景放射の探索銀河の誕生とは？銀河とは、星の大集団である。 - 我々の銀河系：約1千億個の星従って銀河の誕生とは、 – 原始ガスが凝縮して – その中で最初の星生成がおこり、 – やがて一千億個の星の集団となる現象と考えることができる。現在 50億年前 90億年前 120億年前楕円銀河渦巻銀河ハッブル宇宙望遠鏡が見つけた宇宙初期の銀河銀河の誕生についてわかっていること  銀河はいつ生まれたか？ – 典型的な銀河は100億個～1兆個の星の大集団 – 矮小銀河（典型的な銀河の1／100以下の質量）の形成は、現在まで続いていると考えられている（例えば大小マゼラン雲のように） – 一方典型的なサイズの銀河（楕円銀河、渦巻銀河）は、ｚ＜3ではあまり姿が変わらないので、ｚ＝3以上で誕生したと思われている。  誕生したばかりの銀河は非常に明るい？ – ｚ＝３（宇宙年齢約20億年）までに、 100億個～1兆個の星を誕生させると、最低でも5個～500個／年の星生成率になる！（比較：我々の銀河では1個／年以下の星生成率）爆発的星生成（“スターバースト”）  このような銀河はハッブル宇宙望遠鏡や地上の大望遠鏡で充分に見つかるはずである。。。だが？？可視光でみた宇宙の「はて」ハッブル宇宙望遠鏡すばる望遠鏡（国立天文台） 1999年1月より観測開始！赤外線でみた宇宙のはて（?）ご覧になりたい方は http://www.naoj.org/outreach/press_releases/ 原始銀河が見つからないのはなぜ？《シナリオ１》  誕生した時の銀河は、大変小さかった。小さいので一個一個は大変暗く、観測にひっかからない。それらでの星生成がほぼ終了したころに、小さな銀河同士が合体して、100億～1千億個の星の集団としての、通常銀河となった。 – このシナリオは、コールドダークマター理論に基づく宇宙構造形成論と良く合っている（小さな構造が先にでき、だんだん大きな構造ができる）。【シナリオ１】の証拠？ ハッブル宇宙望遠鏡は、110億光年の彼方に、予想外に数多くの比較的小さいが星形成の活発な銀河を見つけた。それぞれの銀河は我々の銀河の数10～100分の１の重さしかない。原始銀河が見つからないのはなぜ？《シナリオ２》  【シナリオ2】銀河スケールの構造が形成される前に、宇宙最初の星生成が起った(「種族３の星」仮説）。星生成の結果、重元素合成が起り、種族３の星が超新星爆発で死んだ時に、重元素が星間ガス中に撒き散らされ、そのかなりの割合が冷えて塵（固体微粒子）となった。その後大規模な星生成があり、通常銀河が誕生したが、この塵のために激しく減光されて可視光では観測にひっかからないのである。 – 実際、ｚ＝５のクエーサーにも重元素があることが観測的にわかっている。 – また種族３の星の光を見るには、「宇宙赤外背景放射」を探るしかない。銀河のスペクトル進化 5億年１0億年 30億年爆発的に星が誕生しているときは遠赤外で非常に明るく、豊富にある塵雲に激しく減光されて可視光で非常に暗い。 Jy 銀河の明るさ（）楕円銀河のスペクトル進化理論計算の一例 40億年観測される波長〔ミクロン〕やがて星の原料である星間ガス雲の大部分が星になり、星生成がほぼ終了すると、星をつつんでいた塵・ガスは吹き払われて星の光が直接見えてくる。銀河の誕生の姿を見るには？  宇宙初期の銀河のスペクトルは、進化している。  この可視からサブミリ波にわたる全スペクトルが、銀河の年齢を知る手がかりになる。赤外線で銀河の誕生を探るには？大気の透過率放射強度の対数大気の熱放射 中間～遠赤外線（波長5～ 300ﾐｸﾛﾝ）観測は、「大気の窓」と呼ばれる一部の波長を除いて、地球大気の吸収のために地上からでは不可能。 → スペースからの観測！大気OH 発光宇宙からの放射波長（ﾐｸﾛﾝ）スペースからの赤外線観測  ISO （赤外宇宙天文台）  １９９５年１１月打ち上げ（ＥＳＡ）  （９８年４月観測終了）赤外線でみた宇宙の最深部写っている銀河の殆どは、40億光年以上のかなた。楕円銀河は15ﾐｸﾛﾝでは光っていない。 15ﾐｸﾛﾝで明るい銀河は、むしろ可視光では暗い。ハッブル望遠鏡のとった画像に、波長 15ミクロンでのＩＳＯによる観測（等高線）を重ねた。原始銀河は見つかったか？ 原始銀河は非常に遠い（非常に昔）。 z＞3を超えるような知られた天体はクエーサーや電波銀河が主体。 電波銀河に塵の赤外放射がないか？ あった！例：BR1202－0727〔z＝4.7〕 – 塵からの赤外放射成分は、10個程度の電波銀河に見つかっている。原始銀河？BR1202－0727  クエーサーなので、AGNからの光が強すぎて、星の光の成分があまり良く分別できない。従って年齢ははっきりしない。銀河の静止系での波長大量の星間塵・星間ガスの存在が確認されている。光度の対数（エルグ／秒）（ガス雲：太陽3千億個分の質量） 1000K（？）成分は、AGNに暖められたホットダストからの放射か？観測周波数の対数 [Hz] これからの展望  AGNに邪魔されずに宇宙初期の銀河のサンプルが欲しい。これには空のできるだけ広い領域を、丹念にサーベイして見つける必要がある。  ISOによる遠赤外サーベイとその追観測 – 宇宙の最深部を除く窓：ロックマンホール ISOによるロックマンホールのディープサーベイ IRAS ISO ISO 波長１００ミクロン波長９５ミクロン波長１７５ミクロンこれからの展望（続）  AGNに邪魔されずに宇宙初期の銀河のサンプルが欲しい。これには空のできるだけ広い領域を、丹念にサーベイして見つける必要がある。 • サーベイとは、その観測領域をくまなく探査すること  ISOによる遠赤外サーベイとその追観測 – 宇宙の最深部を除く窓：ロックマンホール – 数平方度の広さの領域しかサーベイできなかった。  ASTRO-F計画 – 【2003年夏に宇宙研が打ち上げる予定】 – ISOと同じ性能で、全天を調べる！ ASTRO-F（IRIS) 「アストロF（アイリス）」 2003年夏にM-V6号機で打ち上げ予定 ASTRO-F計画  IRIS （InfraRed Imaging Surveyor)  口径70cmの冷却望遠鏡（寿命500日）  遠赤外で全天サーベイ＋近中間赤外カメラでの撮像観測  2003年8月打ち上げ予定。講演のまとめ（１）  赤外線で銀河を見ると、その銀河の中の宇宙塵からの放射が主に見える。これは目で見える光では見えな  い。「宇宙のはて」では銀河の誕生が起こったはずである。誕生のシナリオははっきりしないが、生まれたばかりの銀河は、遠赤外線で非常に明るいと予想される。  原始銀河を見つけるには、広い領域の遠赤外サーベイ観測が必要。 「宇宙のはて」で起こった銀河の誕生をさぐるもうひとつの手段として、宇宙赤外線背景放射がある。時間があればこの話を続けますが。。。宇宙赤外線背景放射とは？ 64‐27=37個 27‐8=19個 8‐1=7個 1個観測者  宇宙のはてから我々までの間に存在するすべての赤外線放射源（銀河など）からの赤外線の総和（積分光）  光源が一様な空間密度で分布していれば、遠方天体だろうと近傍天体だろうと、背景放射への寄与はほぼ同程度  赤方偏移のために波長が長いほど、遠方の天体からの積分光を見るのに有利。赤外線背景放射の探索  観測ロケット（宇宙研・名古屋大学・カルフォルニア大学）代表的な実験のみあげると – K-９M-77(1984年1月）、K-9M-80（1987年2 月） • 搭載装置(77号機）：波長1～５ミクロンの近赤外測光器 • 搭載装置（80号機）：波長100～1200ミクロンの遠赤外・サブミリ波測光器 – S-520-11(1990年2月）、S-520-15(1992年2月） • 搭載装置（１１号機）：波長1.4～2.6ミクロンの分光器(ビーム0.2角) など • 搭載装置（１５号機）： – 波長1.4～4ミクロンの近赤外分光器 » (ビーム0.2角) – 波長100～190ミクロンの遠赤外測光器 » （ビーム0.5角）赤外線背景放射の探索（続き）  COBE（Cosmic Background Explorer:宇宙背景放射探査機） – 1989年11月打ち上げのNASAの天文衛星（打ち上げから約1年観測）搭載装置 DIRBE （Diffuse Infrared Background Experiment) ビーム0.7角、波長1.25 -- 240 ミクロンにわたる１０バンド測光器 FIRAS (Far-infrared Absolute Spectrometer) ビーム7 波長100～1000ミクロンの分光器 DIRBEが得た全天の遠赤外マップ銀河系内の星間塵からの赤外線放射黄道光（太陽系内の塵からの赤外線放射） COBE/DIRBEの発見した赤外宇宙背景放射銀河系内星間塵からの熱放射成分を、星間（水素）ガスの分布をもとに差し引いて得られた、全天からほぼ一様にやってくる赤外線放射（波長100～ 240ミクロン）。赤外線背景放射のスペクトルン）放射強度の対数（ナノワット／平方メートル・ステラジア S-520-15 DIRBE (黒丸） S-520-11 S-520-15 FIRAS ハッブル宇宙望遠鏡のHDFで見えている銀河光の総和波長の対数 (ミクロン）赤外線背景放射の正体の解明  赤外線背景放射には、宇宙初期の星(及び星に暖められた塵）からの光だけでなく、より手前(現在に近い）の銀河の光も混在している。  これらの手前の銀河をできるだけ暗いものまで見つけ出すことにより、本当に宇宙初期の星のつくる赤外線背景放射を見つけたい。観測者ここまでは全部銀河を拾い出せるここまでだと明るいものだけ拾い出せる単位立体角あたりに含まれる、ある明るさまでの銀河の数を拾い上げることを、銀河カウントという。赤外線背景放射への比較的近い銀河の寄与ン）放射強度の対数（ナノワット／平方メートル・ステラジア IRAS銀河カウントハッブル地上大望遠鏡 Kバンドカウント ISO銀河カウント地上銀河カウント波長の対数 (ミクロン）講演のまとめ（２）  赤外線で銀河を見ると、その銀河の中の宇宙塵からの放射が主に見える。これは目で見える光では見えない。  「宇宙のはて」では銀河の誕生が起こったはずである。誕生のシナリオははっきりしないが、生まれたばかりの銀河は、遠赤外線で非常に明るいと予想される。  原始銀河を見つけるには、広い領域の遠赤外サーベイ観測が必要。  「宇宙のはて」で起こった銀河の誕生をさぐるもうひとつの手段として、宇宙赤外線背景放射がある。その実在が、観測ロケット・COBEにより確認された。  現在、各波長で、赤外線背景放射から手前の銀河の放射の寄与を差し引く試みが進行中で、21世紀初頭にはそのかなりの部分の解明が終了するだろう。