宇宙初期における天体の形成大向一行（東北大天文）宇宙１３８億年の歴史 Bromm & Larson Scientific Americanより一部改変今回の講義の内容主に観測的にアプローチ見つかっている一番遠くの天体は？最も遠い天体発見の最高記録→ （銀河、クェーサー、ガンマ線バースト）遠く（昔）現在ｚ=0 Tanvir et al. 2009より一部改変赤方偏移ｚの時期の宇宙のサイズは現在の1/(1+z) 最遠方の天体たち最遠ガンマ線バースト 2009年ＧＲＢ090423 @z=8.3 (宇宙誕生後６．３億年）最遠クェーサー ULAS J1120 z=7.08（宇宙誕生後7.7億年）今年見つかる。 Tanvir et al. 2009 © NAOJ すばる望遠鏡が2006年に見つけた最遠銀河：UDF y-38135539 当時、最も遠かった銀河 IOK-1 ｚ=8.6、宇宙誕生後6億年 z=6.96、宇宙誕生後8億年 Lehnert et al. 2010 宇宙論パラメータ過去20年ほどで、十分精度よく決まった。密度揺らぎスペクトルも観測密度揺らぎの大きさ（現在） Cold dark matterモデルでは、小スケールの揺らぎが大きい 階層的構造形成小天体が最初に形成され、その合体により大天体が形成（ボトムアップシナリオ） Tegmark et al. 2004 スケール（106 光年）膨張宇宙における物質進化ビッグバン元素合成ビッグバン元素合成で「始原ガス」が生まれる。シリーズ現代の天文学宇宙論Ｉ４章（川崎2006）より •宇宙誕生後、3－4分で水素、ヘリウム、リチウムが出来る。微量の元素も見てみると  重元素 Iocco + 2009 • 炭素より重い元素（重元素）はほとんど(~10-15)できない。 • これらは、その後、星の中で合成される。ＣＭＢからηへの制限ＣＭＢの観測からバリオンの量が決まる Schramm & Turner 1998 ＷＭＡＰ衛星の観測結果 Iocco et al. 2009 一様宇宙での熱進化密度進化 ρ∝a-3 (スケールファクタ) 温度進化 z>~200までＣＭＢとCompton 散乱により強結合 T=TCMB∝a 以後は断熱的に下がる (T∝a-2)。Ｈ，Ｈｅの再結合 Ｈの再結合z=1100 n=2-1遷移 Lyα光子の赤方偏移２光子放射に伴いゆっくり進む。 電離度～10-4で凍結 trecがtHより長くなる D+ + H  D + H+反応 Liは最後まで再結合しない（Ｈ，Ｈｅの再結合の際に放射された光子により電離） H2+ チャネル H－チャネル H2の割合 ~10-6 HD/H2比はD/H比より２５倍ほど大 (fractionation) Galli & Palla 2013 破線：H2,H2+非平衡準位の効果を無視点線：非熱的光子の影響を無視各分子の光学的厚さ ＣＭＢへの影響はほとんどない。 Ｈ以外は観測困難Ｈ２１ｃｍ線の観測計画 21ｃｍ線を用いて水素原子を観測する。 Murchison Widefield Array (オーストラリア) 画像は各観測プロジェクトのウェブページより Low Frequency Array （オランダなど） Square Kilometer Array （オーストラリア＆南アフリカ） 21cm tomography Rees 1995 • CMBを背景光とした吸収、放射として観測 Zaroubi 2013 • 銀河系内外からシンクロトロン放射がforeground Global IGM evolution and its signal TS Tg TK zreion Abs. & emi.: astrophysical Pritchard & Loeb (2008) Absorption: cosmological This trough shows the strength of Lya flux しかし、ＩＧＭは中性の始原ガスではないもし銀河間ガスが中性だったら地球銀河間ガスクェーサーライマンα吸収線 • 銀河間ガスがもし中性ならクェーサーのＬｙα輝線より波長が短い光は、途中で散乱されて観測できないはず。実際のスペクトルは？ © 村上泉 • 銀河間の雲（ライマンαの森）による吸収のみ • 一様に広がったガスからの吸収は見られない  銀河間ガスは電離している！宇宙再電離はいつ起きたのか？  z<6（宇宙年齢１０億年）のクェーサーにはこのような吸収はみられない 銀河間ガスは既に電離されている。 Becker et al. 2001  z>6のクェーサーには吸収が見つかっている 銀河間ガスはまだ電離されつくしていない。中性ガスの割合マイクロ波背景放射にも再電離の痕跡 • 宇宙の平均的な再電離時期 z~10 （宇宙年齢５億年） Fan et al. 2007 赤方偏移ＩＧＭ（ＤＬＡ）の重元素量 • Z>10-3Zsunに汚染されている Wolfe et al. 2005 より低金属度のガスも一部ある z>2での重元素量と密度 Fumagalli et al. 2012 種族III星の宇宙論的意義 • 宇宙最初の重元素源 – 金属欠乏星中の重元素の起源 • 宇宙最初の輻射源 – 宇宙再電離 z=~6（GP trough）－11（CMB） • 次世代観測機器での観測への期待 High-zの銀河、ガンマ線バーストなどにより観測できるといいと期待が高まる。宇宙最初の星（種族III星）形成の研究史 • もともとは１９６０年代のBig Bang宇宙論の確立と同時に種族ＩＩ星中の重元素の起源として提唱された。平沢、会津＆武谷（１９６８）、松田、佐藤＆武田（１９６９）、米山（１９７２）などビッグバン宇宙論、Ｈ２形成（Ｈ－チャネル）・冷却の重要性 • ８０年代にもいくつか重要な研究がなされた。吉井&佐場野（１９８０）、吉井＆斉尾（１９８６）などＣＤＭモデル、Ｈ２形成の3体反応 • １９９０年後半（１９９６頃‐）以後は宇宙論的シミュレーションの延長、また次世代観測プロジェクトのターゲットとして話題。