再イオン化
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再イオン化の段階

ビッグバン理論と宇宙論の分野において、再電離とは、原始宇宙において電気的に中性であった原子が「暗黒時代」の経過後に再電離する原因となったプロセスです。再電離プロセスの検出と研究は困難ですが、様々な方法が研究されてきました。この再電離は、最初の星と銀河の形成によって引き起こされました。

コンセプト

宇宙の歴史における再イオン化の位置を示す、宇宙の概略的なタイムライン。

再電離とは、銀河間物質が中性水素からイオンへと変化することを指します。中性水素は宇宙の歴史の初期段階ではイオンであったため、イオンに戻る変化は再電離と呼ばれます。この再電離は、最初の星や銀河から放出された高エネルギー光子によって引き起こされました。[ 1 ]

宇宙のタイムラインにおいて、中性水素ガスは原始的な水素原子核（陽子）が電子と結合したときに形成されました。十分なエネルギーを持つ光は中性水素ガスを電離させます。初期宇宙においては、光は非常に高密度で高エネルギーであったため、水素原子は即座に再電離しました。宇宙が膨張し、冷却するにつれて、電子と陽子が再結合して中性水素を形成する速度は、電離速度よりも速くなりました。ビッグバンから約37万9000年後（赤方偏移z  = 1089）、この再結合により、ほとんどの通常の物質は中性水素の形で残りました。[ 2 ]

再結合以前の宇宙は、あらゆる波長の光子が自由電子（そして、それよりはるかに少ない程度ではあるが自由陽子）によって散乱されるため不透明であったが、より多くの電子と陽子が結合して中性水素原子を形成するにつれて、宇宙は次第に透明になっていった。中性水素の電子は励起状態になることでいくつかの波長の光子を吸収することができるが、中性水素で満たされた宇宙は、それらの数波長においてのみ比較的不透明となる。残りの光は自由に移動して宇宙マイクロ波背景放射となる。この時点で唯一の他の光は、これらの励起水素原子によって提供されることになり、宇宙の暗黒時代と呼ばれる時代の始まりを示す。 [ 3 ]

第二の相変化は、初期宇宙で物体が形成され始め、中性水素を再電離させるのに十分なエネルギーを持つ放射線を放射し始めた頃に起こった。これらの物体が形成されエネルギーを放射するにつれて、宇宙は中性原子から再び電離プラズマへと変化した。これはビッグバンから1億5000万年から10億年後（赤方偏移20 >  z  > 6）に起こった[ 3 ]。150 しかし、当時は物質は宇宙の膨張によって拡散しており、光子と電子の散乱相互作用は電子と陽子の再結合以前よりもはるかに少なかった。そのため、宇宙は低密度の電離水素で満たされ、今日と同様に透明な状態を保っていた。

原始ヘリウムも同様の再電離相変化を経験したと考えられているが、それは宇宙の歴史の中で後の時代のことである。[ 4 ]

ステージ

理論モデルは再電離過程のタイムラインを示しています。再電離の第一段階では、それぞれの新しい星は中性水素に囲まれています。星から放射される光は、星のすぐ周囲のガスを電離させます。その後、光はさらに遠くまで届き、ガスを電離させます。イオンは再結合し、電離過程と競合します。電離したガスは高温になり、膨張して星の周囲の領域を浄化します。電離ガスの球体は、電離を引き起こすことができる星からの光量が再結合と均衡するまで膨張し、この過程には数億年かかります。（この時間は非常に長いため、その星の再電離が完全に完了する前に星は死滅します。）ある時点で、銀河内の各星からの電離殻が重なり合い始め、電離フロンティアが銀河間物質へと押し出されます。[ 3 ]

検出方法

宇宙の歴史を振り返ると、観測上の課題がいくつか浮かび上がります。しかしながら、再電離を研究するための観測方法はいくつかあります。

クエーサーとガン・ピーターソン・トラフ

再イオン化を研究する方法の一つに、遠方のクエーサーのスペクトルを使うものがある。クエーサーは宇宙で最も明るい天体の一つであり、膨大な量のエネルギーを放出する。その結果、いくつかのクエーサーは再イオン化の時代と同じくらい昔から検出可能である。また、クエーサーは空の位置や地球からの距離に関わらず、比較的均一なスペクトル特性を持つ。したがって、クエーサーのスペクトル間の主要な違いは、視線方向にある原子と放射との相互作用によって生じると推測できる。水素のライマン遷移のエネルギーの波長では散乱断面積が大きいため、銀河間物質（IGM）内の中性水素のレベルが低くても、それらの波長で吸収が起こる可能性が非常に高いことを意味する。

宇宙の近傍天体では、原子遷移を引き起こすのにちょうどよいエネルギーを持つ光子だけが遷移を引き起こすことができるため、スペクトル吸収線は非常に鋭い。しかし、クエーサーとそれを検出する望遠鏡との距離が大きいため、宇宙の膨張によって光は顕著な赤方偏移を起こす。つまり、クエーサーからの光がIGMを通過して赤方偏移すると、ライマンアルファ波長未満だった波長が引き伸ばされ、ある時点でライマンアルファ遷移に必要な波長とちょうど等しくなる。つまり、クエーサーの光は、中性水素の広く広がった領域を通過すると、鋭いスペクトル吸収線ではなく、ガン・ピーターソン・トラフを示すことになる。[ 5 ]

特定のクエーサーの赤方偏移は、再電離に関する時間的な情報を提供します。天体の赤方偏移は発光した時間に対応するため、再電離がいつ終了したかを特定できます。特定の赤方偏移より低い（空間的および時間的に近い）クエーサーはガン・ピーターソン・トラフを示さない（ただし、ライマンアルファフォレストを示すことはあります）一方、再電離前に発光していたクエーサーはガン・ピーターソン・トラフを特徴とします。2001年には、スローン・デジタル・スカイ・サーベイによって、赤方偏移がz  = 5.82からz = 6.28の範囲にある4つのクエーサーが検出されました。z = 6 より上のクエーサーはガン・ピーターソン・トラフを示し、IGMが少なくとも部分的には中性であることを示しましたが、 z  = 6より下のクエーサーは示さず、水素が電離したことを意味します。再電離は比較的短い時間スケールで起こると予想されるため、結果は宇宙がz  = 6で再電離の終わりに近づいていたことを示唆している。 [ 6 ]これは、逆に、z  > 10では宇宙がまだほぼ完全に中性であったことを示唆している。一方、ライマンアルファフォレストとライマンベータフォレストではz < 5.5まで続く長い吸収トラフが、再電離がz  = 6よりも遅くまで続く可能性があることを示唆している。 [ 7 ] [ 8 ]

CMB異方性と偏光

異なる角度スケールでの宇宙マイクロ波背景放射の異方性も、再電離の研究に使用できます。自由電子が存在する場合、光子は散乱を受けます。これはトムソン散乱と呼ばれるプロセスです。しかし、宇宙が膨張するにつれて、自由電子の密度が減少し、散乱の頻度は低下します。再電離中および再電離後の期間、ただし大幅な膨張が発生して電子密度が十分に低下する前は、CMB を構成する光は観測可能なトムソン散乱を経験するでしょう。この散乱は CMB異方性マップに痕跡を残し、二次異方性 (再結合後に導入される異方性) を導入します。[ 9 ]全体的な効果は、より小さなスケールで発生する異方性を消去することです。小さなスケールの異方性は消去されますが、偏光異方性は実際に再電離のために導入されます。[ 10 ]観測されたCMB異方性を調べ、再電離が起こらなかったと仮定した場合の異方性と比較することで、再電離時の電子列密度を決定することができます。これにより、再電離が起こったときの宇宙の年齢を計算することができます。

ウィルキンソン・マイクロ波異方性探査機（ WMAP ）によって、この比較が可能になりました。2003年に発表された最初の観測では、再電離は30 >  z  > 11で起こったことが示唆されていました。 [ 11 ]この赤方偏移範囲は、クエーサースペクトルの研究結果とは明らかに矛盾していました。しかし、3年間のWMAPデータは異なる結果を示し、再電離はz  = 11で始まり、宇宙はz  = 7で電離したと示しました。 [ 12 ]これはクエーサーデータとよりよく一致しています。

2018年のプランクミッションの結果では、瞬間再電離赤方偏移はz = 7.68 ± 0.79と報告されている。[ 13 ]

ここで通常引用されるパラメータは、τ（「再電離までの光学的厚さ」）、あるいはz re（再電離が瞬間的な出来事であったと仮定した場合の赤方偏移）です。これは物理的な値ではない可能性が高いものの、再電離は瞬間的ではなかった可能性が高いため、z re は再電離の平均赤方偏移の推定値となります。

ライマンアルファ放出

銀河からのライマン α光は、再電離を研究するための補完的なツール セットを提供します。ライマン α 線は、中性水素の n = 2 から n = 1 への遷移であり、若い星を持つ銀河によって大量に生成されます。[ 14 ]さらに、ライマン α 光子は共鳴散乱により銀河間ガス中の中性水素と強く相互作用し、基底 (n = 1) 状態にある中性原子がライマン α 光子を吸収し、ほとんどすぐにランダムな方向に再放射します。これにより、中性ガスに埋め込まれた銀河からのライマン α 放射が不明瞭になります。[ 15 ]そのため、ライマン α 光で銀河を見つける実験では、周囲のガスの電離状態を示すことができます。検出可能なライマン α 放射を持つ銀河の平均密度は、周囲のガスが電離している必要があることを意味し、検出可能なライマン α 源が存在しない場合は、中性領域を示している可能性があります。これに密接に関連する実験では、他の方法（主にライマンブレイク銀河探索）で特定された銀河のサンプル中のライマンアルファ線強度を測定する。[ 16 ] [ 17 ] [ 18 ]

この手法の最も初期の適用は2004年であり、当時はクエーサースペクトルが示唆する後期中性ガスとCMB結果が示唆する早期再電離との間の緊張関係が強かった。赤方偏移z=6.5のライマンα銀河の検出は、クエーサースペクトルが示唆するよりも早い時期に、銀河間ガスが既に優勢に電離していたことを実証した[ 19 ]。その後の適用では、z=6.5という比較的最近まで中性ガスが残存していたことが示唆されたが[ 20 ] [ 21 ] [ 22 ]、それでも銀河間ガスの大部分はz=7より前に電離していたことを示唆している[ 23 ] 。

ライマンα線は、再電離をさらに詳しく調べるために他の方法でも利用できます。理論によれば、再電離は不均一であり、ライマンα線で選択されたサンプルのクラスタリングは、再電離の中期段階で著しく促進されるはずです。[ 24 ]さらに、ライマンα線放射体のグループを特定することで、特定の電離領域を特定することができます。[ 25 ] [ 26 ]

21cmライン

クエーサーのデータはCMB異方性データとほぼ一致しているものの、依然として多くの疑問が残っており、特に再電離のエネルギー源、そして再電離中の構造形成への影響​​と役割について疑問が残る。水素の21cm線は、この時代だけでなく、再電離に先立つ「暗黒時代」を研究する手段となる可能性がある。21cm線は、電子と陽子のスピン三重項状態とスピン一重項状態のエネルギー差によって、中性水素で発生する。この遷移は禁制遷移であり、極めて稀にしか発生しない。また、この遷移は温度に大きく依存するため、「暗黒時代」に天体が形成され、ライマンアルファ光子を放出すると、周囲の中性水素に吸収・再放出され、その水素にワウホイゼン場結合を介して21cm線信号が発生する。[ 27 ] [ 28 ] 21cm線放射を研究することで、形成された初期の構造についてより深く理解することが可能になる。 EDGES（全球再電離期シグネチャ検出実験）の​​観測ではこの時代からの信号が示されているが、確認にはさらなる観測が必要となる。[ 29 ]近い将来、この分野で前進が期待されているプロジェクトがいくつかあり、その中にはPAPER（再電離期探査用精密アレイ）、 LOFAR（低周波アレイ）、 MWA（マーチソン広視野アレイ）、GMRT（巨大メートル波電波望遠鏡）、MIST（IGMスピン温度マッパー）、 DARE（暗黒時代電波探査）ミッション、 LEDA（暗黒時代検出大型口径実験）などがある。

エネルギー源

天文学者たちは、この2018年のハッブル宇宙望遠鏡の画像のような観測結果を利用して、宇宙がどのように再イオン化されたのかという疑問に答えたいと考えている。[ 30 ]

再電離期が起こった可能性のある期間を狭める観測結果が出てきているものの、IGMを再電離させた光子をどの天体が供給したのかは依然として不明である。中性水素を電離させるには13.6eV以上のエネルギーが必要であり、これは波長91.2nm以下の光子に相当する。これは電磁スペクトルの紫外線領域に該当するため、主要な候補となるのは紫外線以上の波長で相当量のエネルギーを発生する源である。陽子と電子は、それらを分離するためのエネルギーが継続的に供給されなければ再結合してしまうため、源の数と寿命も考慮する必要がある。全体として、検討対象となる源の重要なパラメータは、「単位宇宙体積あたりの水素電離光子の放出率」と要約できる。[ 31 ]これらの制約から、クエーサーと第一世代の恒星および銀河が主なエネルギー源であったと予想される。 [ 32 ]

矮小銀河

矮小銀河は現在、再電離期における電離光子の主な発生源であると考えられている。[ 33 ] [ 34 ]ほとんどのシナリオでは、これは紫外線銀河光度関数の対数勾配（αと表記されることが多い）が現在よりも急峻になり、α = -2に近づくことを必要とする。[ 33 ]ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）の出現により、再電離期における紫外線光度関数への制約が一般的になり、[ 35 ] [ 36 ]暗く低質量の銀河集団に対するより適切な制約が可能になった。

2014年に、2つの別々の研究により、2つのグリーンピース銀河（GP）がライマン連続体（LyC）を放射している可能性のある候補であることが特定されました。[ 37 ] [ 38 ] GPのようなコンパクトな矮小星形成銀河は、高赤方偏移のライマンアルファ放射体とLyC放射体（それぞれLAEとLCE）の優れた低赤方偏移類似体であると考えられています。[ 39 ]当時、他の2つのLCE、Haro 11とTololo-1247-232のみが知られていました。[ 37 ] [ 38 ] [ 40 ]そのため、局所的なLyC放射体を見つけることは、初期宇宙と再電離期に関する理論にとって非常に重要になっています。[ 37 ] [ 38 ]

その後、意欲的に、ハッブル宇宙望遠鏡の宇宙起源分光器（HST /COS）を使用して、LyCを直接測定する一連の調査が実施されました。 [ 41 ] [ 42 ] [ 43 ] [44] [45] [ 46 ]これらの努力は、低赤方偏移ライマン連続体サーベイ[ 47 ]に結実しました。これは、矮小銀河からのLyCの直接測定の件数をほぼ3倍にした大規模なHST /COSプログラムです。現在までに、少なくとも50のLCEがHST /COSを使用して確認されており[ 47 ]、LyCの脱出率は≈ 0〜88％です。低赤方偏移ライマン連続体サーベイの結果は、再電離期のLCEを特定して理解するために必要な経験的基礎を提供しました。[ 48 ] [ 49 ] [ 50 ] JWSTによる新たな観測により、LCEsの種族は宇宙論的赤方偏移6以上で研究されており、宇宙再電離の起源について初めて詳細かつ直接的な評価が可能になった。[ 51 ]これらの大規模な銀河サンプルと紫外線光度関数に対する新たな制約を組み合わせると、矮小銀河が再電離に圧倒的に寄与していることが示唆される。[ 52 ]

クエーサー

活動銀河核（AGN）の一種であるクエーサーは、質量をエネルギーに変換する効率が高く、水素の電離閾値を超える大量の光を放射するため、良い候補源と考えられてきました。しかし、再電離以前にどれだけのクエーサーが存在していたかは不明です。再電離中に存在する最も明るいクエーサーしか検出できないため、存在していたより暗いクエーサーに関する直接的な情報はありません。しかし、近傍宇宙のより観測しやすいクエーサーに注目し、再電離中の光度関数（クエーサーの数を光度の関数として表す）が現在とほぼ同じであると仮定することで、以前のクエーサーの種族を推定することができます。このような研究では、IGMのみを再電離させるほど多くのクエーサーは存在しないことが判明しており、[ 31 ] [ 53 ]「電離背景が低光度のAGNによって支配されている場合にのみ、クエーサーの光度関数は十分な電離光子を提供できる」と述べている[ 54 ] 。

ポピュレーションIIIの星

ビッグバンから 4 億年後の最初の星のシミュレーション画像。

種族 III の星は最古の星であり、水素やヘリウムより重い元素を持っていなかった。ビッグバン元素合成の過程で、水素とヘリウム以外に形成された元素は微量のリチウムだけだった。しかし、クエーサーのスペクトルは、初期の銀河間物質に重元素が存在していたことを明らかにしている。超新星爆発はそのような重元素を生成するので、超新星を形成する高温で巨大な種族 III の星は、再電離の可能性のあるメカニズムである。それらは直接観測されたことはないが、数値シミュレーション[ 55 ]や現在の観測結果によるモデルと一致している。[ 56 ]重力レンズ効果を受けた銀河も、種族 III の星の存在を間接的に示している。[ 57 ]種族 III の星を直接観測しなくても、それらは説得力のある情報源である。これらの星は、より多くの電離光子を放出するため、種族IIの星よりも効率的で効果的な電離装置であり、[ 58 ] 、合理的な初期質量関数を持ついくつかの再電離モデルでは、単独で水素を再電離することができます。[ 59 ]結果として、種族IIIの星は現在、宇宙の再電離を開始する最も可能性の高いエネルギー源であると考えられていますが、[ 60 ]他のエネルギー源が引き継いで再電離を完了させた可能性があります。

2015年6月、天文学者たちは、z = 6.60のコスモス赤方偏移7銀河に種族IIIの星の証拠を発見したと報告した。このような星は、宇宙のごく初期（つまり、高赤方偏移）に存在していた可能性が高く、後に惑星や生命の形成に必要な、水素よりも重い化学元素の生成を開始した可能性がある。[ 61 ] [ 62 ]

参照

注釈と参考文献

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