Reionization: Ending the Dark Ages

再電離：暗黒時代の終焉

最初の星や銀河からの紫外線がどのように水素を再電離し、宇宙を再び透明にしたか

宇宙の歴史のタイムラインにおいて、reionizationは、いわゆるDark Agesの終わりを示します。これは再結合後の時期で、宇宙は中性の水素原子で満たされ、まだ光を放つ天体が形成されていませんでした。最初の星、銀河、クエーサーが輝き始めると、それらの高エネルギー（主に紫外線）光子が周囲の水素ガスをionizedし、中性の銀河間物質（IGM）を高度に電離したプラズマに変えました。この出来事はcosmic reionizationとして知られ、宇宙の大規模な透明性を根本的に変え、今日私たちが観測する完全に照らされた宇宙の舞台を整えました。

この記事では、以下の内容を探ります：

  1. 再結合後の中性宇宙
  2. 最初の光：第III世代星、初期銀河、そしてクエーサー
  3. イオン化過程とバブル
  4. タイムラインと観測的証拠
  5. 未解決の問題と継続的な研究
  6. 現代宇宙論における再電離の重要性

2. 再結合後の中性宇宙

2.1 暗黒時代

ビッグバン後約38万年（再結合の時期）から最初の明るい構造が形成されるまで（およそ1億～2億年後）、宇宙は主に中性で、ビッグバン核合成で残された水素とヘリウムで構成されていました。この期間は、星や銀河が存在せず、冷却する宇宙マイクロ波背景放射（CMB）以外に新たな光源がなかったため、暗黒時代と呼ばれています。

2.2 中性水素の優勢

暗黒時代には、銀河間物質（IGM）はほぼ完全に中性水素（H I）で満たされていました。これは中性水素が紫外線光子を非常に効果的に吸収するため重要です。やがて物質がダークマターハローに集まり、原始ガス雲が崩壊すると、最初の第III世代星が形成され始めました。これらの強烈な放射はすぐにIGMの状態を永遠に変えることになりました。

3. 最初の光：第III世代星、初期銀河、そしてクエーサー

3.1 第III世代星（Population III Stars）

理論は、最初の星である第III世代星（Population III stars）は金属を含まず（ほぼ水素とヘリウムのみで構成）、非常に大質量であった可能性が高いと予測しています。質量は数十から数百太陽質量に及ぶかもしれません。これらの星の形成は、暗黒時代から宇宙の夜明け（Cosmic Dawn）への移行を告げました。これらの星は水素をイオン化できる大量の紫外線（UV）放射を放出しました。

3.2 初期銀河

構造形成が階層的に進むにつれて、小さなダークマターハローが合体してより大きなハローを形成し、最初の銀河が誕生しました。これらの銀河内で、第2世代以降の星（Pop II）が形成され始め、紫外線光子の放出量が着実に増加しました。時間が経つにつれて、Pop III星だけでなく銀河がイオン化放射の主要な供給源となりました。

3.3 クエーサーとAGN

高赤方偏移のクエーサー（初期銀河の中心にある超大質量ブラックホールによって駆動される）も再電離に寄与し、特にヘリウム（He II）に対して重要でした。水素の再電離における正確な役割はまだ議論されていますが、クエーサーはやや後の時代、特に赤方偏移z ～ 3でのヘリウムの再電離においてより重要な役割を果たした可能性が高いです。

4. 電離過程とバブル

4.1 局所的な電離バブル

新しい星や銀河が高エネルギー光子を放出すると、これらの光子は周囲の水素を電離しながら外側へ進みました。これにより、電離された水素の“バブル”（またはH II領域）が電離源の周囲に形成されました。最初はこれらの領域は孤立していてかなり小さかったです。

4.2 電離領域の重なり合い

時間が経つにつれて、より多くの電離源が形成され、既存の電離源はより明るくなりました。電離バブルは拡大し、最終的に重なり合いました。かつて中性だったIGMは中性領域と電離領域のパッチワークとなりました。再電離時代の終わりまでに、これらのH II領域は合体し、宇宙の水素の大部分は中性（H I）ではなく電離状態（H II）となりました。

4.3 再電離の時間スケール

再電離の期間はおそらく数億年で、赤方偏移はおおよそz ~ 10からz ~ 6にわたりましたが、正確な時期は現在も活発に研究されています。z ≈ 5–6までに、IGMの大部分は電離されていました。

5. タイムラインと観測証拠

5.1 Gunn-Peterson谷

再電離の重要な証拠は、高赤方偏移クエーサーのスペクトルを調べるGunn-Peterson testにあります。IGMの中性水素は特定の波長（特にLyman-α線）で光子を吸収し、クエーサースペクトルに吸収谷を残します。観測はz > 6でGunn-Peterson谷の著しい増加を示し、中性水素の割合が劇的に上昇し、再電離の終わりを示唆しています[1]。

5.2 宇宙マイクロ波背景放射（CMB）偏光

CMB測定も手がかりを提供します。再電離されたガスからの自由電子はCMB光子を散乱させ、大規模偏光異方性の形で署名を残します。WMAPとPlanckのデータは再電離の平均赤方偏移と期間に制約を与えています[2]。光学的深さτ（散乱の確率）を測定することで、宇宙の水素の大部分がいつ電離されたかを推測できます。

5.3 Lyman-α放射銀河

Lyman-α放射銀河（スペクトルに強いLyman-α線の放射を示す銀河）の調査も再電離を探るために用いられます。中性水素はLyman-α光子を容易に吸収するため、高赤方偏移でこれらの銀河を検出することはIGMの透明度を示します。

6. 未解決の問題と進行中の研究

6.1 電離源の相対的な寄与

主要な疑問は、さまざまな電離源の相対的な寄与です。最も初期の銀河（多数の巨大な星を持つ）が重要な寄与者であったことは明らかですが、Population III stars、normal star-forming galaxies、およびquasarsからの正確な割合はまだ議論されています。

6.2 低光度銀河

最近の証拠は、検出が難しい微光・低光度銀河が電離光子の大部分を供給している可能性を示唆しています。これらの銀河の役割は、再電離の最終段階を完了する上で重要である可能性があります。

6.3 21-cm宇宙論

21-cm線の中性水素の観測は、再電離時代を直接かつ独自に探る手段を提供します。LOFAR、MWA、HERA、そして最終的にはSquare Kilometre Array (SKA)のような実験は、中性水素の空間分布をマッピングし、再電離が進行するにつれて電離バブルのトポロジー（形状と大きさ）を明らかにすることを目指しています[3]。

7. 現代宇宙論における再電離の重要性

7.1 銀河形成と進化

再電離は物質が構造に崩壊する方法に影響を与えました。IGMが電離されると、加熱の増加により小さなハローへのガスの崩壊が抑制され、低質量銀河の形成に影響を与えました。したがって、再電離の理解は銀河の階層的成長を明らかにするのに役立ちます。

7.2 フィードバック効果

再電離の過程は一方向的ではありませんでした：IGMを加熱し電離することは、その後の星形成にもフィードバックを与えました。電離ガスはより熱く、崩壊しにくくなり、小さなハローでの星形成を抑制する光電離フィードバックを引き起こします。

7.3 天体物理学および素粒子物理学モデルの検証

再電離データと理論的予測を比較することで、研究者は以下を検証します：

  • 最初の星（Pop III）と初期銀河の特性。
  • ダークマター（小規模構造）の役割と特性。
  • 宇宙論モデル（ΛCDM、修正理論、または代替理論を含む）の妥当性。

8. 結論

再電離は、中性で暗い初期宇宙から、光り輝く構造と透明な電離ガスに満ちた宇宙への物語の弧を完成させます。最初の星と銀河によって引き起こされ、紫外線はz ≈ 10からz ≈ 6の間に宇宙全体の水素を徐々に電離しました。クエーサーのスペクトル、Lyman-α放射、CMB偏光、そして新たに登場した21-cm測定にわたる観測研究は、この時代の詳細な全体像をますます提供しています。

それでも、重要な疑問が残っています：どの光源が再電離に最も大きく寄与したのか？ 電離領域の正確なタイムラインとトポロジーはどうなっていたのか？ 再電離のフィードバックはその後の銀河形成にどのように影響したのか？ 継続中および将来の調査は私たちの理解を洗練させることを約束しており、初期宇宙の最も劇的な変革の一つを演出した天体物理学と宇宙論の相互作用を明らかにする可能性があります。

参考文献＆さらなる読書

  1. Gunn, J. E., & Peterson, B. A. (1965). 「銀河間空間の中性水素密度について」 The Astrophysical Journal, 142, 1633–1641.
  2. Planck Collaboration. (2016). 「Planck 2016 中間結果 XLVII. 再電離履歴に関するPlanckの制約」 Astronomy & Astrophysics, 596, A108.
  3. Furlanetto, S. R., Oh, S. P., & Briggs, F. H. (2006). 「低周波数での宇宙論：21 cm遷移と高赤方偏移宇宙」 Physics Reports, 433, 181–301.
  4. Barkana, R., & Loeb, A. (2001). 「始まりに：最初の光源と宇宙の再電離」 Physics Reports, 349, 125–238.
  5. Fan, X., Carilli, C. L., & Keating, B. (2006). 「宇宙再電離に関する観測的制約」 Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 44, 415–462.

これらの重要な観測と理論的枠組みを通じて、私たちは再電離を暗黒時代を終わらせた決定的な出来事と見なし、夜空を満たす輝かしい宇宙構造への道を開き、宇宙の最も初期の光輝く瞬間への重要な窓を提供しています。

 

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