Overview

サブミリ波帯輝線強度マッピングで迫る重元素の生成集積過程

研究の背景

宇宙における星生成活動が、宇宙開闢から現在に至る138 億年の歴史の中で、いかに変化してきたか、また、その変遷を司る物理過程は何か、を理解することは、星の中で生成され私たちの世界と生命を構成するに至った元素や物質の起源を知るために、また宇宙規模での星生成過程を支配する重大な要因の一つである暗黒物質の振る舞いを理解する上でも極めて重要である。今や赤方偏移が10 を超える初期宇宙での銀河の候補がハッブル宇宙望遠鏡やジェイムズウェブ宇宙望遠鏡による可視光から中間赤外線域(静止系で紫外線から可視光域に対応) での観測により見出され、研究できる時代となった。一方、重元素からなる固体微粒子(ダスト) に隠された星生成活動を探るためには、アルマをはじめとするサブミリ波帯での観測が鍵となるが、現在までのところ、個々に検出可能な明るい銀河の観測は劇的に進展しているものの、より暗く、より多数存在する、一般的な銀河において、こうしたダストに隠された星生成活動を広く探ることは、アルマをもってしても容易ではないことが明らかになってきた。このため、宇宙におけるダストに隠された星生成活動の重要性について、観測的にはいまだに決着がついていない。

研究の目的と意義

この解決の決定打と期待されているのが、「輝線強度マッピング」と呼ばれる手法に基づく、ミリ波サブミリ波帯での広域分光撮像観測である。この手法では、個々の銀河を分解するのではなく、空間方向・奥行き (赤方偏移) 方向に平均化した銀河からのスペクトル線の放射エネルギーを測定することにより、個別には検出が困難な、暗い銀河、すなわち、その時代における一般的で大多数を占める銀河の情報を、スペクトル線強度の揺らぎ (パワースペクトル) として得ることが出来る。

本研究は、宇宙最初の約20億年 (赤方偏移が約4から8の時代) の銀河における炭素イオンからの [C II] 158μm輝線に着目した輝線強度マッピングを行う(図1左)。その実現のため、大規模化に適した超伝導集積分光技術に基づく分光撮像カメラTIFUUNの開発 (図1右上) と、その真価を十分に引き出すためのデータ科学を駆使した観測・解析手法 (図1右下) の開発も行う。サブミリ波望遠鏡ASTEでの大規模観測により、宇宙最初の20億年における隠された星生成活動の全貌を明らかにすると共に、炭素をはじめとする重元素が、宇宙のいつの時代にどの程度集積されてきたか、明らかにする。

提案する超伝導検出器技術とデータ科学的手法との融合によりもたらされる、より広く高感度な次世代輝線強度マッピング観測は、将来的には、酸素イオン [O III] 88μm輝線を活用して、さらに初期 (宇宙再電離期より以前) の宇宙への観測的な手がかりを与えることにもつなる。また、高赤方偏移宇宙における銀河の大域的な分布を探ることで、暗黒物質モデルや初期宇宙物理に新たな制限を与えるなど、宇宙論の重要課題に迫ることもできると期待されている。


図1　輝線強度マッピング概要(左)・超伝導分光撮像カメラ(右上)・データ科学を使った大気放射分離(右下)

研究推進体制

研究項目と実施体制

研究代表者及び研究分担者

海外共同研究者

連携する共同研究者（連携研究者）

国際共同研究体制