松原英雄、中川貴雄（ISAS/JAXA）、山田 亨、今西昌俊、児玉忠恭、中西康一郎（国立天文台） 他SPICAサイエンスワーキンググループ 宇宙の歴史を探る／活動的銀河核 松原英雄、中川貴雄（ISAS/JAXA）、山田 亨、今西昌俊、児玉忠恭、中西康一郎（国立天文台） 他SPICAサイエンスワーキンググループ 国内の諸機関の研究者で構成されるSPICAサイエンスワーキンググループにおいて、次世代赤外線天文衛星SPICAで達成すべき科学目的の絞込みと、その達成のために必要な観測装置の仕様の明確化を行っている。本ポスターでは、特に、宇宙初代の星や銀河の観測可能性・塵に包まれた形成途上銀河や活動的銀河核の観測可能性とその意義について述べる。 埋もれた活動的銀河核 塵に包まれた形成途上銀河 初代天体の形成と宇宙再電離 中心核付近に大量のガス・ダストが集中しており、可視光ではAGNとわからない。 宇宙X線放射の大部分に寄与していると思われる。 埋もれたAGNのダスト雲には温度構造があるだろう。これを、 ３．４ミクロン炭素系ダストによる吸収 ９．７ミクロンシリケイト吸収 １８ミクロンシリケイト吸収 を用いて、明らかにする。さらに、これにより埋もれたAGNの（吸収補正後の）本当の光度を知る。 Spitzer、ASTRO-Fでｚ～０．３までのAGNについてこのような検討が可能。 SPICAでは、大光度赤外線銀河とAGNの形成と進化史に重要な、z=1-2の宇宙について挑むことができる！ 宇宙マイクロ波背景放射：宇宙の中性化 初代天体？ 現在の宇宙は電離されている（再電離） 形成期の銀河の電離ガスの物理状態を知りたい 星形成率、電離ガスの温度・密度・電離強度など その運動状態から形成中銀河のガス力学に迫る 力学質量・降着・スーパーウィンド しかし大量のガスから爆発的星形成を行っている時期は、塵に包まれており強い吸収を受ける。 ダスト吸収の影響のより少ないより長波長の観測が必要 。 SPICA/BLISS (background-limited Infrared Submillimeter Spectrograph ) Mizusawa, Nishi and Omukai, in preparation Red: H2 Blue: HD 初代天体からの水素分子輝線はSPICAで検出可能か？ Ｚ～２０（初代天体形成時期）では107個の集団になっている必要 Ｚ～３でも初代天体は存在するかもしれない。（ライマンαブロッブ？） これならば、銀河規模のガス雲の初期収縮と 衝撃波加熱に引き続く冷却過程を明らかにできる。 SPICAによりはじめて、ｚ＝３～５の形成期の銀河の物理的診断が可能になる。 Courtesy to H. Susa ＠Rikkyo Univ. 銀河基本構造の獲得 宇宙背景放射 宇宙の再電離の歴史は、ライマンαとHαの輝線強度比で追跡可能。 （右図）星生成率 100 MSUNyr-1Ｚの天体からのHαやOII線強度と、SPICAのラインに対する検出限界（1時間／10時間）との比較。 宇宙近赤外線背景放射の起源？ 既知の銀河だけでは説明できない 初代天体（種族IIIの星）？ 種族IIIの星のレムナントブラックホール周辺の降着円盤？ 波長10ミクロン以上の背景放射では、両者の寄与に違いがでる（下図） X線背景放射観測と組み合わせ、宇宙再電離史に制限を SPICAの３．５ｍという口径を活かせば、近赤外線波長域においても、銀河の形態の起源を明らかにする観測的研究が可能。 十分な星像 (< 0 .”2) 星像を十分にサンプルする検出器 数分角以上の視野 ぜひ、２－３ミクロン／３－４ミクロンの赤外線カメラを！ 静止系で1μmの光（星形成の影響小） 宇宙大規模構造の形成と進化 広視野近中間赤外赤外カメラ（波長２－１０ミクロン）があれば、ｚ＝１０までの「構成単位天体」が検出できる。 HDF-N 中の z<2 Mv<-20 銀河のうち、円盤銀河と分類されるものの形態。Kajisawa and Yamada (2001) 近赤外宇宙背景放射と、種族IIIの星からの寄与（左図）および、クウェーサーからの寄与（右図）。 Courtesy to N. Yoshida ＠Nagoya Univ. Baugh et al. (2002) Courtesy to T. Kodama @ NAOJ