宇宙の再電離

宇宙の再電離（うちゅうのさいでんり、英：cosmic reionization）は、ビッグバン理論および現代宇宙論における主要な出来事の一つです。これは、宇宙誕生からしばらく続いた「暗黒時代」の後に、宇宙空間に存在する物質が再び電離した過程を指します。宇宙の歴史において、宇宙は複数回の相転移を経験していますが、再電離はその中でも最後の大きな相転移と位置づけられます。主に宇宙のバリオン物質の大部分を占める水素が中性状態から再び電離状態へ移行することを指す場合が多く、「宇宙の夜明け」とも呼ばれています。ビッグバン元素合成で生成されたヘリウムも同様の電離段階を経たと推測されていますが、これは水素とは異なる時期に発生したと考えられており、通常はヘリウム再電離として区別されます。

背景

宇宙に存在する水素が最初に経験した大きな相変化は「宇宙の晴れ上がり」です。これは、宇宙が冷えるにつれて陽子と電子が結合し、中性の水素原子を形成する割合が電離状態を維持する割合を上回った結果、宇宙がそれまで不透明だった状態から透明になった事象です。これはビッグバンから約38万年後、赤方偏移にして z = 1089 の時期に起こりました。晴れ上がり以前、光子は自由電子によって頻繁に散乱されていたため宇宙は不透明でしたが、中性原子の形成により光が直進できるようになり、宇宙は急速に透明になりました。この時点では、宇宙背景放射以外に明るい光源がほとんど存在しなかったため、宇宙は暗黒時代へと突入します。

次の大きな相変化である再電離は、この暗黒時代に終止符を打ちました。初期宇宙で形成され始めた天体、例えば最初の星や銀河などが、銀河間物質として存在する中性水素を再電離させるのに十分な高エネルギーの光子を放出し始めたのです。これらの天体が活動を開始し放射を続けるにつれて、宇宙は中性状態から再び電離したプラズマが満たされた状態へと移行しました。この過程は、赤方偏移 z = 20〜10（ビッグバン後約2〜5億年）頃に始まり、z = 6（ビッグバン後約9億年）頃までに完了したと考えられています。再電離後も物質は宇宙膨張により拡散しており、光子と電子の相互作用頻度は晴れ上がり以前よりもはるかに低かったため、宇宙は現在の状態と同様に、低密度の電離した水素で満たされ、透明なままでした。

検出手法

宇宙の遠い過去を直接観測することは容易ではありませんが、宇宙の再電離を調べるためのいくつかの観測的手法が開発されています。

クエーサーのスペクトル

遠方のクエーサーのスペクトルは、再電離期を探る有力な手段の一つです。クエーサーは非常に強力なエネルギーを放出する宇宙で最も明るい天体の一つであり、再電離期のような遠い過去のクエーサーも観測可能です。クエーサーからの光が、地球までの道のりにある銀河間物質の中性水素ガスを通過する際、特定の波長（特に水素のライマン系列線に対応する波長）の光が吸収されます。宇宙膨張による赤方偏移のため、この吸収は幅広い波長域にわたって発生し、観測されるクエーサーのスペクトルには「ガン・ピーターソンの谷」と呼ばれる特徴的な吸収帯が現れます。再電離が完了し、宇宙空間の水素がほぼ完全に電離している時代から来た光にはこの谷は見られず、逆に再電離以前のほとんど中性だった時代から来た光には深い谷が見られます。ガン・ピーターソンの谷の有無や深さを、異なる赤方偏移を持つクエーサーで調べることにより、宇宙がいつ再電離されたか、あるいは再電離がいつ完了したかを推定することができます。例えば、z=6を超えるクエーサーには谷が見られるのに対し、それより低い赤方偏移のクエーサーでは見られないことから、宇宙の水素はz=6頃までに再電離されたと考えられています。

CMBの非等方性と偏光

宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の観測も、再電離期に関する情報をもたらします。宇宙が電離状態にあるとき、CMBの光子は自由電子によってトムソン散乱を受けます。再電離期およびその後の比較的早い時期には、自由電子の密度がまだ十分に高いため、CMB光子が散乱される可能性があります。この散乱は、CMBの温度のわずかなムラ（異方性）に二次的な影響を与えたり、光に偏光を生じさせたりします。CMBの異方性パターンや偏光の度合いを詳細に分析することで、光子が最後に散乱された時期、つまり再電離が起きた時期やその期間について制約を与えることができます。WMAPやPlanckといったCMB観測衛星による精密な測定から、再電離の平均的な赤方偏移 z = 7.68 ± 0.79（Planck 2018年データに基づく）が推定されています。CMB観測は再電離の時期に関する別の角度からの証拠を提供し、クエーサー観測の結果と組み合わせて再電離のシナリオを構築する上で重要な役割を果たします。

21cm線

中性水素原子が出す波長21cmの電波（21cm線）は、暗黒時代から再電離期にかけての宇宙を探る上で非常に有望な観測手段です。この電波は、中性水素原子の陽子と電子のスピンの向きが平行な状態から反平行な状態に変化する際に放出されます。この遷移は非常に起こりにくいため、広い宇宙空間に分布する大量の中性水素ガスが放出する21cm線が、これらの時代の宇宙の様子を映し出すと考えられています。特に、初期宇宙に形成された天体からのライマンアルファ光子が周囲の中性水素ガスに吸収・再放射される過程（Wouthuysen–Field coupling）を通じて、21cm線のシグナルが生成・変調されることが期待されています。21cm線の観測は、再電離が宇宙のどこで、いつ、どのように進行したか、そして初期の宇宙構造がどのように形成されたかについての詳細な情報をもたらす可能性があります。EDGESなどの実験は再電離期のシグナルを示唆する結果を得ており、PAPER、LOFAR、MWAといった電波望遠鏡を用いた観測計画が進行中です。

再電離のエネルギー源

宇宙空間の中性水素原子を電離するには、13.6電子ボルト（eV）以上のエネルギーを持つ光子が必要です。これは電磁スペクトルでは波長91.2ナノメートル以下の紫外線領域に相当します。したがって、宇宙の再電離を引き起こしたエネルギー源は、この高エネルギー紫外線を大量に放射した天体や現象であったと考えられます。有力な候補としては、矮小銀河、クエーサー（活動銀河核の一種）、そして宇宙で最初に誕生した星である種族IIIの恒星が挙げられます。再電離を維持するためには継続的な光子の供給が必要であり、個々の天体の放射能力だけでなく、その天体の数や寿命、そして電離光子が銀河や星形成領域から宇宙空間に「脱出」できる割合も重要な要素となります。

現在、再電離の主要なエネルギー源として最も有力視されているのは矮小銀河です。個々の矮小銀河の光度は大きい銀河に比べて低いですが、宇宙初期には矮小銀河の数が非常に多かった可能性があり、また矮小銀河からは電離光子が宇宙空間へ脱出しやすい（脱出率が高い）と考えられています。そのため、矮小銀河からの寄与が再電離の大部分を担ったというシナリオが支持されています。

かつてはクエーサーが有力な候補と考えられていました。クエーサーは極めて明るく高エネルギーの光子を放出しますが、再電離期に存在したクエーサーの数を推定した研究によると、クエーサーだけでは宇宙全体の水素を再電離させるのに十分な数の光子を供給できなかった可能性が高いとされています。

また、種族IIIの恒星も再電離の重要な開始点となった候補です。これらの星はビッグバン後に最初に形成された星であり、水素とヘリウム以外の重元素をほとんど含まないとされます。シミュレーションによると、種族IIIの恒星の中には非常に大質量で高温になり、大量の電離光子を放出したものが存在した可能性が指摘されています。直接観測はまだありませんが、これらの星が再電離の最初の段階を開始させ、その後の時代には矮小銀河などが主要な役割を引き継いだ、という可能性も考えられています。

まとめ

宇宙の再電離は、暗黒時代を経て宇宙が現在の姿になるための重要な転換点でした。遠方クエーサー、CMB、そして21cm線の観測といった多様な手法により、再電離がいつ頃起こったか（z=6〜11頃に開始し、z=6頃までに完了）についての理解は深まっています。また、矮小銀河や初期の星（種族IIIの恒星）が主要なエネルギー源であった可能性が高まっています。しかし、再電離の具体的なメカニズム、エネルギー源の詳細な寄与の割合、そして再電離が宇宙の大規模構造形成に与えた影響など、依然として多くの未解明な点が残されており、現在も活発な研究が続けられています。

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