ライマンα輝線銀河のライマンα放射原理の理解と、それを用いた宇宙再電離の研究

本年度は、ライマンα輝線銀河 (以下LAE) に関する以下3つの研究を行った。1点目は、昨年度から継続して、LAEにおけるLyα輝線放射原理の研究である。LAEのLyα放射原理は十分に理解されていない。複数の候補仮説があり、最有力なのが、LAEの中性水素密度(NHI)が低いというものである(Hashimoto et al. 2013)。しかし、NHIは観測から直接測定することが不可能である。そこで、私が有するLyα分光データを、ジュネーヴ天文台の理論研究者 A. Verhamme, D. Schaerer が構築した輻射輸送モデルと比較し、初めてLAEにおいてNHIを間接測定した。この結果、LAEのNHIはLyαの弱い銀河に比べ、１桁も小さいことを明らかにした。私を筆頭著者として論文を出版した。2点目は、大きなLyα等価幅(以下EW(Lyα))を持つ天体の研究である。このような天体は、銀河進化の非常に若い段階にあるか、重元素汚染を受けていないガスを持った銀河であり(Schaerer 2003, Raiter et al. 2010)、興味深い。しかし、詳細な性質は、その暗さ故に理解されていない。私は、6個の分光同定されたEW(Lyα)の大きい天体に対して、連続光スロープを調べ、Raiter et al. (2010) の理論モデルと比較した。この結果、本サンプルは、(1) 非常に若い星年齢(3-10 Myr)と低い金属量(Z=0-0.2太陽金属量)を持った爆発的星形成銀河、または(2)比較的幅広い星年齢(10-300 Myr)と低い金属量(Z=0-0.2太陽金属量)を持った連続的星形成銀河で説明可能なことを定量的に示した。現在、私を筆頭著者として結果を論文化している。3点目は、リヨン天文台へ長期渡航して行った、最新装置MUSEから得られる最深データを用いたEW(Lyα)分布の統計研究である。これまで、遠方銀河を選択する際に用いるdropout法が、いかに多くの天体を見落としているかを時代毎に定量評価した。今後複数の解析を行う予定である。

本年度は、ライマンα輝線銀河 (以下LAE) に関する以下3つの研究を行った。1点目は、昨年度から継続して、LAEにおけるLyα輝線放射原理の研究である。LAEのLyα放射原理は十分に理解されていない。複数の候補仮説があり、最有力なのが、LAEの中性水素密度(NHI)が低いというものである(Hashimoto et al. 2013)。しかし、NHIは観測から直接測定することが不可能である。そこで、私が有するLyα分光データを、ジュネーヴ天文台の理論研究者 A. Verhamme, D. Schaerer が構築した輻射輸送モデルと比較し、初めてLAEにおいてNHIを間接測定した。この結果、LAEのNHIはLyαの弱い銀河に比べ、１桁も小さいことを明らかにした。私を筆頭著者として論文を出版した。2点目は、大きなLyα等価幅(以下EW(Lyα))を持つ天体の研究である。このような天体は、銀河進化の非常に若い段階にあるか、重元素汚染を受けていないガスを持った銀河であり(Schaerer 2003, Raiter et al. 2010)、興味深い。しかし、詳細な性質は、その暗さ故に理解されていない。私は、6個の分光同定されたEW(Lyα)の大きい天体に対して、連続光スロープを調べ、Raiter et al. (2010) の理論モデルと比較した。この結果、本サンプルは、(1) 非常に若い星年齢(3-10 Myr)と低い金属量(Z=0-0.2太陽金属量)を持った爆発的星形成銀河、または(2)比較的幅広い星年齢(10-300 Myr)と低い金属量(Z=0-0.2太陽金属量)を持った連続的星形成銀河で説明可能なことを定量的に示した。現在、私を筆頭著者として結果を論文化している。3点目は、リヨン天文台へ長期渡航して行った、最新装置MUSEから得られる最深データを用いたEW(Lyα)分布の統計研究である。これまで、遠方銀河を選択する際に用いるdropout法が、いかに多くの天体を見落としているかを時代毎に定量評価した。今後複数の解析を行う予定である。