目次
はじめに：宇宙の暗黒時代とは
宇宙の歴史において、「暗黒時代（ダークエイジ）」と呼ばれる謎に包まれた時代があります。ビッグバンから約38万年後、宇宙が十分に冷えて陽子と電子が結合し、中性水素原子が形成されました。この瞬間、それまで電子と陽子の間を行き来していた光子は自由に進めるようになり、宇宙背景放射として今日も観測されています。しかし、その後の宇宙は文字通り「暗く」なりました。
なぜなら、中性水素ガスは可視光を透過させますが、紫外線などの高エネルギー光子を効率的に吸収するからです。その結果、宇宙は光学的に不透明となり、星や銀河が形成されるまでの数億年間、宇宙は光で観測することができない「暗黒時代」に突入しました。この時期、宇宙は主に中性の水素とヘリウムで満たされ、バリオン物質（陽子や中性子などの通常の物質）の大部分は中性原子の形で存在していました。
この暗黒時代は、最初の星々が誕生し、その強力な紫外線放射によって周囲の中性水素ガスを再びイオン化（電離）させるまで続きました。この過程が「宇宙の再イオン化」です。本記事では、この宇宙の再イオン化について詳しく探っていきます。
宇宙の再イオン化とは
宇宙の再イオン化とは、宇宙の暗黒時代の終わりを告げる重要な宇宙論的過程です。最初の「イオン化」はビッグバン直後の超高温状態で起こりましたが、宇宙の膨張とともに冷却され、約38万年後に「組み合わせ（リコンビネーション）」が起こり、宇宙は中性水素で満たされました。その後、最初の天体が形成され始めるまでの間、宇宙は中性状態を保っていました。
「再イオン化」という名前は、この二度目のイオン化過程を指します。再イオン化の間、宇宙に広がる中性水素ガスは、初期の星や銀河、クエーサーなどから放出される高エネルギー紫外線放射によって再び電離されました。つまり、中性水素原子から電子が剥ぎ取られ、陽子と自由電子の状態に戻ったのです。
再イオン化は、最初の天体が形成され始めた約1億年後（宇宙年齢で言えば約1億3800万年後）から始まったと考えられています。この過程は一様に進行したわけではなく、強い紫外線源の周りから電離が進み、「電離泡」と呼ばれる領域が形成されました。これらの電離泡は時間とともに拡大し、最終的に互いに合体して、宇宙全体が再びイオン化された状態になりました。
再イオン化の完了時期は、ビッグバンから約10億年後（宇宙年齢で約10億年）と推定されています。このとき、宇宙の中性水素ガスの大部分がイオン化され、宇宙は再び光学的に透明になりました。この透明化により、遠方の天体からの光が私たちに届くようになり、宇宙の「見える歴史」が始まったのです。
宇宙の歴史における再イオン化の位置づけ
宇宙の再イオン化は、宇宙の歴史における重要な転換点です。宇宙の進化の大まかな流れの中で、再イオン化がどのように位置づけられるのかを理解することは、宇宙全体の理解につながります。
以下は宇宙の主要な発展段階です：
- ビッグバン：約138億年前、宇宙が誕生した瞬間です。この時、宇宙は極めて高温高密度の状態でした。
- インフレーション期：ビッグバンのわずか10^-36秒後から10^-32秒の間に、宇宙は指数関数的に膨張しました。
- 素粒子時代：インフレーション後、宇宙は素粒子のスープ状態になり、クォーク、レプトン、ボソンなどの素粒子が形成されました。
- ビッグバン核合成：ビッグバンから約3分後、宇宙は十分に冷えて水素とヘリウムの原子核が形成されました。
- リコンビネーション（再結合）：ビッグバンから約38万年後、宇宙はさらに冷え、電子と原子核が結合して中性原子が形成されました。この時、宇宙背景放射が放出されました。
- 暗黒時代：リコンビネーション後、最初の星が形成されるまでの間、宇宙は光学的に不透明でした。
- 最初の星の形成：約1億年後、最初の星（ポピュレーションIII星）が形成され始めました。
- 再イオン化期：約1億年から10億年の間に、初期の星や銀河からの紫外線放射により、宇宙の中性水素が再びイオン化されました。
- 銀河形成期：再イオン化と並行して、現在私たちが観測する銀河の多くが形成され始めました。
- 現在：ビッグバンから約138億年後の現在、宇宙は膨大な数の銀河で満たされ、加速的に膨張しています。
この流れの中で、再イオン化は暗黒時代から銀河形成期への橋渡しとなる重要な過程です。再イオン化により宇宙が光学的に透明になったことで、私たちは遠方の銀河からの光を観測することができるようになりました。また、再イオン化は初期の構造形成にも影響を与えたと考えられています。
再イオン化の研究は、最初の星や銀河の形成プロセスを理解する上でも重要です。これらの初期天体は直接観測することが非常に困難ですが、再イオン化の痕跡を調べることで、間接的にこれらの天体の性質を推測することができます。
再イオン化の過程
再イオン化は、宇宙全体が一度に均一にイオン化されたわけではありません。むしろ、最初の光源の周りから始まり、徐々に宇宙全体に広がっていったと考えられています。その詳細な過程について見ていきましょう。
電離泡の形成
再イオン化の過程の最初のステップは、「電離泡」（ionization bubbles）の形成です。最初の星々や初期の銀河、クエーサーなどの強い紫外線源が誕生すると、これらの天体は大量の高エネルギー光子を放出します。これらの光子は周囲の中性水素を電離し、天体の周りに電離された領域（電離泡）を形成します。
電離泡の大きさは、中心にある紫外線源の強さに依存します。強力なクエーサーなどは大きな電離泡を形成することができましたが、単一の星の影響範囲は比較的小さいものでした。初期の電離泡の典型的なサイズは数キロパーセク（数千光年）程度であったと推定されています。
電離泡内部では、中性水素はほぼ完全に電離され、陽子と自由電子の状態になっています。一方、電離泡の外側では、中性水素がまだ大量に存在していました。電離泡の境界は「電離前線」と呼ばれ、ここでは中性水素が急速に電離されています。
電離泡の成長と合体
時間が経つにつれ、個々の電離泡は成長し続けます。この成長には主に二つの要因があります：
- 継続的な紫外線放射：中心の天体が紫外線を出し続けることで、電離前線が外側に押し広げられます。
- 新たな光源の形成：電離泡の内部や近くに新たな星や銀河が形成されることで、電離の効率が高まります。
電離泡が十分に大きくなると、隣接する電離泡と重なり合い、やがて合体します。この合体過程により、より大きな電離領域が形成されます。計算機シミュレーションによると、この過程は階層的に進行し、小さな電離泡が合体して中規模のものになり、さらにそれらが合体して大規模な電離領域になっていったと考えられています。
電離泡の合体が進むにつれ、宇宙の大規模構造に沿って電離が進みました。つまり、密度の高い領域（将来の銀河団になる場所）では電離が早く進み、密度の低いボイド（空洞）領域では電離が遅れました。これは、高密度領域ほど星や銀河の形成が活発で、紫外線源が多く存在したためです。
中性水素の減少
再イオン化が進むにつれ、宇宙全体の中性水素の割合は徐々に減少していきました。この減少の速度は一様ではなく、再イオン化の初期段階では比較的緩やかでしたが、電離泡の合体が加速するにつれて急速に進行したと考えられています。
中性水素の量を表す指標として、「中性分率」（neutral fraction）が用いられます。これは、全水素原子に対する中性水素原子の割合を示しています。再イオン化前は中性分率がほぼ1（100%中性）でしたが、再イオン化が進むにつれて減少し、再イオン化完了時には0.0001（0.01%）程度まで下がったと推定されています。
中性水素の減少に伴い、宇宙の光学的な性質も変化しました。中性水素は特定の波長（特にライマンアルファ線など）の光を強く吸収するため、中性分率が高いうちは遠方の天体からの光が私たちに届きにくい状態でした。しかし、中性分率が下がるにつれて宇宙は徐々に透明になっていきました。
完全電離状態への移行
再イオン化の最終段階では、残された中性水素の「島」も電離され、宇宙はほぼ完全に電離された状態に移行しました。ただし、密度の非常に高い領域（原始銀河内部など）では、再結合率（イオン化された水素が電子と再び結合する率）も高いため、完全な電離は達成されませんでした。
完全電離状態に近づくにつれ、電離に必要なエネルギーは増加しました。これは、残された中性水素が主に密度の高い領域に集中していたためです。そのため、再イオン化の後期段階では、より強力な紫外線源（超大質量ブラックホールを持つクエーサーなど）の役割が重要になったと考えられています。
再イオン化が完了した後も、宇宙の電離状態は維持されています。これは、銀河やクエーサーからの継続的な紫外線放射により、水素の再結合より電離のほうが優勢だからです。現在の宇宙間物質（IGM: Intergalactic Medium）は高度に電離された状態にあり、これが遠方の天体からの光が私たちに届く理由の一つです。
再イオン化の時期
再イオン化の正確な時期を特定することは、現代宇宙物理学の重要な課題の一つです。観測データとシミュレーションの進歩により、再イオン化の時期についての理解は徐々に深まっていますが、まだ完全に解明されたわけではありません。
再イオン化の開始時期
再イオン化の開始時期は、最初の紫外線源（初期の星や銀河）の形成時期と密接に関連しています。現在の理論モデルと観測データによれば、再イオン化は宇宙年齢約1億年から2億年の間（赤方偏移z～20-30）に始まったと考えられています。
最新の観測結果、特にジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡による初期銀河の発見により、予想よりも早い時期に明るい銀河が存在していたことが明らかになりました。これらの銀河は再イオン化の初期段階で重要な役割を果たした可能性があります。
初期の光源としては、主に以下のようなものが考えられています：
- ポピュレーションIII星：最初の星は非常に質量が大きく（太陽の数百倍）、表面温度も高かったため、大量の紫外線を放出していました。
- 初期の矮小銀河：小さいながらも活発な星形成活動を持つ初期の銀河も、重要な紫外線源でした。
- 初期のクエーサー：超大質量ブラックホールを持つ初期のクエーサーは、非常に強力な紫外線源として機能しました。
これらの光源は統計的にランダムに分布していたわけではなく、宇宙の大規模構造に沿って分布していました。そのため、再イオン化は宇宙の全ての場所で同時に始まったわけではなく、大規模構造の高密度領域から先に始まりました。
再イオン化の完了時期
再イオン化の完了時期については、より確かな観測的証拠があります。遠方のクエーサーのスペクトルに見られる「ガン・ピーターソン効果」（Gunn-Peterson trough）は、再イオン化完了時期の重要な指標です。
ガン・ピーターソン効果とは、クエーサーのスペクトルにおいて、ライマンアルファ波長（1216Å）より短波長側に見られる吸収特性です。中性水素が多く存在する場合、この波長の光は強く吸収されます。遠方のクエーサー（赤方偏移z>6）のスペクトルでは、このような強い吸収が見られますが、赤方偏移z<6のクエーサーではあまり見られません。
これらの観測結果から、宇宙の再イオン化は赤方偏移z～6、つまりビッグバンから約10億年後（宇宙年齢約10億年）までに大部分が完了したと考えられています。ただし、再イオン化は場所によって不均一に進行したため、一部の領域では完了が遅れた可能性もあります。
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の観測からも、再イオン化についての情報が得られています。CMBの偏光に見られる特定のパターン（E-mode polarization）は、電子による散乱の影響を受けるため、再イオン化の時期と程度についての手がかりを与えてくれます。プランク衛星のCMB観測データによれば、再イオン化の「光学的厚み」（optical depth）は約0.054であり、これは再イオン化が赤方偏移z～7-8の間に急速に進行したことを示唆しています。
宇宙年齢との関係
宇宙年齢の観点から見ると、再イオン化は宇宙がまだ比較的若い時期に起こった現象です。現在の宇宙年齢が約138億年であることを考えると、再イオン化は宇宙年齢の最初の10億年以内、つまり宇宙の歴史の最初の7%程度の期間に起こったことになります。
再イオン化の期間を宇宙年齢で表すと：
- 再イオン化の開始：宇宙年齢約1億年～2億年（ビッグバンから約1億年～2億年後）
- 再イオン化の最盛期：宇宙年齢約5億年～8億年（ビッグバンから約5億年～8億年後）
- 再イオン化の完了：宇宙年齢約10億年（ビッグバンから約10億年後）
このように、再イオン化は比較的短い期間（宇宙年齢で言えば約9億年程度）で進行しました。しかし、この短い期間に宇宙の物理的状態は劇的に変化し、暗黒時代から光に満ちた現在の宇宙への移行が起こったのです。
宇宙年齢との関係で重要なのは、再イオン化の時期が銀河形成の最も活発な時期と重なっていることです。再イオン化が銀河形成に与えた影響、あるいは銀河形成が再イオン化に与えた影響は、現代宇宙物理学の重要な研究テーマの一つです。
再イオン化の観測的証拠
宇宙の再イオン化は、私たちが直接観測することはできない遠い過去の出来事です。しかし、科学者たちはさまざまな観測的手法を用いて、再イオン化の過程や時期に関する証拠を集めてきました。これらの観測的証拠は、宇宙の初期状態を理解する上で非常に重要です。
クエーサースペクトルにおけるガン・ピーターソン効果
遠方のクエーサーのスペクトル観測は、再イオン化研究の最も強力なツールの一つです。特に重要なのが「ガン・ピーターソン効果」と呼ばれる現象です。
ガン・ピーターソン効果の主な特徴：
- クエーサーのスペクトルにおいて、ライマンアルファ波長（1216Å）より短波長側に現れる広範な吸収
- 中性水素による光の吸収が原因で生じる
- 赤方偏移z>6のクエーサーで顕著に観測される
赤方偏移z～6前後のクエーサースペクトルを比較すると、z>6では光がほぼ完全に吸収されているのに対し、z<6では部分的な吸収（ライマンアルファ森林と呼ばれる）しか見られません。この急激な変化は、再イオン化が赤方偏移z～6付近で大部分完了したことを示唆しています。
最近の高感度観測により、さらに詳細なスペクトル分析が可能になりました。例えば、赤方偏移z～7のクエーサー周辺には、既に電離泡が形成されていたことを示す証拠が見つかっています。これらの電離泡のサイズは、再イオン化の進行状況を測る重要な指標となります。
宇宙マイクロ波背景放射の観測
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）は、ビッグバンから約38万年後に放出された光子が、宇宙の膨張により波長が引き伸ばされたものです。CMBの詳細な観測は、再イオン化に関する重要な情報を提供します。
CMBと再イオン化の関係：
- CMBの温度と偏光のゆらぎが、自由電子による散乱の影響を受ける
- 特にE-modeと呼ばれる偏光パターンが、再イオン化の時期を制約する
- 再イオン化による「光学的厚み」（τ）がCMB観測から測定可能
プランク衛星によるCMB観測からは、再イオン化の光学的厚みが約0.054±0.007と測定されています。この値は、再イオン化が赤方偏移z～7-8の間で起こったことと整合しています。また、CMBデータからは、再イオン化が比較的短期間（Δz～2-3程度）で急速に進行したことも示唆されています。
ライマンアルファ輝線銀河の観測
ライマンアルファ輝線を強く放射する銀河（LAE: Lyman Alpha Emitters）の観測も、再イオン化研究において重要です。ライマンアルファ光子は中性水素に非常に敏感なため、LAEの数や明るさの進化は再イオン化の進行状況を反映します。
LAE観測から得られる再イオン化の証拠：
- 赤方偏移z>6でLAEの数密度が急激に減少
- LAEのライマンアルファ光子のエスケープ確率が赤方偏移とともに変化
- LAEの空間分布が再イオン化の不均一性を反映
最近のすばる望遠鏡やVLTなどによる大規模な遠方LAE探査から、赤方偏移z～7付近でLAEの数密度が急激に減少することが確認されています。これは、この時期にまだ中性水素が宇宙全体の10-50%程度残っていたことを示唆しています。
21cm線観測の可能性
水素原子が放射する21cm線（中性水素のスピン転換に伴う放射）は、再イオン化の直接的な証拠を提供する可能性がある観測方法です。現在、複数の電波望遠鏡アレイがこの観測に挑戦しています。
21cm線観測の特徴：
- 中性水素の空間分布を直接マッピングできる可能性
- 再イオン化の不均一性や進行過程を詳細に調べられる
- 赤方偏移による周波数シフトを利用し、異なる時代の状態を調査可能
LOFAR、MWA、SKAなどの大型電波干渉計プロジェクトは、宇宙の暗黒時代と再イオン化期の21cm線シグナルの検出を目指しています。これまでのところ、決定的な検出には至っていませんが、今後10年間でこの分野に大きな進展が期待されています。
第一世代天体の役割
宇宙の再イオン化を引き起こした主要な光源は、宇宙で最初に形成された天体です。これらの第一世代天体は、宇宙の暗黒時代を終わらせ、現在の宇宙の姿を形作る上で極めて重要な役割を果たしました。
ポピュレーションIII星
ポピュレーションIII星は、宇宙で最初に形成された星々です。これらの星は現在の星とは大きく異なる特徴を持っています。
ポピュレーションIII星の特徴：
- 金属が極めて少ない（ほぼ純粋な水素とヘリウムから成る）
- 非常に大きな質量（典型的には太陽の30-300倍）
- 極めて高温（表面温度が10万K以上）
- 寿命が非常に短い（数百万年程度）
- 強力な紫外線放射を放出
これらの星は、宇宙年齢が約1億年から2億年の間（赤方偏移z～20-30）に形成され始めたと考えられています。ポピュレーションIII星は、その強力な紫外線放射によって周囲の中性水素を効率的に電離することができました。単一のポピュレーションIII星でも、数キロパーセク規模の電離泡を形成することが可能だったと推定されています。
理論モデルによれば、ポピュレーションIII星は爆発的な終末（超新星爆発や対不安定性超新星）を迎え、宇宙空間に最初の金属元素をばらまいたと考えられています。このプロセスは宇宙の化学進化の始まりとなりました。
初期の矮小銀河
初期の矮小銀河も、再イオン化における重要な紫外線源でした。これらの銀河は小規模ながらも活発な星形成活動を持ち、大量の電離光子を生成していました。
初期矮小銀河の特徴と再イオン化への寄与：
- 質量が現在の銀河より桁違いに小さい（暗黒物質ハロー質量で10^6-10^9太陽質量程度）
- 非常に高い星形成効率
- ポピュレーションIII星とポピュレーションII星の混合した星団を含む
- 銀河からのフィードバック（超新星爆発など）による影響が大きい
- 数が非常に多く、集合的な影響が重要
最近のジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）による観測で、予想よりも早い時期に明るい銀河が存在していたことが明らかになりました。これらの初期銀河は、再イオン化の主要なエネルギー源だった可能性があります。
初期の矮小銀河からの紫外線放射の「エスケープ率」（銀河から宇宙空間に逃げ出す紫外線の割合）は、再イオン化のモデル化において重要なパラメータです。理論モデルと最近の観測結果から、この値は約10-20%程度だったと推定されています。
初期のクエーサー
超大質量ブラックホール（SMBH）を中心に持つ初期のクエーサーも、再イオン化に寄与しました。これらのクエーサーは、特に再イオン化の後期段階で重要な役割を果たしたと考えられています。
初期クエーサーの特徴：
- 超大質量ブラックホール（10^6-10^9太陽質量）を中心に持つ
- 非常に強力な紫外線からX線の放射
- 広範囲（数メガパーセク）に影響を及ぼす
- 赤方偏移z～7でも既に発見されている
初期宇宙におけるクエーサーの数密度は比較的低かったため、再イオン化全体に対する寄与は星形成銀河よりも小さかったと考えられています。しかし、個々のクエーサーは非常に強力な電離源であり、特に高密度領域の電離に重要な役割を果たしました。
クエーサーのスペクトルはより高エネルギーの光子を含むため、中性ヘリウム（HeII）のイオン化にも寄与しました。ヘリウムの第二電離は、水素の電離よりも高いエネルギーを必要とするため、主にクエーサーによって引き起こされたと考えられています。
他の可能性のある寄与源
標準的な天体源以外にも、再イオン化に寄与した可能性のある現象があります：
- X線バイナリー：初期の連星系において、中性子星やブラックホールへの質量降着によるX線放射
- 暗黒物質の崩壊や対消滅：特定の暗黒物質モデルでは、粒子の崩壊や対消滅によって高エネルギー光子が放出される可能性
- 宇宙線：超新星残骸などで加速された高エネルギー粒子が、中性水素の電離に寄与
- 原始ブラックホール：ビッグバン直後に形成された小質量ブラックホールからの放射
これらの非標準的な源の寄与は、標準的な天体源（星や銀河）に比べて小さいと考えられていますが、再イオン化の初期段階や特定の環境条件下では重要な役割を果たした可能性があります。特に、標準的な天体源だけでは説明が難しい早期の電離や、高エネルギー放射が必要なヘリウムの電離などに影響を与えた可能性が研究されています。
現代的理解
宇宙の再イオン化についての理解は、理論研究と観測技術の進歩によって急速に深まっています。最新の観測データとシミュレーション結果を組み合わせることで、再イオン化の複雑なプロセスについての現代的な描像が形成されつつあります。
シミュレーションによる再イオン化の研究
コンピュータシミュレーションは、再イオン化研究における重要なツールとなっています。現代のスーパーコンピュータを用いたシミュレーションにより、再イオン化の詳細な過程を再現することが可能になりました。
最新の再イオン化シミュレーションの特徴：
- 大規模なボックスサイズ（100メガパーセク以上）と高い空間分解能の両立
- 流体力学、輻射輸送、化学反応など複数の物理過程の統合
- 銀河形成と再イオン化の同時的な計算
- 観測と直接比較可能な擬似観測データの生成
例えば、「SPHINX」や「Cosmic Dawn」といった最新のシミュレーションプロジェクトでは、初期の星形成から銀河の進化、そして宇宙の再イオン化までを一貫して追跡しています。これらのシミュレーションから、再イオン化は予想以上に不均一なプロセスであり、大規模構造に強く依存していることが示されています。
シミュレーションからわかる重要な点として、電離泡の成長パターンがあります。高密度領域（銀河団の形成場所）では早期に電離が進み、ボイド（空洞）領域では遅れて電離が進むという「インサイドアウト」シナリオが支持されています。また、再イオン化末期には残された中性ガスの「島」が形成され、これらが最後に電離されるというパターンも示されています。
銀河間物質の温度と状態
再イオン化は、銀河間物質（IGM）の温度と物理状態に大きな影響を与えました。現代の観測とモデルから、銀河間物質の進化についての詳細な理解が進んでいます。
再イオン化期のIGMの特徴：
- 電離過程で加熱され、温度が約1万～2万Kまで上昇
- 電離前線の進行とともに温度の不均一性が発生
- 再イオン化後の冷却によって温度が徐々に低下
- 密度と温度の関係（温度-密度関係）が特徴的なパターンを示す
IGMの温度は、ライマンアルファ森林の統計解析から推定できます。最近の研究によれば、赤方偏移z～5-6のIGMの温度は約1万K程度であり、これは再イオン化が比較的最近完了したことを示唆しています。また、温度のゆらぎから、再イオン化の不均一性についての情報も得られます。
再イオン化が完了した後も、IGMは完全に均一な状態ではありませんでした。密度の高い領域（フィラメント）と低い領域（ボイド）の間で物理的性質に違いがあり、これが宇宙の大規模構造の形成に影響を与えています。また、クエーサーの周囲には「近接効果ゾーン」と呼ばれる高度に電離された領域が形成され、特異な物理状態を示しています。
再イオン化と銀河形成の相互作用
再イオン化は銀河形成に影響を与え、逆に銀河形成も再イオン化に影響を与えるという相互作用が存在します。この相互作用は、宇宙の構造形成において重要な役割を果たしました。
再イオン化と銀河形成の相互作用のメカニズム：
- 光蒸発：小質量ハローの冷たいガスが紫外線で加熱され流出する現象
- Jeans質量の増加：IGMの加熱によって重力収縮に必要な最小質量が増加
- 矮小銀河の星形成抑制：電離放射によるフィードバック効果
- 銀河の集団化：特に高密度領域での集団的な電離効果
観測的には、赤方偏移z～6-7の矮小銀河の数が予想より少ないことが知られており、これは再イオン化のフィードバック効果が原因である可能性があります。特に質量が10^9太陽質量以下の小さなハローでは、ガスの捕捉や冷却が困難になり、星形成が抑制されたと考えられています。
一方、大質量銀河（10^10太陽質量以上）は、このフィードバック効果に対して耐性があり、再イオン化期を通じて成長を続けました。この選択的な影響により、銀河の質量関数や空間分布にも特徴的なパターンが生じたと考えられています。
ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡による新たな発見
2021年に打ち上げられたジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）は、再イオン化期の宇宙を観測するための画期的な能力を持っています。JWSTによる初期の観測結果は、再イオン化についての理解を大きく前進させています。
JWSTによる再イオン化研究の進展：
- 赤方偏移z>10の非常に遠方の銀河の発見
- 予想よりも明るい初期銀河の存在確認
- 銀河のスペクトル観測による詳細な物理情報の取得
- 電離泡の直接観測の可能性
JWSTの最も驚くべき発見の一つは、宇宙の非常に初期の段階（赤方偏移z～10-15）で既に明るく進化した銀河が存在していたことです。これらの銀河は従来のモデルの予測よりも早く形成され、予想よりも明るいため、再イオン化の時間的進行についての理解を見直す必要が生じています。
また、JWSTの分光観測により、初期銀河の化学組成や星形成率についての詳細な情報が得られるようになりました。例えば、赤方偏移z～8の銀河でも既に金属が存在することが確認され、ポピュレーションIII星から次世代の星への移行が予想よりも早く進んだことが示唆されています。
21cm宇宙論の展望
21cm線観測は、再イオン化研究における「最後のフロンティア」と考えられています。中性水素の21cm線を観測することで、再イオン化の直接的なマッピングが可能になります。
21cm線観測の今後の展望：
- SKA（Square Kilometre Array）などの次世代電波望遠鏡による高感度観測
- 宇宙の暗黒時代から再イオン化期にかけての連続的な観測
- 3次元トモグラフィーによる再イオン化の詳細なマッピング
- 標準的な宇宙論モデルの検証
現在、LOFAR、MWA、HERAなどの電波干渉計が21cm線シグナルの検出を目指しており、初期の上限値が得られています。これらの上限値は、再イオン化モデルに制約を与え始めていますが、決定的な検出にはまだ至っていません。
SKAが2028年頃から運用を開始すると、21cm線の詳細な観測が可能になると期待されています。これにより、再イオン化の進行過程や空間的分布、さらには暗黒時代の終わりについての直接的な証拠が得られるでしょう。また、21cm線観測は宇宙の初期条件や暗黒物質・暗黒エネルギーの性質についても情報を提供する可能性があります。
再イオン化と宇宙論的パラメータの関係
再イオン化の詳細な理解は、宇宙論的パラメータの精密測定にも寄与します。再イオン化と宇宙論の相互関係は、現代宇宙物理学の重要なテーマの一つです。
再イオン化と宇宙論の関係：
- CMBの偏光パターンを通じた宇宙論パラメータへの制約
- 再イオン化の時期と初期宇宙の密度ゆらぎの関係
- 暗黒物質モデルの検証（例：温かい暗黒物質vs冷たい暗黒物質）
- 宇宙の膨張史と構造形成の関係
再イオン化の光学的厚みは、CMB観測から得られる宇宙論パラメータと強く相関しています。そのため、再イオン化の理解を深めることは、宇宙の基本パラメータ（物質密度、暗黒エネルギー密度など）の精密測定にも貢献します。
また、異なる暗黒物質モデルは異なる構造形成のタイムスケールを予測するため、再イオン化の時期や進行過程は暗黒物質の性質に制約を与えます。例えば、温かい暗黒物質モデルでは小スケールの構造形成が抑制されるため、再イオン化の開始が遅れると予測されています。このような予測と観測の比較は、暗黒物質の性質を理解する上で重要です。
今後の研究課題
再イオン化研究には、まだ多くの未解決問題が残されています。これらの課題に取り組むことで、宇宙の初期状態についての理解がさらに深まるでしょう。
主要な研究課題：
- 宇宙の電離度の空間的・時間的変化の詳細なマッピング
- 再イオン化に寄与した電離光子源の正確な特定と寄与率
- 銀河からの紫外線エスケープ率の物理的理解
- ヘリウム（HeII）の再イオン化過程の解明
- IGMの温度進化と加熱メカニズムの詳細な理解
特に重要なのは、銀河からの紫外線エスケープ率の問題です。観測とモデルによると、再イオン化に必要な電離光子数を説明するためには、初期銀河からのエスケープ率が10%以上必要とされていますが、このような高いエスケープ率を持つ銀河はあまり観測されていません。この「光子不足問題」の解決は、再イオン化の完全な理解のために不可欠です。
また、21cm線観測と高赤方偏移銀河探査の組み合わせにより、電離泡と銀河分布の相関を直接調べることができるようになるでしょう。これにより、どのような銀河が再イオン化に主に寄与したのかを特定できる可能性があります。さらに、IGMの温度マッピングにより、再イオン化の熱履歴とその空間的変動を詳細に調べることが可能になると期待されています。
