ライマンアルファ泡: 最初の銀河のガス状の痕跡

ライマンアルファバブルの紹介

ライマンアルファバブルは、若い宇宙で形成された最初の銀河から放出される強力な紫外線によってイオン化された中性水素ガスの拡張領域です。この現象は、ビッグバン後約 4 億年から 10 億年の間の重要な段階である宇宙再電離の時代に発生し、銀河間ガスが中性状態から電離状態に変化します。これらの泡の観察とモデル化により、最初の光源の性質、原始宇宙の構造、ライマンアルファ線の拡散と吸収に関連する物理的メカニズムを研究することが可能になります。

ライマンアルファ線の物理的性質

ライマンアルファ放射線は、電子が準位 2 から基本準位 1 に落ちるときの水素原子の電子遷移に対応し、真空中での波長は \(\lambda_{Ly\alpha} = 121.567\) nm、つまり近紫外線になります。ライマンアルファ線は非常に共鳴性が高く、放出された光子が周囲の中性水素によって非常に強く散乱されることを意味します。この多重拡散により、スペクトル プロファイルが複雑な形状になり、多くの場合泡の形で観測信号が拡張された空間化が生じます。

ライマンアルファバブルの形成とダイナミクス

ライマン アルファ バブルの形成は、若い大質量星または初期銀河の発生期の超大質量ブラック ホールからの UV 電離光子の放出から始まります。これらの光子は周囲の中性ガスをイオン化し、イオン化水素 (HII) の領域を形成します。この領域での陽子と電子の再結合によりライマン アルファ光子が放出され、その後周囲の宇宙に逃げます。これらの気泡の典型的なサイズは、光源の明るさと媒体の密度に応じて、数百キロパーセクから数メガパーセク程度です。

これらの気泡の時間的および空間的発展は、流体力学および水素化学と組み合わせた放射伝達方程式によって支配されます。数値モデルは特に、ライマン アルファ光子の分布に関するボルツマン方程式を解きます。 \( \frac{1}{c}\frac{\partial I_{\nu}}{\partial t} + \mathbf{n} \cdot \nabla I_{\nu} = -\kappa_{\nu} I_{\nu} + j_{\nu} \)

観測と宇宙論的な意味

ライマンアルファ泡は、近赤外にシフトした波長に敏感な機器を使用して、主に高い赤方偏移 ($z \sim 6-10$) での拡散ライマンアルファ発光によって検出されます。これらの観察により、次の制約が提供されます。

• 最初の銀河の星形成率、
• 銀河間物質の温度と密度、
• 宇宙再電離の年代と形態、
• ガスの運動学的特性 (速度、乱流)。

ライマン アルファ泡は、そのサイズと分布を通じて、構造形成の宇宙論的モデルを検証するための重要なパラメーターである再イオン化のトポロジーを追跡します。

ライマンαの泡: 暗黒時代の終わりからの光る傷跡

ザライマンアルファ泡これらは、最初の発光構造が宇宙を変革した宇宙時代の重要な証人です。 それらは銀河の夜明けの化石の痕跡です。 これらにより、およそ 38 万年後 (ビッグバン後の再結合の終わり) から、ビッグバン後 5 億年から 10 億年後 (最初の星や銀河によって引き起こされる再電離の開始) までの「暗黒時代」の終わりを理解することができます。