JWST と原始銀河: 最初の宇宙構造に迫る

宇宙論的文脈

の外観を理解するには、原始銀河、私たちは宇宙の非常に古い歴史の中に自分自身を置く必要があります。その直後、ビッグバン、約138億年前、物質は熱く、密度が高く、均一に分布していました。膨張するにつれて宇宙は冷え、最初の水素とヘリウムの原子が姿を現しました。

密度のわずかな変化は、今日でも見られます。宇宙マイクロ波の背景、重力の種として機能しました。これらのわずかに密度の高い領域は、自重によって周囲のガスをゆっくりと引き寄せ、暗黒物質が中心的な役割を果たすハローを形成しました。ガスが崩壊し始めて最初の星が誕生したのは、これらの重力井戸の中でした。

宇宙望遠鏡ジェームス・ウェッブ「」とも呼ばれるこの重要な時期に戻ることができます。宇宙の夜明け」。赤外線感度のおかげで、ビッグバンから 4 億年以内に出現した銀河の光を捉えることができます。天文学者は、その大きさ、明るさ、組成を研究することで、物質がどのようにして組織化されてより大きな構造になり、今日私たちが観測している銀河に至るのかを説明するモデルをテストすることができます。

識別方法

空のぼやけた点が本当にあるかどうかを確認するには原始銀河、天文学者はいくつかの技術を組み合わせます。望遠鏡ジェームス・ウェッブ(JWST) は、赤外線機器を使用して、宇宙の膨張によって非常に「赤くなった」最初の星から発せられる光を識別します。これを分析すると赤方偏移、彼らはこのオブジェクトがいつ存在したかを推定することができます。

この観測は、スポット内の星の明るさと分布を測定することで完了します。この構造に大量のガスが含まれているが、すでに形成されている星がほとんどない場合、それは最初の恒星集団が形成される過程にある原始銀河である可能性があります。研究者はこのデータを次のものと比較します。銀河形成モデル物の性質を確認するため。

最後に、JWST の観測結果は、次のような他の望遠鏡の観測結果と交差します。エドウィン・ハッブル(1889-1953) は、拡張の距離と速度を関連付けることでこれを予測していました。この相乗効果により、ガス雲が時間の経過とともにどのようにして最初の大きな宇宙構造になったのかという、より完全なストーリーを追跡できるようになります。

原始銀河の診断と世界的状況

原始銀河が検出されると、天文学者はその物理的特性、つまり、そこに含まれる星がいくつあるか、それらがどのくらい早く形成されるか、ガスと塵の含有量はどれくらいかを理解しようとします。これを行うために、彼らはさまざまな色で受け取った光を測定します。これは、と呼ばれる方法です。SED(スペクトルエネルギー分布)。それぞれの色、つまり波長は、星の温度と質量についての手がかりを与えます。

観測された光を銀河形成のモデルと比較することで、次のことが推定できます。

星の質量 \(M_\star\)、つまり星に変化した物質の総量、
毎年何個の星が形成されるかを示す星形成率 (SFR: Star Formation Rate)、
光を吸収して再放射する可能性のある塵やガスの量、
金属度 \(Z\)、つまりヘリウムより重い元素で構成される物質の割合。

これらの測定により、原始銀河の全体像を描くことが可能になります。たとえば、非常に明るいが質量が小さい原始銀河は最初の星を急速に形成しつつある一方、より質量は大きいが光が弱い別の銀河はすでに安定化し始めている可能性があります。これらの診断のおかげで、科学者は最初の銀河がどのように進化し、銀河に貢献したかをより深く理解できるようになりました。宇宙の再電離。

注： :
ビッグバンの後、宇宙は中性ガス（主に水素）で満たされました。最初の星や銀河が形成されたとき、これらの水素原子から電子を剥ぎ取るのに十分なエネルギーの紫外線を放出しました。このプロセスは、再イオン化、中性ガスをイオン化ガスに変え、宇宙を光に対して透明にしました。

スペクトルの特徴と再イオン化

原始銀河は光を発し、その光は宇宙の膨張によって非常に「赤く」なって今日私たちに届きます。この光を分光器で分析することにより、天文学者はスペクトル線と呼ばれる特定の特徴的な波長を検出できます。たとえば、1640 Å の He II 線や 5007 Å の [O III] 線は、星の温度やガスの化学組成に関する情報を提供します。

これらの信号により、光子の量を評価することもできます。再イオン化する宇宙。ビッグバンの直後、宇宙は中性ガスで満たされました。最初の星は、このガスをイオン化するのに十分なエネルギーの光を生成し、宇宙を光に対して透明にしました。 JWST は、これらの線の強度と存在を研究することにより、天文学者がどの銀河がこのプロセスに最も寄与しているかを判断するのに役立ちます。

したがって、スペクトルの特徴は星の活動と再電離の「追跡者」として機能します。これらにより、最初の星の出現を宇宙進化の主要な段階と結びつけることが可能になり、宇宙の最初の構造の形成について直接的な洞察が得られます。

最初の構造に対する天体物理学者の驚き

の到着以来、ジェームス・ウェッブ、天文学者たちは、最初に検出された銀河のいくつかの側面に驚きました。一部の天体は、ビッグバンから 4 億年も経たないうちにすでに巨大で発光しているように見えますが、これは銀河が小さな物質の塊から徐々に集合するという階層形成の古典的なモデルと矛盾しているようです。

さらに、観察された多様性は驚くべきものです。原始銀河の中にはコンパクトなものもあれば、すでに広がっているものもあります。激しい星形成を示すものもあれば、より穏やかなものもあります。これらの急速で顕著な違いは、ガス降着、ハロー合体、または大質量星からの放射線の影響などの物理的プロセスが、予想よりも非常に早く、より効率的に作用する可能性があることを示しています。

得られたスペクトルからは、すでに重元素が豊富に含まれている化学組成が明らかになることもあり、標準モデルの予想よりも早く星の元素合成が起こったことを示しています。これらの観測は、天体物理学者に宇宙の夜明けのタイミングと複雑さについて考えさせるものであり、銀河形成シミュレーションにおける重要な調整につながる可能性があります。

要約すると、「宇宙の夜明け」は、これまで想像されていたよりも豊かで、より多様で、より速いものであるようであり、科学界は初期宇宙についての私たちの理解の特定の基礎を見直すよう促されています。

原始銀河の比較表

JWSTが発見した原銀河候補
ソース	赤方偏移 \(z\)	星の質量 (M⊙)	SFR (M⊙/年)	コメント
GN-z11	11.1	1×10⁹	25	高い赤方偏移で検出された最初の銀河の 1 つであり、分光法によって確認されました。宇宙の膨張による非常に赤い光。
CEERS-93316	16名（候補者）	3×10⁸	5	非常に若い発生源で、赤外線測光法で検出されました。スター形成は始まったばかりです。
グラス-z12	12.4	5×10⁸	15	GLASS プログラムの一環として観測され、持続的な恒星の活動が示されています。再電離を研究するための興味深い候補。
JADES-GS-z13-0	13.2	4×10⁸	20	JADES プログラムによって発見され、激しい星形成と強く赤方偏移したスペクトルが見られます。
CEERS-1749	14.1	2x10⁸	8	非常に小さな候補銀河で、赤外線測光によってのみ検出されます。トレーニングの初期段階を表す可能性があります。
NGDEEP-z15	15.3	3×10⁸	12	NGDEEPプログラム候補者。質量は控えめだが星形成は活発で、原始銀河の多様性を研究するのに役立つ。