初期宇宙の「暗黒時代」は、何が終わらせたのか

01 · 透明になってから、暗くなった

星ができる前に、宇宙は光を通していた

ビッグバンから約38万年後、電子と原子核が中性原子をつくり、現在は宇宙マイクロ波背景放射として見える光が自由に進めるようになりました。

しかし星空が現れたわけではありません。物質の大部分は中性水素とヘリウムで、密度のむらは成長中でしたが、長く輝く光源はまだありません。最後の散乱から宇宙の夜明けまでが「暗黒時代」です。

02 · 宇宙の夜明け

最初の光源は、宇宙全体ではなく局所で点いた

重力がガスを最初の暗黒物質ハローへ集め、星、銀河、物質を取り込むブラックホールが生まれました。その光には、中性水素から電子を外せる高エネルギーの紫外線が含まれます。

一つの光源が変えられるのは周囲だけです。初期宇宙は幕が一斉に上がった舞台ではなく、大きな中性領域の中に明るい島が増える世界でした。

03 · 斑状の遷移

電離の泡は成長し、触れ、重なった

銀河間の中性水素へ届いた電離光子は、原子を陽子と電子へ分けます。一方で再結合は原子を戻します。泡の成長は、光子の生成、ガス密度、塊状性、時間の競争です。

銀河の集団の周囲で電離領域が広がり、別々の泡がつながると、中性ガスは島のように残りました。再電離に期間と地理があり、宇宙共通の一日で終わらないのはこのためです。

最初の星は「光源がない時代」を終わらせました。泡の重なりは「銀河間空間の大部分が中性な時代」を終わらせました。二つは同じ瞬間ではありません。

04 · 光子収支には出口がある

紫外線をつくるだけでは足りない

若い大質量星は多くの電離光子をつくれますが、銀河内部のガスや塵が吸収します。重要なのが、銀河間空間まで出た割合である「脱出率」です。

銀河の数、光子生成効率、脱出率を掛け合わせて寄与が決まります。明るい少数銀河は見つけやすくても、暗い銀河が膨大なら総量で勝てます。

05 · WEBBが変えたところ

暗い銀河は、予想より効率的で重要に見える

Atekらが重力レンズで調べた標本では、暗い銀河の紫外線光度あたりの電離光子生成量は、従来の収支でよく仮定された値の約4倍でした。

研究は重力レンズ銀河団Abell 2744の背後をJWSTで観測し、本来は暗い銀河へ届きました。ただし一つのレンズ視野から宇宙全体へ広げるには、銀河の個数分布、見落とし補正、脱出率が必要です。「矮小銀河が担った」は強い証拠ですが、全光子を直接見たわけではありません。

06 · 一つの時代を見る三つの窓

銀河、クエーサー、背景放射が別々の部分を制約する

JWSTの分光は初期銀河と光子生成効率を調べます。遠いクエーサーの吸収は再電離末期の中性水素をたどり、CMBの偏光は遷移全体で自由電子が散乱した総量を記録します。

Planckの単純化した瞬間的遷移モデルでは、再電離の中間点は約7.7の赤方偏移に相当します。 これはモデル依存の値で、急な遷移を仮定して得た中間点は、再電離が一瞬だった証明ではありません。

07 · まだない立体地図

次の目標は、中性領域と電離領域を三次元で見ること

中性水素の赤方偏移した21センチメートル放射は、銀河が変えていたガスを地図にできるはずです。観測は統計的検出へ近づいていますが、前景の電波放射が大きな難題です。

21cm地図とJWST銀河の位置を重ねれば、泡の大きさ、光源の集まり方、時期を検証できます。問いは「銀河が重要か」から「どの銀河が、どの脱出率で、どの環境を変えたか」へ進んでいます。