銀河間物質のソースを表示

'''銀河間物質''' (ぎんがかんぶっしつ、{{lang-en-short|intergalactic medium, IGM}}) とは、[[銀河]]外の空間に分布する物質のことである<ref>{{天文学辞典 |urlname=intergalactic-medium}}</ref>{{Sfn|Mo|van den Bosch|White|2010|p=34}}。宇宙に存在する[[バリオン]]の50%以上は銀河間物質という形で存在すると考えられている{{Sfn|Mo|van den Bosch|White|2010|p=689}}。

== 形態 ==
銀河間物質の元素組成は[[ビッグバン元素合成]]から予測される質量比 (水素75%、ヘリウム25%) に近いものの、分光観測によって高赤方偏移でも一定の[[金属量]]を持つことが示唆されている{{Sfn|Mo|van den Bosch|White|2010|p=719}}。これは[[恒星内元素合成]]によって生成された元素が IGM へ還元されたものであるが、この metal enrichment 過程は[[銀河風]]などによって駆動されたものと考えられるが、その詳細は2006年現在未解明な点が多い{{Sfn|Meiksin|2009|p=1456}}。

[[宇宙の晴れ上がり]] ([[赤方偏移]] <math>z \sim 1000</math>) 以降、銀河間物質は中性原子という形で存在していたものの、[[銀河]]形成後に[[星形成銀河]]からのフィードバックにより再び電離状態に移行した{{Sfn|Mo|van den Bosch|White|2010|p=86}}。この[[宇宙の再電離]]の時期はおおよそ <math>z \sim 7</math> から <math>z \sim 9</math> であると見積もられている{{Sfn|宇宙論II|2019|p=179}}。より低赤方偏移の宇宙では IGM は完全電離している。また再電離と同時に IGM は <math>\sim 10^4\,\mathrm{K}</math> まで加熱される{{Sfn|McQuinn|2016|p=316}}。

さらに低赤方偏移 (<math>z \lesssim 2</math>) では[[宇宙の大規模構造]]の形成に伴い IGM のおよそ半分は <math>10^5 - 10^7\,\mathrm{K}</math> まで[[衝撃波]]によって加熱され、IGM は [[:en:Warm–hot intergalactic medium|Warm–hot intergalactic medium]] (WHIM) と呼ばれる状態にある<ref name="CenOstriker1999">{{cite journal |last1=Cen|first1=Renyue|last2=Ostriker|first2=Jeremiah P. |title=Where Are the Baryons? |journal=The Astrophysical Journal |volume=514|issue=1|year=1999|pages=1–6 |issn=0004-637X|doi=10.1086/306949}}</ref>{{Sfn|McQuinn|2016|pp=316-317}}{{Sfn|Mo|van den Bosch|White|2010|pp=703-704}}。その密度は 10<sup>-27</sup> kg/m<sup>3</sup> より小さく、これは1立方メートルあたり原子ひとつ程度に相当する<ref>{{Cite web |url=https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/I/Intergalactic+Medium |title=Intergalactic Medium | COSMOS |accessdate=2021-05-27}}</ref>。

== 観測 ==
=== 銀河間吸収 ===
中性水素の1s状態と2p状態の遷移に対応する輝線・吸収線は[[ライマンα線]]と呼ばれる<ref>{{天文学辞典 |urlname=lyman-series |title=ライマン系列}}</ref>{{Sfn|Weinberg|2008|pp=12-13}}。これは (赤方偏移を受けなければ) 波長
{{Indent|<math>\lambda_\mathrm{Ly\alpha} = 1216\,\AA</math>}}
の紫外線である{{Sfn|Weinberg|2008|pp=12-13}}。遠方の天体 ([[クエーサー]]など) と地球を結ぶ視線上の銀河間空間に中性水素の雲を通過すると、この雲の位置でクエーサーの光のうちライマンα線が吸収を受ける ([[銀河間吸収]]<ref>{{天文学辞典 |urlname=intergalactic-absorption |title=銀河間吸収}}</ref>){{Sfn|Weinberg|2008|p=78}}{{Sfn|Mo|van den Bosch|White|2010|p=86}}。この吸収線の位置は雲の赤方偏移によって異なるため、天体のスペクトルにはライマンα線より長波長側に多数の吸収線が乱立して存在する。このようなスペクトルは[[ライマンαの森]]と呼ばれる{{Sfn|Weinberg|2008|p=78}}{{Sfn|Mo|van den Bosch|White|2010|p=86}}。

高赤方偏移 <math>z \gtrsim 6</math> では IGM の多くが中性原子という形で存在するため{{Refnest|group="注釈"|宇宙の再電離は主として <math>z \sim 7</math> 以上のより高赤方偏移の宇宙で起こったと考えられているものの、ライマンα線の吸収断面積が大きいため、ガン-ピーターソン効果は IGM が完全電離状態となる <math>z \sim 6</math> まで継続する{{Sfn|Mo|van den Bosch|White|2010|p=86}}。}}。クエーサーのスペクトルはライマンα線から長波長側の一定の範囲の波長の光が連続的に吸収を受け、[[:en:Gunn–Peterson trough|Gunn–Peterson trough]] として知られるスペクトルを形作る ([[ガン-ピーターソン検定]]){{Sfn|Weinberg|2008|pp=77-78}}{{Sfn|Keel|2007|p=139}}{{Sfn|Mo|van den Bosch|White|2010|pp=85-86}}。このスペクトルは2001年に[[スローン・デジタル・スカイサーベイ]]プロジェクトによって <math>z = 6.28</math> のクエーサーに初めて検出された<ref name="BeckerFan2001"/>{{Sfn|Weinberg|2008|p=78}}。

=== 宇宙マイクロ波背景輻射 ===
宇宙マイクロ波背景輻射 (CMB) と IGM は[[制動放射]]および[[コンプトン散乱]]により相互作用し、CMB に観測可能な効果を及ぼす{{Sfn|Mo|van den Bosch|White|2010|p=314}}。CMB が高温 IGM と逆コンプトン散乱する場合、この効果は CMB の y 型のスペクトル歪みという形で現れる<ref>{{Cite book |和書 |author=小松英一郎 |authorlink=小松英一郎 |title=宇宙マイクロ波背景放射 (新天文学ライブラリー6巻) |publisher=東京大学出版会 |date=2019-09-11 |isbn=978-4535607453 |pages=354-357}}</ref>{{Sfn|Mo|van den Bosch|White|2010|pp=314-315}}。これは[[プランク分布]]の[[レイリー・ジーンズの法則]]側の温度を実効的に
{{Indent|<math>T ( y ) = T ( 0 ) e^{- 2 y}</math>}}
へと変更するもので、その大きさ <math>y</math> は、IGM が赤方偏移 <math>z_1</math> に加熱されそれ以降断熱的に振る舞うという仮定のものでは、IGM の現在の温度 <math>T_0</math> に
{{Indent|<math>y = 1.2 \times 10^{-3} \left( \frac{ T_0 }{ 10^8\,\mathrm{K}} \right) \mathrm{\Omega}_\mathrm{IGM} h \int_0^{z_1} \frac{ ( 1 + z )^4 }{ \sqrt{ \mathrm{\Omega}_{\Lambda, 0} + \mathrm{\Omega}_{m, 0} ( 1 + z)^3 + \mathrm{\Omega}_{r, 0} ( 1 + z )^4 } } dx</math>}}
という形で依存する{{Sfn|Mo|van den Bosch|White|2010|pp=314-315}}。y パラメータの制限は[[COBE]]による
{{Indent|<math>y \lesssim 1.5 \times 10^{-5}</math>}}
がある<ref name="FixsenCheng1996">{{cite journal |last1=Fixsen|first1=D. J.|last2=Cheng|first2=E. S.|last3=Gales|first3=J. M.|last4=Mather|first4=J. C.|last5=Shafer|first5=R. A.|last6=Wright|first6=E. L. |title=The Cosmic Microwave Background Spectrum from the FullCOBEFIRAS Data Set |journal=The Astrophysical Journal |volume=473|issue=2|year=1996|
pages=576–587|issn=0004-637X |doi=10.1086/178173 |bibcode=1996ApJ...473..576F}}</ref>{{Sfn|Mo|van den Bosch|White|2010|p=315}}。

=== 21cm線 ===
[[宇宙の年表#暗黒時代|暗黒時代]]の IGM は検出可能な強度の[[21cm線]]を放射すると考えられており{{Sfn|Weltman et al.|2020|p=3}}、[[LOFAR]]、[[:en:Murchison Widefield Array|Murchison Widefield Array]] (MWA) といった電波天文台によってこの時期の21cm線の検出が試みられているものの、2020年現在では IGM 由来の21cm線は未だ直接検出されていない{{Sfn|Weltman et al.|2020|p=2-3}}。2020年代にはより高感度の[[スクエア・キロメートル・アレイ]] (SKA) による観測が計画されている{{Sfn|Weltman et al.|2020}}。

== 歴史 ==
銀河間物質を検出する最初の試みは1959年の[[ジョージ・B・フィールド]]によるもので、[[電波銀河]]である{{仮リンク|はくちょう座A|en|Cygnus A}}を観測し中性水素の[[21cm線]]に対応する吸収線を探索するものだった<ref name="Field1959">{{Cite journal |last1=Field |first1=George B. |title=An Attempt to Observe Neutral Hydrogen Between the Galaxies |journal=The Astrophysical Journal |volume=129 |year=1959 |pages=525 |issn=0004-637X |doi=10.1086/146652 |bibcode=1959ApJ...129..525F}}</ref>{{Sfn|Weinberg|2008|p=77}}{{Sfn|Meiksin|2009|p=1406}}。しかしフィールドは IGM の有意な痕跡を発見することはできなかった{{Sfn|Meiksin|2009|p=1406}}。その後[[クエーサー]]が発見されると、1965年に[[ジェームズ・エドワード・ガン]]とブルース・ピーターソンは銀河間物質として中性水素が存在するならばクエーサーのスペクトルには[[ライマンα線]]に対応する吸収線が生じると指摘した<ref name="GunnPeterson1965">{{cite journal |last1=Gunn |first1=James E. |last2=Peterson |first2=Bruce A. |title=On the Density of Neutral Hydrogen in Intergalactic Space |journal=The Astrophysical Journal |volume=142 |year=1965 |pages=1633 |issn=0004-637X |doi=10.1086/148444 |bibcode=1965ApJ...142.1633G }}</ref>{{Sfn|Meiksin|2009|p=1406}}。

IGM 観測は複数回に渡る技術革新の度に飛躍的に進展してきた{{Sfn|Meiksin|2009|p=1408}}。1970年代半ばのX線天文衛星[[ウフル]]の打ち上げ、1990年代の[[ハッブル宇宙望遠鏡]]の打ち上げおよび[[新技術望遠鏡]] (NTT) での EMMI の導入と[[W・M・ケック天文台|ケック天文台]]でのHIRES分光器の導入、2000年頃の[[超大型望遠鏡VLT|VLT]]におけるUVESの稼働、[[FUSE (人工衛星)|FUSE]]の打ち上げ、そして[[スローン・デジタル・スカイサーベイ]]の開始などである{{Sfn|Meiksin|2009|p=1408}}。

== 脚注 ==
=== 注釈 ===
{{Reflist |group="注釈"}}
=== 出典 ===
{{Reflist |2 |refs=
<ref name="BeckerFan2001">{{cite journal |last1=Becker |first1=Robert H. |last2=Fan|first2=Xiaohui|last3=White|first3=Richard L. |last4=Strauss|first4=Michael A. |last5=Narayanan|first5=Vijay K. |last6=Lupton|first6=Robert H.|last7=Gunn|first7=James E. |last8=Annis|first8=James |last9=Bahcall|first9=Neta A.|last10=Brinkmann|first10=J. |last11=Connolly|first11=A. J. |last12=Csabai|first12=István |last13=Czarapata|first13=Paul C.|last14=Doi|first14=Mamoru|last15=Heckman|first15=Timothy M.|last16=Hennessy|first16=G. S. |last17=Ivezić|first17=Željko|last18=Knapp|first18=G. R. |last19=Lamb|first19=Don Q. |last20=McKay|first20=Timothy A.|last21=Munn|first21=Jeffrey A.|last22=Nash|first22=Thomas |last23=Nichol|first23=Robert |last24=Pier|first24=Jeffrey R. |last25=Richards|first25=Gordon T. |last26=Schneider|first26=Donald P. |last27=Stoughton|first27=Chris |last28=Szalay|first28=Alexander S.|last29=Thakar|first29=Aniruddha R.|last30=York|first30=D. G. |title=Evidence for Reionization at z~6: Detection of a Gunn-Peterson Trough in a z=6.28 Quasar |journal=The Astronomical Journal |volume=122 |issue=6 |year=2001 |pages=2850–2857 |issn=00046256|doi=10.1086/324231 |arxiv=astro-ph/0108097 |bibcode=2001AJ....122.2850B }}</ref>
}}

== 参考文献 ==
* {{Cite book |和書 |editor=二間瀬敏史, 池内了, 千葉柾司 |title=シリーズ現代の天文学3 宇宙論II 宇宙の進化 |edition=第2版 |publisher=日本評論社 |date=2019 |isbn=9784535607538 |ref={{SfnRef|宇宙論II|2019}} }}
* {{Cite book |last1=Mo |first1=Houjun |last2=van den Bosch |first2=Frank |last3=White |first3=Simon |title=Galaxy Formation and Evolution |year=2010 |publisher=Cambridge University Press |isbn=978-0-521-85793-2 |ref=harv}}
* {{Cite book |last=Weinberg |first=Steven |authorlink=スティーヴン・ワインバーグ |title=Cosmology |publisher=Oxford University Press |date=2008 |isbn=978-0198526827 |ref=harv}}
* {{Cite book |last=Keel |first=William C. |title=The Road to Galaxy Formation |publisher=Springer |doi=10.1007/978-3-540-72535-0 |date=2007 |edition=Second |isbn=978-3-540-72534-3 |ref=harv}}
* {{Cite journal |last1=Meiksin |first1=Avery A. |title=The physics of the intergalactic medium |journal=Reviews of Modern Physics |volume=81 |issue=4 |year=2009 |pages=1405–1469 |issn=0034-6861 |doi=10.1103/RevModPhys.81.1405 |arxiv=0711.3358 |bibcode=2009RvMP...81.1405M |ref=harv}}
* {{Cite journal |last1=McQuinn |first1=Matthew |title=The Evolution of the Intergalactic Medium| journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics |volume=54 |issue=1 |year=2016 |pages=313–362 |issn=0066-4146 |doi=10.1146/annurev-astro-082214-122355 |arxiv=1512.00086 |bibcode=2016ARA&A..54..313M |ref=harv}}
* {{cite journal|last1=Weltman|first1=A.|last2=Bull|first2=P.|last3=Camera|first3=S.|last4=Kelley|first4=K.|last5=Padmanabhan|first5=H.|last6=Pritchard|first6=J.|last7=Raccanelli|first7=A.|last8=Riemer-Sørensen|first8=S.|last9=Shao|first9=L.|last10=Andrianomena|first10=S.|last11=Athanassoula|first11=E.|last12=Bacon|first12=D.|last13=Barkana|first13=R.|last14=Bertone|first14=G.|last15=Bœhm|first15=C.|last16=Bonvin|first16=C.|last17=Bosma|first17=A.|last18=Brüggen|first18=M.|last19=Burigana|first19=C.|last20=Calore|first20=F.|last21=Cembranos|first21=J. A. R.|last22=Clarkson|first22=C.|last23=Connors|first23=R. M. T.|last24=Cruz-Dombriz|first24=Á. de la|last25=Dunsby|first25=P. K. S.|last26=Fonseca|first26=J.|last27=Fornengo|first27=N.|last28=Gaggero|first28=D.|last29=Harrison|first29=I.|last30=Larena|first30=J.|last31=Ma|first31=Y.-Z.|last32=Maartens|first32=R.|last33=Méndez-Isla|first33=M.|last34=Mohanty|first34=S. D.|last35=Murray|first35=S.|last36=Parkinson|first36=D.|last37=Pourtsidou|first37=A.|last38=Quinn|first38=P. J.|last39=Regis|first39=M.|last40=Saha|first40=P.|last41=Sahlén|first41=M.|last42=Sakellariadou|first42=M.|last43=Silk|first43=J.|last44=Trombetti|first44=T.|last45=Vazza|first45=F.|last46=Venumadhav|first46=T.|last47=Vidotto|first47=F.|last48=Villaescusa-Navarro|first48=F.|last49=Wang|first49=Y.|last50=Weniger|first50=C.|last51=Wolz|first51=L.|last52=Zhang|first52=F.|last53=Gaensler|first53=B. M. |title=Fundamental physics with the Square Kilometre Array |journal=Publications of the Astronomical Society of Australia |volume=37 |page=E002 |year=2020|issn=1323-3580 |doi=10.1017/pasa.2019.42 |ref={{SfnRef|Weltman et al.|2020}} }}

== 関連項目 ==
* [[:en:Missing baryon problem|Missing baryon problem]]
* [[宇宙の再電離]]
* [[星間物質]]
* [[銀河団ガス]]
* [[ライマンαの森]]

{{DEFAULTSORT:きんかかんふつしつ}}
[[Category:天文学]]
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[[Category:宇宙論]]
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