[論文レビュー] Candidate z~8-9 Galaxies from WFC3 Imaging

Silvio Lorenzoni, Andrew J. Bunker+4 more|arXiv (Cornell University)|Jun 17, 2010

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena参考文献 8被引用数 47

ひとこと要約

本研究では、ハッブル宇宙望遠鏡/WFC3の近赤外画像を用い、Lyman-break法を適用して赤方偏移z≈8–9の24個の候補銀河を同定した。この手法により、Lyman-αフォレスト吸収に起因するYバンドとJバンドの色差（Y–J）が大きいYドロップを検出している。調査は複数の深宇宙フィールドをカバーし、合計で約50平方弧分の領域をカバーしており、前回のHUDFに限定された研究に比べ、信頼性の高いYドロップ候補の数を3倍に増やした。また、z≈8–9におけるUV等級関数を統計的に有意なサンプルで制約する初の試みであり、高赤方偏移におけるM*の顕著な進化が明らかになった。特に、明るい銀河の数が高赤方偏移で減少していることが示された。

ABSTRACT

We present a search for galaxies at 7.6

研究の動機と目的

• ハッブル宇宙望遠鏡/WFC3の近赤外画像とLyman-break法を用いて、z≈8–9の高赤方偏移銀河を探索すること。
• Lyman-αフォレスト吸収に起因するYドロップ候補（Lyman-αフォレスト吸収による大きな(Y–J)色差と、低赤方偏移の汚染物質と一致しない(J–H)色差を示す銀河）を同定すること。
• ハッブル・スーパー・ディープ・フィールド（HUDF）に限定された研究を超えて、z≈8–9の銀河候補の数を増やし、UV等級関数に対する統計的制約を強化すること。
• フェア・エンドの傾きと初期質量関数（IMF）の仮定を変えて、これらの銀河が宇宙再イオン化に寄与する割合を評価し、イオン化光子の予算を評価すること。
• z≈8–9の星形成銀河が、特に検出限界以下の明るさの領域まで統合した場合に、宇宙を再イオン化するのに十分なイオン化光子を供給できるかどうかを検証すること。

提案手法

• WFC3の近赤外データ（Y、J、Hバンド）を用い、z≈8–9におけるLyman-αフォレスト吸収を示す大きな(Y–J)色差によりYドロップ候補を同定した。
• 低赤方偏移の汚染物質（ほこりを含む、または進化した銀河など）を除外するために、(J–H)色を用いた色-色選別を実施した。
• ハッブル・スーパー・ディープ・フィールド（HUDF）に加え、2つの追加の深宇宙フィールドのデータを統合し、調査領域を約50平方弧分に拡大した。
• 光度赤方偏移推定と源検出を実施し、最も深いフィールド（HUDF）ではJ_AB ≈ 28.5まで、広域のERSデータではJ_AB ≈ 27.2まで検出限界を達成した。
• サンプルにUV Schechter等級関数をフィットし、z≈8–9におけるφ*とM*を、十分な統計的根拠をもって初めて推定した。
• Salpeter IMFとα = -1.7の仮定の下で、M_UV = -8まで統合してイオン化光子の予算を評価し、フェア・エンドの傾きや初期質量関数（IMF）の変化がもたらす影響を検討した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 WFC3のYドロップ選別法を用いて、HUDFをはるかに超える広い領域で、信頼性の高いz≈8–9銀河候補はいくつ同定できるか？
• RQ2 z≈6–7からz≈8–9にかけて、UV等級関数（特にM*とφ*）はどのように進化するか？
• RQ3 検出されたz≈8–9銀河は、より明るい等級まで統合した場合に、宇宙再イオン化に十分なイオン化光子を供給できるか？特に、より暗い等級まで統合した場合にどうなるか？
• RQ4 フェア・エンドの傾き（α）や初期質量関数（IMF）の仮定が、z≈8–9における総イオン化光子予算にどのように影響を与えるか？
• RQ5 z≈6–9の高赤方偏移銀河で観測される青いUVスペクトル傾き（β < -2）は、低金属量の集団やトップヘビーIMFによって説明可能か？また、それらの仮定が再イオン化に与える影響は何か？

主な発見

• 調査領域は約50平方弧分にわたり、z≈8–9の銀河候補を合計24個同定した。そのうち15個は信頼性が高く、残りの9個は高赤方偏移と整合的だがやや弱い。
• 信頼性の高いYドロップ候補の数は、前回のHUDFに限定された調査に比べ3倍に増加した。また、より明るい候補（J_AB ≈ 27.0）が同定されたのに対し、HUDFではJ_AB > 28.0であったため、将来の分光観測の可能性が高まった。
• z≈8–9におけるUV Schechter等級関数は、z≈6–7から顕著な進化を示しており、M*が明るさを失い、φ*は比較的一定のままである。これは、進化が主にM*に起因していることを示唆している。
• 検出された銀河だけでは、宇宙を再イオン化するに十分なイオン化放射度を供給できない。f_esc < 0.5の仮定のもとでは、M_UV = -8まで統合しても、イオン化光子の予算は不足している。
• フェア・エンドの傾きが急（α < -1.7）であるか、低金属量の集団（またはトップヘビーIMF）が存在すれば、イオン化光子の不足を埋められる可能性があるが、その確認には、おそらくジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）によるより深いデータが必要である。
• z≈6–9の銀河で観測された青いUVスペクトル傾き（β < -2）は、低金属量またはトップヘビーIMFの可能性を示唆しており、これは単位UV等級あたりのイオン化出力が増加する可能性を示している。