[論文レビュー] Identification of High-Redshift Galaxy Overdensities in GOODS-N and GOODS-S

Jakob M. Helton, Fengwu Sun+19 more|arXiv (Cornell University)|Nov 7, 2023

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena被引用数 5

ひとこと要約

本研究では、JWST/NIRCam画像およびスリットレス分光法を用いて、GOODS-NおよびGOODS-S領域における17の高赤方偏移銀河集積を同定し、4.9 < z_spec < 8.9 の775個の銀河を確認した。最も高い赤方偏移を持つプロトクラスタ―は、⟨z_spec⟩ = 7.955 および 8.222 であり、これまでに観測された中で最も遠方のものであり、密な環境における急速な初期銀河進化を示唆しており、z=0では巨大クラスタに発展すると予想される。

ABSTRACT

We conduct a systematic search for high-redshift galaxy overdensities at $4.9 &lt; z_{\,\mathrm{spec}} &lt; 8.9$ in both the GOODS-N and GOODS-S fields using JWST/NIRCam imaging from JADES and JEMS in addition to JWST/NIRCam wide field slitless spectroscopy from FRESCO. High-redshift galaxy candidates are identified using HST+JWST photometry spanning $λ= 0.4-5.0\ μ\mathrm{m}$. We confirmed the redshifts for roughly a third of these galaxies using JWST/FRESCO spectroscopy over $λ= 3.9-5.0\ μ\mathrm{m}$ through identification of either $\mathrm{H} α$ or $\left[\mathrm{OIII} ight]\lambda5008$ around the best-fit photometric redshift. The rest-UV magnitudes and continuum slopes of these galaxies were inferred from the photometry: the brightest and reddest objects appear in more dense environments and thus are surrounded by more galaxy neighbors than their fainter and bluer counterparts, suggesting accelerated galaxy evolution within overdense environments. We find $17$ significant ($δ_{\mathrm{gal}} \geq 3.04$, $N_{\mathrm{galaxies}} \geq 4$) galaxy overdensities across both fields ($7$ in GOODS-N and $10$ in GOODS-S), including the two highest redshift spectroscopically confirmed galaxy overdensities to date at $\left&lt; z_{\mathrm{\,spec}} ight&gt; = 7.954$ and $\left&lt; z_{\mathrm{\,spec}} ight&gt; = 8.222$ (representing densities around $\sim 6$ and $\sim 12$ times that of a random volume). We estimate the total halo mass of these large-scale structures to be $11.5 \leq \mathrm{log}_{10}\left(M_{\mathrm{halo}}/M_{\odot} ight) \leq 13.4$ using an empirical stellar mass to halo mass relation, which are likely underestimates as a result of incompleteness. These protocluster candidates are expected to evolve into massive galaxy clusters with $\mathrm{log}_{10}\left(M_{\mathrm{halo}}/M_{\odot} ight) \gtrsim 14$ by $z = 0$.

研究の動機と目的

• 深さのある多波長データを用いて、初期宇宙における高赤方偏移銀河集積を同定・特徴づけること。
• 光度測定および分光法を用いて、高赤方偏移銀河の物理的性質および赤方偏移を特定すること。
• プロトクラスタ候補の大規模構造およびハロー質量を評価し、巨大銀河クラスタ形成の過程を追跡すること。
• 4.9 以上の赤方偏移において、集積環境が銀河進化をどのように加速させるかを評価すること。
• 観測された集積と宇宙論的シミュレーションの光錐（lightcones）を比較し、ハロー質量推定値および構造的一致性を検証すること。

提案手法

• 0.4–5.0 μm の範囲で HST+JWST の光度測定を用いて、高赤方偏移銀河候補を同定した。
• JWST/FRESCO スリットレス分光法（3.9–5.0 μm）を用い、Hα もしくは [OIII]λ5008 の発光ラインを用いて赤方偏移を確認した。
• 多バンド光度測定から、赤方偏移推定および準拠紫外領域の明るさ・連続スペクトル勾配を推定した。
• 銀河集積を定義するにあたり、有意水準の閾値（δ_gal ≥ 3.04）および最小銀河数（N_galaxies ≥ 4）を用いた。
• 宇宙マシン（UniverseMachine）の光錐シミュレーションから導出された実験的星形成物質対ハロー質量関係を用いて、ハロー質量を推定した。
• Behrooziら（2019）の光錐シミュレーションと観測された集積特性を比較することで、結果の妥当性を検証した。

Figure 1: Histograms showing the distribution of spectroscopic redshifts for the final spectroscopic sample described in Section 3.2 . The pink shaded regions represent the galaxies from GOODS-N while the blue shaded regions represent the galaxies from GOODS-S. This sample includes objects across th

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 GOODS-NおよびGOODS-S領域における高赤方偏移銀河集積の分布および物理的構造はどのように分布しているか？
• RQ2 密な環境における高赤方偏移銀河の赤方偏移および物理的性質は、孤立領域と比べてどのように異なるか？
• RQ3 最も極端なプロトクラスタ候補の推定ダークマター・ハロー質量は何か？ そして、z=0に至るまでの進化はどのようになるか？
• RQ4 観測された集積は、宇宙論的シミュレーションの予測とどのように一致するか？
• RQ5 どの程度の範囲で、集積環境が z > 4.9 の段階で銀河進化を加速させるか？

主な発見

• 17の有意な銀河集積が同定され、GOODS-Nに7つ、GOODS-Sに10つが含まれており、それぞれ少なくとも4つの銀河を有し、δ_gal ≥ 3.04 を満たしている。
• 最も高い赤方偏移で分光的に確認された2つの集積は、平均赤方偏移が ⟨z_spec⟩ = 7.955 および ⟨z_spec⟩ = 8.222 であり、これまでに知られている中で最も遠方のプロトクラスタ―である。
• これらの集積は、ランダムな体積と比較して表面密度が約6倍および約12倍高いことから、星形成銀河の極めて高い過集中状態を示している。
• これらの構造の総ハロー質量は 11.5 ≤ log₁₀(M_halo/M☉) ≤ 13.4 と推定されており、観測の不完全性のため、おそらく低めに推定されている可能性がある。
• 宇宙マシン・モデルからのシミュレーテッド光錐は、観測された集積統計（1フィールドあたり約 8.2 ± 3.4 個）を再現しており、ハロー質量推定値の信頼性を裏付けている。
• これらのプロトクラスタは、z = 0 に至って巨大銀河クラスタに発展すると予想され、log₁₀(M_halo/M☉) ≳ 14 の質量に達すると考えられ、階層的構造形成と整合的である。

Figure 2: Photometric redshifts versus spectroscopic redshifts for the final spectroscopic sample described in Section 3.2 . The upper (lower) panel adopts the EAZY “ $z_{\mathrm{a}}$ ” (“ $z_{\mathrm{peak}}$ ”) values as the photometric redshifts, which are described in Section 3.1 . The pink (blue