[論文レビュー] JWST Measurements of Neutral Hydrogen Fractions and Ionized Bubble Sizes at $z=7-12$ Obtained with Ly$α$ Damping Wing Absorptions in 27 Bright Continuum Galaxies

Hiroya Umeda, Masami Ouchi+6 more|arXiv (Cornell University)|Jun 1, 2023

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena被引用数 18

ひとこと要約

この論文は、JWST/NIRSpecスペクトルの26個の明るい連続体銀河のLyα減衰翼吸収を用いて、 z ≈ 7–12 における体積平均中性氷素分率 x_HI と泡の半径 R_b を求め、遅い再電離と一致する赤shift依存性を明らかにし、シミュレーションと比較した泡サイズの見積もりを提供する。

ABSTRACT

We present volume-averaged neutral hydrogen fractions $x_{ m \HI}$ and ionized bubble radii $R_{ m b}$ measured with Ly$α$ damping wing absorption of galaxies at the epoch of reionization. We combine JWST/NIRSpec spectra taken by CEERS, GO-1433, DDT-2750, and JADES programs, and obtain a sample containing 27 bright UV-continuum ($M_{ m UV}<-18.5~{ m mag}$) galaxies at $7

研究の動機と目的

• 再電離期のIGMのイオン化状態 constraint を Lyα 減衰翼を用いて高赤方偏移銀河から得ることを動機づける。
• Lyα 減衰翼を個別および複合銀河スペクトルに適合させて x_HI と R_b を定量化する。
• Lyα 減衰翼の赤shift依存性と再電離のタイムラインおよび銀河環境への含意を検討する。
• 推定泡サイズが解析的期待と数値シミュレーションと整合するかを評価する。

提案手法

• CEERS、GO-1433、DDT-2750、JADES からの JWST/NIRSpec PRISMスペクトルを用いて、 rest-frame UV連続を持つ z の範囲を 7<z<11.4 に持つ銀河26個のサンプルを構築する。
• 内部開放型再電離が IGM 内の x_HI を持つ電離泡 R_b に埋め込まれたモデルで Lyα 減衰翼吸収をモデル化し、再電離の終わりを z_n = 5 に固定する。
• Voigt プロファイルによる CGM 吸収と Lyα 発光テンプレートを組み込み、MCMC (ptemcee) で x_HI、log R_b、log N_HI、EW(Lyα) などの事後分布を得る。
• 信号対ノイズを高めるため4つの赤shiftビンの複合スペクトルを構築し、減衰翼特徴の赤shift依存性を検 examine する。
• 機器のブロードニングを考慮してモデルスペクトルをPRISM のライン広がり関数で畳み込む。
• スタックされたPDFから68% HPDI 不確実性をモードとして最適適合値を示す。

Figure 1: Redshift and UV-magnitude distribution of our galaxy sample. In the bottom panel, circles represent the redshift and UV-magnitude values for the galaxy observed by CEERS, GO-1433, DDT-2750, and JADES. The circle indicate the best-fit values while the upper circle with an upper arrow corres

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 Lyα 減衰翼を用いて推定された z ≈ 7–12 におけるIGMの体積平均中性水素分率 x_HI はどれか。
• RQ2 これらの銀河を取り巻く電離泡 R_b はどの程度大きく、赤shift とともにどう進化するか。
• RQ3 推定された x_HI と R_b の値は既存の再電離史やシミュレーションと整合するか。
• RQ4 CGM 吸収と Lyα 発光が減衰翼の形状と推定パラメータに与える影響はどの程度か。

主な発見

識別子	⟨z⟩	x_HI	log R_b [cMpc]
#1	7.12^{+0.06}_{-0.08}	{0.54}^{+0.13}_{-0.54}	{1.89}^{+0.49}_{-1.54}
#2	7.44^{+0.34}_{-0.24}	{0.69}^{+0.30}_{-0.38}	{2.31}^{+0.13}_{-2.11}
#3	8.28^{+0.41}_{-0.44}	{0.92}^{+0.08}_{-0.56}	{0.70}^{+0.72}_{-1.25}
#4	10.28^{+1.12}_{-1.40}	{0.94}^{+0.06}_{-0.41}	{-0.72}^{+1.57}_{-0.28}

• 赤shift が大きくなるにつれて x_HI は増加する。スタックビンの結果では z≈7.12 のとき約0.54 から z≈10.28 のとき約0.94へと増加。
• R_b は赤shift に伴い小さくなる傾向があり、log10(R_b/cMpc) は z≈7.12 で約1.89 から z≈10.28 で約-0.72 へ変化。
• 個別オブジェクトの適合では、一部の銀河でIGM 減衰が強く x_HI ≈ 0.9–1.0 で小さな泡を示す一方、他は減衰翼の形状を説明するために CGM HI 吸収や大きな泡が必要となる。
• 推定された x_HI の進化はやや遅く、CMB の電子散乱と UV 光度関数の進化を f_esc ~ 0.2 と仮定した場合と一致する。
• 推定された泡サイズは、ある x_HI に対して宇宙平均の解析的推定より数倍〜数十倍大きくなることがあり、明るい銀河周囲の連結したイオン化泡の最近の数値シミュレーションとも概ね適合する。
• CGM の中性水素柱は DLAs (N_HI > 2×10^20 cm^-2) に達することがあり、いくつかの対象では CGM で N_HI > 10^22 cm^-2 を示唆する。

Figure 2: Full spectra of galaxy samples. (Left): The x-(y-)axis corresponds to the observed wavelength (arbitrary normalized flux density ). The black lines and grey regions represent the fluxes of spectra and their uncertainties, respectively. The red dashed line represents the observed Ly $\alpha