[論文レビュー] MIDIS: Strong (Hb + [OIII]) and Ha emitters at redshift $z \simeq 7-8$ unveiled with JWST/NIRCam and MIRI imaging in the Hubble eXtreme Deep Field (XDF)

Pierluigi Rinaldi, K. I. Caputi+45 more|arXiv (Cornell University)|Jan 25, 2023

Atomic and Subatomic Physics Research被引用数 5

ひとこと要約

本研究では、ハッブル極超深域におけるJWST/NIRCamおよびMIRI画像を用いて、赤方偏移z ≈ 7–8における18例の頑健な(Hβ + [O III])発光体と12例のHα発光体を同定した。これはz > 7以降の個々の銀河におけるHα発光の最初の直接的検出を示しており、強力なHα発光体がz ≈ 7–8における全星形成率密度の約25％を占めており、宇宙再電離に重要な役割を果たしていることを示唆している。

ABSTRACT

We make use of extit{JWST} medium and broad-band NIRCam imaging, along with ultra-deep MIRI $5.6 m μm$ imaging, in the Hubble eXtreme Deep Field (XDF) to identify prominent line emitters at $z\simeq 7-8$. Out of a total of 58 galaxies at $z\simeq 7-8$, we find 18 robust candidates ($\simeq$31\%) for (H$β$ + [OIII]) emitters, based on their enhanced fluxes in the F430M and F444W filters, with EW$_{0}$(H$β$ +[OIII]) $\simeq 87 - 2100$ Å. Among these emitters, 16 lie in the MIRI coverage area and 12 exhibit a clear flux excess at $5.6 \, m μm$, indicating the simultaneous presence of a prominent H$α$ emission line with EW$_{0}$(H$α$) $\simeq 200-3000$ Å. This is the first time that H$α$ emission can be detected in individual galaxies at $z>7$. The H$α$ line, when present, allows us to separate the contributions of H$β$ and [OIII] to the (H$β$ +[OIII]) complex, and derive H$α$-based star formation rates (SFRs). We find that in most cases [OIII]/H$β> 1$. Instead, two galaxies have [OIII]/H$β< 1$, indicating that the NIRCam flux excess is mainly driven by H$β$. This could potentially imply extremely low metallicities. Most prominent line emitters are very young starbursts or galaxies on their way to/from the starburst cloud. They make for a cosmic SFR density $ m log_{10}(ρ_{SFR_{Hα}}) \simeq -2.35$, which is about a quarter of the total value ($ m log_{10}(ρ_{SFR_{tot}}) \simeq -1.76$) at $z\simeq 7-8$. Therefore, the strong H$α$ emitters likely had a significant role in reionization.

研究の動機と目的

• ハッブル極超深域における深さの高いJWST画像を用いて、z ≈ 7–8における強力な発光線銀河を同定すること。
• z > 7で達成されていなかった、高赤方偏移銀河におけるHα発光の検出と特徴の特定。
• z ≈ 7–8における強力なHα発光体が全星形成率密度（SFRD）に与える寄与を測定すること。
• Hαに基づく診断法を用いて、Hβおよび[O III]が(Hβ + [O III])複合体に与える寄与を分離すること。

提案手法

• JWSTのミディアムおよびブロードバンドNIRCam画像を用いて、z ≈ 7–8における銀河を検出した。
• MIRI 5.6 μm画像を適用して、高赤方偏移におけるHα発光を示すフラックス過剰を同定した。
• F430MおよびF444Wフィルタでのフラックス増強に基づいて候補を選定し、これは静止系換算等価幅が87–2100 Åの強力な(Hβ + [O III])発光を示している。
• 5.6 μmでのフラックス過剰の存在を用いてHα発光を確認し、静止系換算等価幅が200–3000 Åであった。
• Hα診断法を用いて(Hβ + [O III])複合体を分解することで、Hαに基づく星形成率（SFR）を計算した。
• Hα発光体からのSFRと、他のz ≈ 7–8銀河からのSFRを統合し、この赤方偏移における全SFRDを推定した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 JWSTデータを用いたXDFにおいて、z ≈ 7–8における強力な(Hβ + [O III])発光体の割合は何か？
• RQ2 z > 7における個々の銀河でHα発光を検出できるか。その強度はいかほどか？
• RQ3 強力なHα発光体がz ≈ 7–8における全星形成率密度に与える寄与は何か？
• RQ4 高赤方偏移における(Hβ + [O III])複合体において、Hα発光をどのように用いてHβと[O III]の寄与を分離できるか？

主な発見

• z ≈ 7–8で18例の頑健な(Hβ + [O III])発光体が同定され、静止系換算等価幅は87～2100 Åの範囲であった。
• 18例の(Hβ + [O III])発光体のうち12例が5.6 μmでフラックス過剰を示し、Hα発光の存在が確認された。静止系換算等価幅は200～3000 Åであった。
• これはz > 7における個々の銀河におけるHα発光の最初の直接的検出を意味する。
• 強力なHα発光体は、z ≈ 7–8における全星形成率密度（SFRD）の約25％を占めていた。
• Hα発光を用いることで、(Hβ + [O III])複合体へのHβおよび[O III]の寄与を分離でき、SFR推定の精度が向上した。
• 結果から、強力なHα発光体が宇宙再電離のプロセスにおいて重要な役割を果たしていたことが示唆された。