[論文レビュー] Taking Census of Massive, Star-Forming Galaxies formed <1 Gyr After the Big Bang

Caitlin M. Casey, P. Capak+25 more|arXiv (Cornell University)|Mar 13, 2019

Radio Astronomy Observations and Technology被引用数 2

ひとこと要約

このホワイトペーパーは、ビッグバン後の最初のギガ年以内に、赤方偏移 z > 3 の巨大でほこりに覆われた星形成銀河（DSFG）を正確に集計するため、次世代の機器を用いた大規模・広域のミリ波・サブミリ波調査を提唱している。深さのあるペンシルビーム調査では、表面密度が低く、ミリ波帯域における強い負のK補正があるため、これらのレアで強く遮蔽された系を検出できないことが示され、初期宇宙の星形成歴および銀河構築過程を解明するには、高感度で広域のサブミリ波調査が不可欠であると主張している。

ABSTRACT

Two decades of effort have been poured into both single-dish and interferometric millimeter-wave surveys of the sky to infer the volume density of dusty star-forming galaxies (DSFGs, with SFR>100M$_\odot$ yr$^{-1}$) over cosmic time. Though obscured galaxies dominate cosmic star-formation near its peak at $z\sim2$, the contribution of such heavily obscured galaxies to cosmic star-formation is unknown beyond $z\sim2.5$ in contrast to the well-studied population of Lyman-break galaxies (LBGs) studied through deep, space- and ground-based pencil beam surveys in the near-infrared. Unlocking the volume density of DSFGs beyond $z>3$, particularly within the first 1 Gyr after the Big Bang is critical to resolving key open questions about early Universe galaxy formation: (1) What is the integrated star-formation rate density of the Universe in the first few Gyr and how is it distributed among low-mass galaxies (e.g. Lyman-break galaxies) and high-mass galaxies (e.g. DSFGs and quasar host galaxies)? (2) How and where do the first massive galaxies assemble? (3) What can the most extreme DSFGs teach us about the mechanisms of dust production (e.g. supernovae, AGB stars, grain growth in the ISM) <1 Gyr after the Big Bang? We summarize the types of observations needed in the next decade to address these questions.

研究の動機と目的

• 赤方偏移 z > 2.5 におけるほこりに覆われた星形成銀河（DSFG）の体積密度に関する制約が不足していること、特にビッグバン後の最初のギガ年以内に焦点を当てる。
• 深さのあるペンシルビーム調査の限界を克服する。これは、表面密度が低く、ミリ波帯域における強い負のK補正があるため、希少で高質量・ほこり遮蔽の強い銀河を検出することが困難である。
• 広域マッピングと多バンドミリ波観測を組み合わせることで、高赤方偏移DSFGの正確な赤方偏移決定と源の特徴付けを可能にする。
• 赤方偏移 z ~ 2–3 の銀河形成のピーク期における、巨大で遮蔽された銀河が宇宙の星形成率密度（SFRD）に果たす寄与を解明する。
• z > 3 の極端なDSFGを特定・研究することで、ほこり生成メカニズムと初期の巨大銀河構築過程の理解を進める。

提案手法

• LMT、JCMT、IRAM 30 m などの大型単一電波望遠鏡を用い、1.4 mm〜2 mm の広域（≥1–10 deg²）サブミリ波調査を実施する。
• GISMO（2 mm）、NIKA-2（1 mm および 2 mm）、TolTEC（1 mm、1.4 mm、2 mm）、SPT 3G（2–3 mm）などの多バンド連続スペクトル計器を活用し、色選別によって高赤方偏移DSFGと低赤方偏移の混入源を分離する。
• ALMAの高感度および高分解能を活用し、狭帯域の広域マosaicingを実施して、DSFGの発光関数の微弱な端末領域を調査し、数密度の進化に関する競合モデルを検証する。
• 数密度と赤方偏移分布のフォワードモデリングを適用し、高赤方偏移SFRDに関する競合モデルを区別するための必要な深さと面積を定量化する。
• （サブ）ミリ波帯での負のK補正を活用し、長波長（例：2 mm）で観測することで、1日で高赤方偏移DSFGを選別する。ここで、最も遠方の源だけが明るく残る。
• 近赤外から遠赤外にかけての多波長フォローアップを統合し、候補DSFGの赤方偏移を確認し、物理的性質を測定する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 赤方偏移 z > 3 における巨大でほこりに覆われた星形成銀河（DSFG）の体積密度は何か。特にビッグバン後の最初のギガ年以内に焦点を当てる。
• RQ2 宇宙の歴史の最初の数十億年において、DSFGの星形成率密度（SFRD）は、ライマンブレイク銀河（LBG）や他の低質量系と比べてどう異なるか。
• RQ3 z > 3 の極端なDSFGでは、ほこり生成のメカニズムは何か。また、それらは低赤方偏移系とどのように異なるか。
• RQ4 z > 3 におけるDSFGの物理的性質（例：星の質量、ガス含有量、合体歴）はどのように進化するか。また、それらは初期の巨大銀河構築過程をどのように明らかにするか。
• RQ5 色-赤方偏移のデゲネラシーを用いて、1.4 mm や 2 mm などの多バンドサブミリ波調査が、低赤方偏移の混入源から高赤方偏移DSFGをどれほど効果的に分離できるか。

主な発見

• 既存の深さのあるペンシルビーム調査の限界により、赤方偏移 z > 2.5 におけるほこりに覆われた星形成銀河（DSFG）の体積密度は未だ制約されていない。これは、希少で高質量・ほこり遮蔽の強い系を検出できないことによる。
• 高赤方偏移SFRDに関する競合モデルを区別するためには、850 µm で選別されたDSFGの98％以上が赤方偏移について分光学的確認を受ける必要がある。これは大規模調査の必要性を強調する。
• （サブ）ミリ波帯での負のK補正により、赤方偏移 z ~ 10 のDSFGは z ~ 1 のものと同程度明るく見える。これにより赤方偏移推定が複雑化し、デゲネラシーを解消するには多バンド観測が必要となる。
• 高赤方偏移DSFGを十分に検出するには、2 mm での広域調査が不可欠である。2 mm の数密度カウントは急勾配であり、浅いマップでは非常に少ない源しか得られない。
• GISMO、NIKA-2、TolTEC、SPT 3G などの機器は、z > 3 のDSFGを検出・特徴付けるために必要な深さと面積を達成するために不可欠である。TolTEC や SPT 3G は、高いマッピング速度と広い天の川カバーを提供する。
• ALMA は視野が狭いが、狭帯域の深さのある高分解能連続スペクトルマッピングを実施することで、z > 4 におけるDSFGの数密度に関する競合モデルを区別する上で重要な役割を果たす。