[論文レビュー] Tomographic Intensity Mapping versus Galaxy Surveys: Observing the Universe in H-alpha emission with new generation instruments

Marta B. Silva, Saleem Zaroubi+2 more|arXiv (Cornell University)|Nov 27, 2017

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena参考文献 7被引用数 4

ひとこと要約

本稿は、赤方偏移 z ≈ 0 から 5 の宇宙を調べるための H𝛼 強度マッピング (IM) と銀河サーベイの比較を行い、シミュレーションと観測された全光度関数を用いて、H𝛼 強度およびパワー スペクトルをモデル化する。IM サーベイ、例えば SPHEREx や CDIM は、z ≈ 0.8–5 の範囲で全 H𝛼 開放を統計的に検出可能であり、CDIM の高スペクトル分解能により H𝛼 と混在するラインの分離が可能である一方、銀河サーベイは全強度の 3% 未満を占める明るい銀河のみを検出する。

ABSTRACT

The H-alpha line emission is an important probe for a number of fundamental quantities in galaxies, including their number density, star formation rate (SFR) and overall gas content. A new generation of low-resolution intensity mapping probes, e.g. SPHEREx and CDIM, will observe galaxies in H-alpha emission over a large fraction of the sky from the local Universe till a redshift of z ~ 6 to 10, respectively. This will also be the target line for observations by the high-resolution Euclid and WFIRST instruments in the z ~ 0.7 - 2 redshift range. In this paper, we estimate the intensity and power spectra of the H-alpha line in the z ~ 0 - 5 redshift range using observed line luminosity functions (LFs), when possible, and simulations, otherwise. We estimate the significance of our predictions by accounting for the modelling uncertainties (e.g. SFR, extinction, etc.) and observational contamination. We find that Intensity Mapping (IM) surveys can make a statistical detection of the full H-alpha emission between z ~ 0.8 - 5. Moreover, we find that the high-frequency resolution and the sensitivity of the planned CDIM surveys allow for the separation of H-alpha emission from several interloping lines. We explore ways to use the combination of these line intensities to probe galaxy properties. As expected, our study indicates that galaxy surveys will only detect bright galaxies that contribute up to a few percent of the overall H-alpha intensity. However, these surveys will provide important constraints on the high end of the H-alpha LF and put strong constraints on the AGN LF.

研究の動機と目的

• 観測された全光度関数とシミュレーションを用いて、z ≈ 0–5 の範囲で H𝛼 強度およびパワー スペクトルをモデル化すること。
• OIII, SII, NII, Hβ, Ly𝛼 などの混在する発光ラインからの観測汚染が H𝛼 強度マッピングサーベイに与える影響を評価すること。
• フラックスカットと複数の発光ラインの共同モデリングを用いて、H𝛼 信号と汚染ラインを分離する可能性を評価すること。
• 将来的な IM サーベイ（例：SPHEREx, CDIM）が、安定した H𝛼 測定を達成するための感度および分解能要件を特定すること。
• ライン比診断法と銀河サーベイデータを用いて、H𝛼 強度マップにおけるチリの減光を補正する可能性を検討すること。

提案手法

• シミュレーテッドおよび観測された H𝛼 全光度関数を用いて、H𝛼 および汚染ライン（OIII, SII, NII, Hβ, Ly𝛼）の光線コンスを構築した。
• 計画中の IM サーベイ（SPHEREx, CDIM）のフラックス感度およびボクセル分解能パラメータを適用し、観測可能な強度マップをシミュレートした。
• 汚染ラインのパワー スペクトルをターゲット H𝛼 信号に対して相対的に計算することで、汚染度を定量化した。
• フラックスカット（3.0, 1.2, 0.5 × 10⁻¹⁶ erg s⁻¹ cm⁻²）を実装し、汚染されたボクセルをマスクしてパワー スペクトルへの影響を評価した。
• 銀河サーベイデータ（例：WFIRST の感度）が IM マップ内の汚染銀河を検出しマスクする有効性を評価した。
• ライン比診断法（例：H𝛼/Hβ）および外部の減光モデルを用いて、IM から得られる H𝛼 強度のチリ減光補正の可能性を検討した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 H𝛼 強度マッピングサーベイは、混在するラインからの汚染を受けても、z ≈ 0.8 から 5 の範囲で全 H𝛼 開放を検出可能か？
• RQ2 OIII, SII, NII などの混在ラインが H𝛼 強度マップにどれほど汚染をもたらすか、およびそれが赤方偏移に応じてどのように変化するか？
• RQ3 汚染ラインのフラックスにフラックスカットを適用することで、汚染パワー スペクトルを許容可能な水準まで低下させられ、ターゲット H𝛼 信号の劣化を最小限に抑えることができるか？
• RQ4 ライン比診断法や外部の銀河サーベイデータを用いて、H𝛼 強度マッピングにおけるチリ減光補正が可能か？
• RQ5 SPHEREx と CDIM の感度およびスペクトル分解能は、H𝛼 と他の発光ラインの分離にどのように影響するか？

主な発見

• H𝛼 強度マッピングサーベイは、混在ラインからの顕著な汚染を受けても、赤方偏移 z ≈ 0.8–5 の範囲で全 H𝛼 開放を統計的に検出可能である。
• 背景ラインからの汚染は、z ≲ 2 で観測された H𝛼 パワー スペクトルを最大で2倍に増幅させるが、フラックスカットによりこれを ≤10% まで低下させることができる。
• 5.0 × 10⁻¹⁷ erg s⁻¹ cm⁻² のフラックスカットは、z ≈ 0.8–2 で汚染パワー スペクトルを <10% まで低下させ、ターゲット H𝛼 パワー スペクトルの劣化は 1% 未満に抑えられる。
• ボクセルの 1% 未満をマスクするだけで十分に汚染を抑制でき、真の H𝛼 信号の回復は著しく損なわれない。
• 1.2 × 10⁻¹⁶ erg s⁻¹ cm⁻² のフラックス感度を持つ銀河サーベイ（例：WFIRST）は、z ≲ 0.8 で混在銀河を検出可能であるが、より高い赤方偏移では現在のサーベイでは必要な感度に達していない。
• H𝛼 が他のラインから分離され、ライン比診断法が適用されるならば、チリ減光補正は約 20% の不確実性で可能であるが、これは高スペクトル分解能と共同モデリングを要する。