[논문 리뷰] CF-HiZELS, a 10 deg$^2$ emission-line survey with spectroscopic follow-up: H\alpha, [OIII]+H\beta\ and [OII] luminosity functions at z=0.8, 1.4 and 2.2

David Sobral, Jorryt Matthee외 9명|arXiv (Cornell University)|2015. 02. 23.

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena참고 문헌 4인용 수 6

한 줄 요약

이 연구는 WIRCam/CFHT를 사용하여 저OH2 필터를 적용해, 현재까지 가장 큰 연속적인 적외선 협대역 조사인 CF-HiZELS를 제안한다. 이 조사는 SA22 영역에서 약 10 deg²를 커버하며, 발광선을 가진 은하를 식별한다. 깊은 광도 측정과 광범위한 분광학적 후속 관측(KMOS, FMOS, MOSFIRE)을 통해 z = 0.8, 1.4, 2.2에서 Hα, [OIII]+Hβ, [OII] 광도 함수를 신뢰성 있게 유도한다. 이는 부피가 5×10⁵ Mpc³ 이하일 경우 천체적 변동성이 지배적이며, 이 임계값을 초과하지 않는 한 오차가 10%를 초과한다.

ABSTRACT

We present results from the largest contiguous narrow-band survey in the near-infrared. We have used the wide-field infrared camera/Canada–France–Hawaii Telescope and the lowOH2 filter (1.187 ± 0.005 μm) to survey ≈10 deg2 of contiguous extragalactic sky in the SA22 field. A total of ∼6000 candidate emission-line galaxies are found. We use deep <it>ugrizJK</it> data to obtain robust photometric redshifts. We combine our data with the High-redshift(Z) Emission Line Survey (HiZELS), explore spectroscopic surveys (VVDS, VIPERS) and obtain our own spectroscopic follow-up with KMOS, FMOS and MOSFIRE to derive large samples of high-redshift emission-line selected galaxies: 3471 Hα emitters at <it>z</it> = 0.8, 1343 [O <scp>iii</scp>] + Hβ emitters at <it>z</it> = 1.4 and 572 [O <scp>ii</scp>] emitters at <it>z</it> = 2.2. We probe comoving volumes of >106 Mpc3 and find significant overdensities, including an 8.5σ (spectroscopically confirmed) overdensity of Hα emitters at <it>z</it> = 0.81. We derive Hα, [O <scp>iii</scp>] + Hβ and [O <scp>ii</scp>] luminosity functions at <it>z</it> = 0.8, 1.4, 2.2, respectively, and present implications for future surveys such as <it>Euclid</it>. Our uniquely large volumes/areas allow us to subdivide the samples in thousands of randomized combinations of areas and provide a robust empirical measurement of sample/cosmic variance. We show that surveys for star-forming/emission-line galaxies at a depth similar to ours can only overcome cosmic-variance (errors <10 per cent) if they are based on volumes >5 × 105 Mpc3; errors on <it>L</it>* and φ* due to sample (cosmic) variance on surveys probing ∼104 and ∼105 Mpc3 are typically very high: ∼300 and ∼40–60 per cent, respectively.

연구 동기 및 목표

• 큰 연속 조사를 통해 z = 0.8, 1.4, 2.2에서 Hα, [OIII]+Hβ, [OII] 방출선 은하의 광도 함수를 측정한다.
• 고적색도 은하 조사에서 광도 함수 측정에 천체적 변동성이 미치는 영향을 평가한다.
• 표본/천체적 변동성으로 인한 L* 및 φ* 측정 오차를 10% 이하로 줄이기 위해 필요한 최소 볼륨을 경험적으로 제약한다.
• 특히 z ≈ 0.81에서 Hα 방출선 은하의 대규모 과밀도를 식별하고 특성화한다.
• 향후 유클리드와 같은 넓은 영역 조사를 설계하고 해석하는 데 도움이 되도록, 적외선 파장에서의 선 방출체 밀도와 선택 효율을 정량화한다.

제안 방법

• WIRCam/CFHT에 저OH2 필터(1.187 ± 0.005 µm)를 사용하여 SA22 영역에서 10 deg²의 협대역 조사를 수행하여 Hα, [OIII]+Hβ, [OII] 방출선 은하를 탐지한다.
• 깊은 ugrizJK 광도 측정과 결합하여 약 6,000개의 후보 방출선 은하에 대해 신뢰성 있는 광도 적색편이를 유도한다.
• KMOS, FMOS, MOSFIRE를 사용한 광범위한 분광학적 후속 관측을 통해 적색편이를 확인하고 선을 분류하여, z = 0.8에서 3,471개의 Hα 방출선 은하, z = 1.4에서 1,343개의 [OIII]+Hβ 방출선 은하, z = 2.2에서 572개의 [OII] 방출선 은하를 확보한다.
• 큰 조사 부피(>10⁶ Mpc³)를 활용하여 수천 개의 무작위 영역 조합으로 샘플을 분할하여 표본 및 천체적 변동성을 경험적으로 측정한다.
• C-STAT 방법을 사용해 광도 함수를 피팅하여 천체적 변동성을 고려한 오차 추정치를 포함한 L* 및 φ*를 유도한다.
• 다양한 선 방출선 천체의 관측 수밀도를 비교하여 선택 효율을 평가하고, 향후 조사 예측(예: 유클리드)을 위한 선 방출체 구성 예측을 수행한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 깊은 분광학적 확인이 이루어진 큰 연속 조사에서 z = 0.8, 1.4, 2.2에서 Hα, [OIII]+Hβ, [OII] 광도 함수는 어떻게 되는가?
• RQ2 고적색도 방출선 은하 조사에서 L* 및 φ* 측정에 천체적 변동성이 미치는 영향은 무엇인가?
• RQ3 광도 함수 매개변수의 천체적 변동 오차를 10% 이하로 줄이기 위해 필요한 최소 공변 볼륨은 얼마인가?
• RQ4 방출선 은하의 대규모 과밀도가 존재하는가? 만약 존재한다면 그 성격과 적색편이 분포는 어떠한가?
• RQ5 적외선 파장에서 Hα, [OIII]+Hβ, [OII] 방출선 천체의 수밀도는 어떻게 비교되며, 파장 ≈ 1.2 µm에서 선 방출선 천체의 약 몇 퍼센트가 Hα 방출선 천체인가?

주요 결과

• 모든 샘플에서 분광학적 확인이 이루어진 3,471개의 Hα 방출선 은하(z = 0.8), 1,343개의 [OIII]+Hβ 방출선 은하(z = 1.4), 572개의 [OII] 방출선 은하(z = 2.2)를 식별하였다.
• z = 0.81에서 8.5σ의 과밀도 Hα 방출선 은하가 감지되었으며, 평균보다 약 10배 높은 수밀도를 보였고, 풍부한 필라멘터리 구조와 일치한다.
• λ ≈ 1.2 µm에서 통합 광도가 > 3×10⁻¹⁶ erg s⁻¹인 Hα 방출선 은하의 원시 관측 수밀도는 8.66×10⁻⁵ Mpc⁻³이며, [OIII]+Hβ 및 [OII] 방출선 은하는 각각 5배와 30배 낮은 밀도를 가진다.
• 부피가 5×10⁵ Mpc³ 이하인 조사에서는 천체적 변동성이 L* 및 φ*에 대해 10% 초과 오차를 유도한다. 약 10⁴ Mpc³ 및 10⁵ Mpc³ 부피에서는 각각 약 300% 및 40–60%의 오차를 겪는다.
• 10⁵ Mpc³ 이하의 부피에서는 L*가 완전히 결정되지 않으며, 더 큰 부피에서는 천체적 변동성으로 인해 φ*가 가장 영향을 많이 받는다.
• 유클리드 넓은 조사에서는 λ ≈ 1.2 µm에서 선 방출선 천체 중 약 70–80%가 Hα 방출선 천체, 약 12%가 [OIII]+Hβ 방출선 천체, 약 3%가 [OII] 방출선 천체로 예측되며, 나머지 부분은 희귀한 방출선이다.