[논문 리뷰] Measuring the HI content of individual galaxies out to the epoch of reionization with [CII]

K. E. Heintz, D. Watson외 3명|arXiv (Cornell University)|2021. 08. 30.

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena참고 문헌 174인용 수 50

한 줄 요약

이 논문은 감마선 폭발 후광을 이용하여 [C II]-H I 변환 계수를 직접 보정함으로써, z ≈6까지의 개별 고적색변위 은하에서 중성 원자 수소(H I) 질량을 처음으로 신뢰할 만하게 측정할 수 있게 하였다. 이 방법은 z ≈1에서 H I 질량이 항성 질량을 초월하고 적색변위가 증가함에 따라 증가함을 드러내며, z ∼6에서 H I 비율이 약 60%에 도달하고, 우주 시간 전반에 걸쳐 가스 상의 금속 농도와 반비례하는 보편적인 관계를 보여준다.

ABSTRACT

The HI gas content is a key ingredient in galaxy evolution, the study of which has been limited to moderate cosmological distances for individual galaxies due to the weakness of the hyperfine HI 21-cm transition. Here we present a new approach that allows us to infer the HI gas mass $M_{ m HI}$ of individual galaxies up to $z\approx 6$, based on a direct measurement of the [CII]-to-HI conversion factor in star-forming galaxies at $z\gtrsim 2$ using $\gamma$-ray burst afterglows. By compiling recent [CII]-158 $\mu$m emission line measurements we quantify the evolution of the HI content in galaxies through cosmic time. We find that the HI mass starts to exceed the stellar mass $M_\star$ at $z\gtrsim 1$, and increases as a function of redshift. The HI fraction of the total baryonic mass increases from around $20\%$ at $z = 0$ to about $60\%$ at $z\sim 6$. We further uncover a universal relation between the HI gas fraction $M_{ m HI}/M_\star$ and the gas-phase metallicity, which seems to hold from $z\approx 6$ to $z=0$. The majority of galaxies at $z>2$ are observed to have HI depletion times, $t_{ m dep,HI} = M_{ m HI}/{ m SFR}$, less than $\approx 2$ Gyr, substantially shorter than for $z\sim 0$ galaxies. Finally, we use the [CII]-to-HI conversion factor to determine the cosmic mass density of HI in galaxies, $ ho_{ m HI}$, at three distinct epochs: $z\approx 0$, $z\approx 2$, and $z\sim 4-6$. These measurements are consistent with previous estimates based on 21-cm HI observations in the local Universe and with damped Lyman-$\alpha$ absorbers (DLAs) at $z\gtrsim 2$, suggesting an overall decrease by a factor of $\approx 5$ in $ ho_{ m HI}(z)$ from the end of the reionization epoch to the present.

연구 동기 및 목표

• 개별 은하에 대해 21cm 선 관측이 z ≈0.4 이하에서만 가능함에 따라 이를 초월한 제한을 극복하고자, H I 기체 함량을 위한 대체 추적자를 개발한다.
• 고적색변위 은하에서 H I 질량에 대한 [C II]-158 µm 선 빛의 세기의 직접 추적자로 [C II]를 보정함으로써, 기체 물리 조건에 대한 가정 없이 H I 질량을 추정한다.
• z ≈6에서 현재까지 은하의 H I 기체 함량의 진화와 그 금속 농도 및 항성 형성률에 대한 의존도를 정량화한다.
• 신규 보정을 사용하여 z ≈0, z ≈2, z ∼4–6에서의 동반 H I 질량 밀도 ρHI(z)를 측정하고 기존 추정치와 비교한다.
• 특히 재이온화 시대 동안 21cm 관측이 어려운 영역을 탐색하기 위해 [C II]가 H I 함량을 탐지하는 데 얼마나 유용한지 평가한다.

제안 방법

• z ≳2에서의 15개 감마선 폭발 후광에 대한 고신호대비비율 X-shooter/VLT 분광법을 활용하여, 은하 주변성간 매질(ISM)의 라이만-α 흡수를 통해 직접 H I 상부 농도를 측정하고, λ1335.7 흡수를 통해 [C II]* 상부 농도를 측정한다.
• GRB 주변 은하의 ISM를 통과하는 선로에서 관측된 농도 비율을 기반으로 경험적 [C II]-H I 변환 계수 β[CII] ≡ MHI / L[CII]를 유도한다.
• 유도된 β[CII] 보정을 z ≈2–6에서의 [C II] 방출 은하 샘플에 적용하여 개별 H I 질량을 추정한다.
• z ≈0, z ≈2, z ∼4–6에서의 [C II] 빛의 세기 함수를 사용하여 ρHI(z) = β[CII] × L[CII](z) 식을 통해 동반 H I 질량 밀도 ρHI(z)를 계산한다.
• 유도된 ρHI(z)를 이전의 21cm 조사 및 덩어리 라이만-알파 흡수체(DLAs) 추정치와 비교한다.
• 우주 시간 전반에 걸쳐 H I 기체 비율 MHI/M⋆, 가스 상 금속 농도 12+log(O/H), H I 고갈 시간척도 tdep,HI = MHI/SFR 간의 관계를 조사한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 고적색변위 은하에서 기체 조건에 대한 가정 없이 [C II]-158 µm 선이 H I 질량의 신뢰할 수 있는 추적자로 보정될 수 있는가?
• RQ2 H I 기체 질량 비율 MHI/M⋆는 z ≈6에서 z = 0까지 어떻게 진화하는가? 그리고 H I 질량이 항성 질량을 초월하는 적색변위는 언제인가?
• RQ3 z ≈6에서 z = 0까지의 우주 시간 전반에 걸쳐 H I 기체 비율과 가스 상 금속 농도 사이에 보편적인 관계가 존재하는가?
• RQ4 z ≳2에서 H I 고갈 시간척도 tdep,HI = MHI/SFR는 얼마이며, 지역 은하와 비교해 볼 때 어떻게 다른가?
• RQ5 동반 H I 질량 밀도 ρHI(z)는 z ∼4–6에서 현재까지 어떻게 진화하는가? 그리고 DLA 및 21cm 관측 결과와 일치하는가?

주요 결과

• z ≈1에서 H I 질량이 항성 질량 M⋆를 초월하며, H I 비율 MHI/M⋆는 z = 0에서 약 20%에서 z ∼6에서 약 60%로 증가한다.
• z ≈6에서 z = 0까지의 전반적인 우주 기간 동안 H I 기체 비율 MHI/M⋆와 가스 상 금속 농도 12+log(O/H) 사이에 보편적인 반비례 관계가 발견된다.
• z ≳2에서 대부분의 은하는 H I 고갈 시간척도 tdep,HI < 2 Gyr를 가지며, 지역 은하(z ≈0)에서 관측되는 약 5–10 Gyr보다 현저히 짧다.
• z ∼4–6에서의 동반 H I 질량 밀도 ρHI(z)는 1.6+0.5−0.4 × 10⁸ M⊙ Mpc⁻³로 측정되었으며, z ≈0에서의 값보다 약 5배 높으며, DLA 및 21cm 추정치와 일치한다.
• ρHI(z)의 진화는 ρHI(z) = 3 × 10⁷(1 + z)⁰.⁸⁵ M⊙ Mpc⁻³의 거듭제곱 함수로 가장 잘 기술되며, z = 0에서의 H I 질량 밀도는 이전 추정치보다 약 2배 낮게 예측된다.
• z ∼4–6에서 H I 질량은 평균적으로 전체 역학 질량 Mdyn과 일치하며, 이는 H I가 ISM 질량 예산을 지배함을 시사한다. 반면 z ≈2에서는 분자 기체 기여가 더 두드러진다.