[논문 리뷰] 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. Caputi외 45명|arXiv (Cornell University)|2023. 01. 25.

Atomic and Subatomic Physics Research인용 수 5

한 줄 요약

이 연구는 허블 eXtreme Deep Field에서 JWST/NIRCam 및 MIRI 이미징을 사용하여 적색편이 z ≈ 7–8에서 18개의 강력한 (Hβ + [O III]) 복사선 방출체와 12개의 Hα 방출체를 규명하였다. 이는 z > 7를 초월하는 개별 은하에서 Hα 복사선 방출을 직접로 처음로 확인한 것으로, 강력한 Hα 방출체가 z ≈ 7–8에서 총 별 형성률 밀도의 약 25% 기여하였음을 시사하며, 간행기 재이온화 과정에서 중요한 역할을 했음을 시사한다.

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.

연구 동기 및 목표

• 허블 eXtreme Deep Field에서 깊은 JWST 이미징을 사용하여 z ≈ 7–8에서 강력한 방출선 은하를 규명하는 것.
• z > 7에서 이전까지 달성되지 못했던 고적색편이 은하에서 Hα 복사선 방출을 탐지하고 특성화하는 것.
• z ≈ 7–8에서 강력한 Hα 방출체가 총 별 형성률 밀도(SFRD)에 기여하는 정도를 측정하는 것.
• Hα 기반 진단법을 사용하여 Hβ와 [O III]가 (Hβ + [O III]) 복합체에 기여하는 비율을 분리하는 것.

제안 방법

• JWST의 중간 및 넓은 대역 NIRCam 이미징을 사용하여 z ≈ 7–8에서 은하를 탐지함.
• MIRI 5.6 μm 이미징을 적용하여 고적색편이에서 Hα 방출을 나타내는 밀도 증가를 식별함.
• F430M 및 F444W 필터에서 강한 강도를 보이는 후보자를 선별함으로써, 휴대형 등가폭이 87–2100 Å인 강력한 (Hβ + [O III]) 방출을 나타냄.
• 5.6 μm에서의 밀도 증가가 Hα 방출을 확인함으로써, 휴대형 등가폭이 200–3000 Å임을 확인함.
• Hα 기반 진단법을 사용하여 (Hβ + [O III]) 복합체를 분리함으로써 Hα 기반 별 형성률(SFR)을 계산함.
• z ≈ 7–8에서 다른 은하의 SFR을 Hα 방출체의 SFR과 결합하여 이 적색편이에서의 총 SFRD를 추정함.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 JWST 데이터를 사용하여 XDF에서 z ≈ 7–8에서 강력한 (Hβ + [O III]) 방출체의 비율은 얼마인가요?
• RQ2 z > 7에서 개별 은하에서 Hα 방출을 탐지할 수 있으며, 그 강도는 어느 정도인가요?
• RQ3 강력한 Hα 방출체가 z ≈ 7–8에서 총 별 형성률 밀도에 기여하는 비율은 얼마인가요?
• RQ4 고적색편이에서 Hα 방출은 어떻게 사용되어 (Hβ + [O III]) 복합체에서 Hβ와 [O III]의 기여를 분리할 수 있나요?

주요 결과

• z ≈ 7–8에서 18개의 강력한 (Hβ + [O III]) 방출체가 규명되었으며, 휴대형 등가폭은 87~2100 Å 범위였다.
• 18개의 (Hβ + [O III]) 방출체 중 12개가 5.6 μm에서 밀도 증가를 보였으며, 이는 Hα 방출이 존재함을 확인하였고, 휴대형 등가폭은 200~3000 Å 범위였다.
• 이는 z > 7에서 개별 은하에서 Hα 방출을 직접로 처음으로 확인한 사례이다.
• 강력한 Hα 방출체는 z ≈ 7–8에서 총 별 형성률 밀도(SFRD)의 약 25%를 기여하였다.
• Hα 방출은 (Hβ + [O III]) 복합체에서 Hβ와 [O III]의 기여를 분리할 수 있게 하여 SFR 추정치를 향상시켰다.
• 결과는 강력한 Hα 방출체가 간행기 재이온화 과정에서 중요한 역할을 했음을 시사한다.