[논문 리뷰] Taking Census of Massive, Star-Forming Galaxies formed <1 Gyr After the Big Bang

Caitlin M. Casey, P. Capak외 25명|arXiv (Cornell University)|2019. 03. 13.

Radio Astronomy Observations and Technology인용 수 2

한 줄 요약

이 화이트페이퍼는 빅뱅 이후 첫 10억 년 동안의 고체적, 먼지로 뒤덮인 별 형성은 은하(DSFGs)의 정확한 집계를 위해 차세대 기기들을 활용한 대규모 광역 밀리미터파 조사의 필요성을 주장한다. 이는 깊이 있는 펜슬빔 조사가 희귀하고 강하게 은폐된 시스템을 탐지하지 못하는 데 기인한 것으로, 표면 밀도가 낮고 밀리미터 대역에서 강한 음성 K보정을 보이기 때문이다. 따라서 초기 천체 물리적 별 형성 역사와 은하 구조 형성 과정을 규명하기 위해 고감도의 광역 서브밀리미터 조사가 필수적이다.

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.

연구 동기 및 목표

• 특히 빅뱅 이후 첫 10억 년 동안의 적색이동 z > 2.5에서 먼지로 뒤덮인 별 형성은 은하(DSFGs)의 체적 밀도에 대한 제약 조건이 부족한 문제를 해결한다.
• 깊이 있는 펜슬빔 조사의 한계를 극복하여, 희귀하고 질량이 크며 먼지로 은폐된 은하를 탐지하지 못하는 이유는 표면 밀도가 낮고 밀리미터 대역에서 강한 음성 K보정이 있기 때문이다.
• 광역 맵핑과 다중 밴드 밀리미터 관측을 조합하여 고적색이동 DSFGs의 정확한 적색이동 결정과 소스 특성 분석을 가능하게 한다.
• 적색이동 z ~ 2–3에서 은하 형성의 정점 기간 동안 거대하고 은폐된 은하가 우주의 별 형성률 밀도(SFRD)에 기여하는 정도를 규명한다.
• z > 3에서 가장 극단적인 DSFGs를 식별하고 연구함으로써 먼지 생성 메커니즘과 초기 거대 은하 형성 과정의 이해를 향상시킨다.

제안 방법

• LMT, JCMT, IRAM 30m와 같은 넓은 빔을 가진 대형 단일 안테나 망원경을 활용해 1.4 mm–2 mm 대역에서 ≥1–10 deg²의 광역 서브밀리미터 조사를 수행한다.
• GISMO(2 mm), NIKA-2(1 mm 및 2 mm), TolTEC(1 mm, 1.4 mm, 2 mm), SPT 3G(2–3 mm)와 같은 다중 밴드 연속 스펙트럼 기기를 활용해 색상 선택을 통해 고적색이동 DSFGs와 낮은 적색이동 오염물질을 분리한다.
• ALMA의 고감도 및 고각해상도를 활용해 좁은 영역에서 깊이 있는 블라인드 연속 스펙트럼 모자이크를 수행하여 DSFG 빛의 세기 함수의 희미한 꼬리 부분을 탐색하고, 수많은 수치 밀도 진화 모델을 시험한다.
• 수치 계수 및 적색이동 분포의 정면 모델링을 적용하여, 고적색이동 SFRD에 대한 경쟁 모델을 구분하기 위해 필요한 깊이와 영역을 정량화한다.
• (서브)밀리미터 파장에서의 음성 K보정을 활용해, 더 긴 파장(예: 2 mm)에서 관측함으로써 하루에 고적색이동 DSFGs를 선택할 수 있다. 이는 오직 가장 먼 원천들만 밝게 보이기 때문이다.
• 근적외선에서 적외선까지의 다중 파장 후속 관측을 통합하여 후보 DSFGs의 적색이동을 확인하고 물리적 성질을 측정한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 특히 빅뱅 이후 첫 10억 년 동안의 적색이동 z > 3에서 거대하고 먼지로 뒤덮인 별 형성은 은하(DSFGs)의 체적 밀도는 얼마인가?
• RQ2 우주의 첫 몇십억 년 동안, DSFGs의 별 형성률 밀도(SFRD)는 라이만-브레이크 은하(LBGs) 및 기타 저질량 시스템과 비교해 어떻게 다른가?
• RQ3 z > 3에서 가장 극단적인 DSFGs에서 먼지 생성을 이끄는 메커니즘은 무엇이며, 저적색이동 시스템과 어떻게 다를까?
• RQ4 z > 3에서 DSFGs의 물리적 성질—예를 들어 별 질량, 가스 함량, 융합 역사—는 어떻게 변화하며, 이는 초기 거대 은하 형성에 대해 무엇을 드러내는가?
• RQ5 1.4 mm 및 2 mm와 같은 다중 밴드 서브밀리미터 조사가 색상-적색이동의 불확실성에 기반해 고적색이동 DSFGs를 낮은 적색이동 오염물질로부터 효과적으로 분리할 수 있는가?

주요 결과

• 기존의 깊이 있는 펜슬빔 조사의 한계로 인해 z > 2.5에서 먼지로 뒤덮인 별 형성은 은하(DSFGs)의 체적 밀도는 여전히 제약 조건이 없으며, 이는 희귀하고 질량이 크며 먼지로 은폐된 시스템을 탐지하지 못하기 때문이다.
• 고적색이동 SFRD에 대한 경쟁 모델을 구분하기 위해 850 µm에서 선택된 DSFGs의 98% 이상가 적색이동으로 스펙트럼 확인되어야 하며, 이는 대규모 조사의 필요성을 강조한다.
• (서브)밀리미터 파장에서의 음성 K보정은 z ~ 10에서의 DSFGs가 z ~ 1의 것만큼 밝게 보이게 하며, 이는 적색이동 추정을 어렵게 하고 다중 밴드 관측을 통해 불확실성을 제거해야 한다.
• 고적색이동 DSFGs의 수를 충분히 탐지하기 위해 2 mm에서의 광역 조사가 필수적이다. 2 mm 수치 계수의 기울임이 심하고 얕은 맵핑은 매우 적은 수의 원천을 제공하기 때문이다.
• GISMO, NIKA-2, TolTEC, SPT 3G와 같은 기기는 z > 3에서 DSFGs를 탐지하고 특성 분석하기 위해 필요한 깊이와 영역을 확보하는 데 핵심적인 역할을 하며, TolTEC와 SPT 3G는 높은 맵핑 속도와 넓은 하늘 영역 커버리지를 제공한다.
• ALMA는 좁은 시야각을 지니고 있지만, 좁은 영역에서 깊이 있고 고해상도의 연속 스펙트럼 모자이크를 통해 z > 4에서 DSFG 수밀도 모델 간의 차이를 구분하는 데 중요한 역할을 할 수 있다.