[논문 리뷰] The ALPINE-ALMA [C II] survey: Luminosity function of serendipitous [C II] line emitters at z ∼5

Federica Loiacono, Roberto Decarli외 34명|arXiv (Cornell University)|2021. 01. 01.

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena참고 문헌 119인용 수 61

한 줄 요약

이 연구는 ALPINE 목표의 ALMA 관측에서 우연히 발견된 [C II] 선 방출체 샘플에서 유도한 z ∼5에서의 첫 번째 [C II] 158 µm 빛줄기 함수(LF)를 제시한다. 적색편이가 ALPINE 목표에 가까운 것으로 분류된 12개의 [C II] 소스—8개의 확인된 소스와 4개의 후보자—를 군집된 부분군과 필드 부분군으로 나누어 분석한 결과, 우주적 별 형성률 밀도(SFRD)는 우연의 UV 조사 결과보다 약 1.6배 높은 것으로 나타났으며, 특히 군집된 부분군은 SFRD가 최대 약 10배 높게 나타나 과도한 밀도 환경에서의 편향 가능성을 시사하고, 고적색편이 별 형성의 정량화를 위해 더 큰 샘플이 필요함을 강조한다.

ABSTRACT

We present the first [C II] 158 μm luminosity function (LF) at z ∼ 5 from a sample of serendipitous lines detected in the ALMA Large Program to INvestigate [C II] at Early times (ALPINE). A study of the 118 ALPINE pointings revealed several serendipitous lines. Based on their fidelity, we selected 14 lines for the final catalog. According to the redshift of their counterparts, we identified eight out of 14 detections as [C II] lines at z ∼ 5, along with two as CO transitions at lower redshifts. The remaining four lines have an elusive identification in the available catalogs and we considered them as [C II] candidates. We used the eight confirmed [C II] and the four [C II] candidates to build one of the first [C II] LFs at z ∼ 5. We found that 11 out of these 12 sources have a redshift very similar to that of the ALPINE target in the same pointing, suggesting the presence of overdensities around the targets. Therefore, we split the sample in two (a "clustered"and "field"subsample) according to their redshift separation and built two separate LFs. Our estimates suggest that there could be an evolution of the [C II] LF between z ∼ 5 and z ∼ 0. By converting the [C II] luminosity to the star-formation rate, we evaluated the cosmic star-formation rate density (SFRD) at z ∼ 5. The clustered sample results in a SFRD ∼10 times higher than previous measurements from UV-selected galaxies. On the other hand, from the field sample (likely representing the average galaxy population), we derived a SFRD ∼1.6 higher compared to current estimates from UV surveys but compatible within the errors. Because of the large uncertainties, observations of larger samples will be necessary to better constrain the SFRD at z ∼ 5. This study represents one of the first efforts aimed at characterizing the demography of [C II] emitters at z ∼ 5 using a mm selection of galaxies.

연구 동기 및 목표

• . z ∼5에서의 [C II] 빛줄기 함수를 순수하게 [C II] 방출에 의해 선택된 은하 샘플을 사용하여 구축하는 것. 이는 UV 또는 적외선 선별에 의한 편향을 피하기 위한 것이다.
• . 특히 UV로 선별된 샘플과의 비교를 통해 z ∼5에서 [C II] 방출체가 우주적 별 형성률 밀도(SFRD)에 미치는 역할을 평가하는 것.
• . ALPINE 목표에 가까운 적색편이의 근접도를 기반으로 '군집된' 및 '필드' 부분군으로 샘플을 분할하여, 대규모 구조와 군집이 [C II] LF에 미치는 영향을 조사하는 것.
• . 기존 모델 및 다른 관측 추정치(연속체로 선별된 소스 포함)와 유도된 [C II] LF의 일관성을 평가하는 것.

제안 방법

• . 118개의 ALPINE ALMA 지점에서 스펙트럼선을 위한 빈 검색을 수행하였으며, 주로 우연의 검출에 초점을 맞추었다.
• . 검출의 신뢰도와 완전성을 평가하여, 14개의 고신뢰도 선 방출체(12개는 85% 이상의 신뢰도)를 유지하였다.
• . 다중 파장 광도 카탈로그와의 공간적 위치 교차 매칭을 통해 선의 기원을 확인하고, 스펙트럼적 또는 광도적 적색편이를 사용하였다.
• . 확인된 [C II] 방출체(8개, z ∼5), CO 전이(2개, 낮은 z), [C II] 후보자(4개, 모호한 대응체 또는 불확실한 적색편이)로 소스를 분류하였다.
• . ALPINE 목표로부터의 적색편이 차이( |Δz| < 0.0154, 이는 |Δv| < 750 km s⁻¹에 해당)를 기반으로 샘플을 '군집된' 및 '필드' 부분군으로 분할하였다.
• . Schechter 함수 피팅을 사용하여 군집된 부분군과 필드 부분군 각각에 대해 별도의 [C II] 빛줄기 함수를 구축하였으며, De Looze 등(2014)의 보정을 사용하여 빛줄기 밀도를 별 형성률 밀도(SFRD)로 변환하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 . 순수하게 [C II] 방출에 의해 선택된 은하 샘플에서 유도된 [C II] 빛줄기 함수는 z ∼5에서 어떻게 되는가? (UV 또는 IR 선별이 아닌 경우)
• RQ2 . UV로 선별된 은하에서 유도된 LF와 비교해 볼 때, z ∼5에서의 [C II] LF는 어떻게 다른가?
• RQ3 . ALPINE 목표 주변의 소스 군집이 나타내는 대규모 구조의 영향으로 인해 관측된 [C II] LF는 어느 정도 영향을 받는가?
• RQ4 . [C II] LF에서 유도된 z ∼5에서의 우주적 별 형성률 밀도(SFRD)는 무엇이며, 현재의 UV 기반 추정치와 어떻게 비교되는가?
• RQ5 . z ∼5에서 z ∼0으로의 [C II] LF에서의 진화 증거는 있는가? 만약 그렇다면, 이는 초기 은하에서 은폐된 별 형성의 역할에 대해 어떤 함의를 갖는가?

주요 결과

• . z ∼5에서의 [C II] 빛줄기 함수는 순수하게 [C II] 선 방출에 의해 선택된 12개의 소스—8개의 확인된 [C II] 방출체와 4개의 후보자—를 사용하여 구축되었으며, 이는 이 적색편이에서의 첫 번째 such LF이다.
• . 12개 소스 중 11개는 동일한 지점에서 ALPINE 목표 주변에 강하게 군집되어 있으며, 적색편이 차이 |Δz| < 0.0154( |Δv| < 750 km s⁻¹)를 보이며, 과도한 밀도 환경을 시사한다.
• . 군집된 부분군은 필드 부분군보다 약 10배 높은 빛줄기 함수를 보이며, 이는 [C II] 빛줄기의 환경 의존성이 높다는 것을 시사한다.
• . 필드 부분군은 현재의 UV 기반 추정치보다 약 1.6배 높은 별 형성률 밀도(SFRD)를 제공하지만, 큰 오차 범위 내에 있어 이 단계에서 크게 은폐된 별 형성 성분이 존재한다는 유의미한 증거는 없다.
• . 군집된 부분군은 UV 기반 추정치보다 최대 약 10배 높은 SFRD를 제공하며, 이는 고밀도 환경에서의 잠재적 편향을 시사하고, 군집된 샘플에 의존할 경우 SFRD를 과대평가할 수 있음을 강조한다.
• . 관측된 [C II] LFs는 z ∼5에서 z ∼0으로의 진화 가능성을 시사하지만, 통계적 불확실성으로 인해 더 큰 샘플로 확인이 필요하다.