[논문 리뷰] Tomographic Intensity Mapping versus Galaxy Surveys: Observing the Universe in H-alpha emission with new generation instruments

Marta B. Silva, Saleem Zaroubi외 2명|arXiv (Cornell University)|2017. 11. 27.

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena참고 문헌 7인용 수 4

한 줄 요약

이 논문은 H𝛼 강도 매핑(IM)과 은하 조사 간의 비교를 통해 고적색도 우주를 탐사하는 방법을 다루며, z ≈ 0에서 5까지의 시뮬레이션과 관측된 광도 함수를 사용하여 H𝛼 강도 및 파wer 스펙트럼을 모델링한다. 연구 결과, SPHEREx 및 CDIM과 같은 IM 조사에서는 z ≈ 0.8–5 범위에서 전체 H𝛼 방출을 통계적으로 탐지할 수 있으며, CDIM의 높은 스펙트럼 해상도 덕분에 H𝛼를 간섭선과 분리할 수 있다. 반면 은하 조사에서는 총 강도의 <3%에 해당하는 밝은 은하들만 탐지할 수 있다.

ABSTRACT

The H-alpha line emission is an important probe for a number of fundamental quantities in galaxies, including their number density, star formation rate (SFR) and overall gas content. A new generation of low-resolution intensity mapping probes, e.g. SPHEREx and CDIM, will observe galaxies in H-alpha emission over a large fraction of the sky from the local Universe till a redshift of z ~ 6 to 10, respectively. This will also be the target line for observations by the high-resolution Euclid and WFIRST instruments in the z ~ 0.7 - 2 redshift range. In this paper, we estimate the intensity and power spectra of the H-alpha line in the z ~ 0 - 5 redshift range using observed line luminosity functions (LFs), when possible, and simulations, otherwise. We estimate the significance of our predictions by accounting for the modelling uncertainties (e.g. SFR, extinction, etc.) and observational contamination. We find that Intensity Mapping (IM) surveys can make a statistical detection of the full H-alpha emission between z ~ 0.8 - 5. Moreover, we find that the high-frequency resolution and the sensitivity of the planned CDIM surveys allow for the separation of H-alpha emission from several interloping lines. We explore ways to use the combination of these line intensities to probe galaxy properties. As expected, our study indicates that galaxy surveys will only detect bright galaxies that contribute up to a few percent of the overall H-alpha intensity. However, these surveys will provide important constraints on the high end of the H-alpha LF and put strong constraints on the AGN LF.

연구 동기 및 목표

• 관측된 광도 함수와 시뮬레이션을 사용하여 z ≈ 0–5 범위의 H𝛼 강도 및 파워 스펙트럼을 모델링하기.
• 예상되는 간섭 방출선(예: OIII, SII, NII, Hβ, Ly𝛼)에 의한 관측 오염이 H𝛼 강도 매핑 조사에 미치는 영향 평가하기.
• 유량 컷과 다중 방출선의 동시 모델링을 통해 H𝛼 신호를 간섭선에서 분리할 수 있는 가능성 평가하기.
• 미래의 IM 조사(예: SPHEREx, CDIM)가 강력한 H𝛼 측정을 위해 요구하는 민감도 및 해상도 요구 조건 도출하기.
• 선비율 진단법과 은하 조사 자료를 활용하여 H𝛼 강도도에서-dust 흡수를 보정할 잠재력 탐색하기.

제안 방법

• 시뮬레이션 및 관측된 H𝛼 광도 함수를 사용하여 H𝛼 및 간섭선(OIII, SII, NII, Hβ, Ly𝛼)의 빛 통로를 구축하였다.
• 계획된 IM 조사(SPHEREx, CDIM)의 유량 감도 및 볼륨 해상도 파rameter를 적용하여 관측 가능한 강도도를 시뮬레이션하였다.
• 간섭선의 기여를 평가하기 위해 간섭선의 파워 스펙트럼을 목표 H𝛼 신호와 비교하여 오염 정도를 정량화하였다.
• 3.0, 1.2, 0.5 × 10⁻¹⁶ erg s⁻¹ cm⁻² 유량 컷을 적용하여 오염된 볼륨을 마스킹하고, 파워 스펙트럼에 미치는 영향을 평가하였다.
• 은하 조사 자료(예: WFIRST 감도)가 IM도에서 간섭선 은하를 탐지하고 마스킹하는 데 효과적인지 평가하였다.
• 선비율 진단법(예: H𝛼/Hβ)과 외부 흡수 모델을 활용하여 IM에서 유도된 H𝛼 강도의 먼지 흡수를 보정하는 방법을 탐색하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 간섭선의 영향을 고려할 때, 강도 매핑 조사가 z ≈ 0.8에서 5까지 전체 H𝛼 방출을 탐지할 수 있는가?
• RQ2 OIII, SII, NII와 같은 간섭선이 H𝛼 강도도에 얼마나 오염을 유발하는가? 이는 적색도에 따라 어떻게 변화하는가?
• RQ3 간섭선 유량에 대한 유량 컷을 적용하면 오염 파워 스펙트럼을 수용 가능한 수준으로 줄일 수 있는가? 이는 목표 H𝛼 신호의 품질 저하 없이 가능한가?
• RQ4 선비율 진단법 또는 외부 은하 조사 자료를 활용하여 H𝛼 강도 매핑에서 먼지 흡수를 보정하는 것이 가능한가?
• RQ5 SPHEREx와 CDIM의 감도 및 스펙트럼 해상도는 다른 방출선과의 H𝛼 분리에 어떻게 영향을 미치는가?

주요 결과

• 강도 매핑 조사에서는 간섭선의 상당한 오염에도 불구하고 z ≈ 0.8–5 범위에서 전체 H𝛼 방출을 통계적으로 탐지할 수 있다.
• z ≲ 2에서 배경선의 오염으로 인해 관측된 H𝛼 파워 스펙트럼이 최대 두 배까지 증가하지만, 이는 유량 컷을 통해 ≤10% 수준으로 줄일 수 있다.
• 5.0 × 10⁻¹⁷ erg s⁻¹ cm⁻² 유량 컷은 z ≈ 0.8–2 범위에서 오염 파워 스펙트럼을 <10% 이하로 줄이는 데 효과적이며, 목표 H𝛼 파워 스펙트럼의 품질 저하도 1% 미만이다.
• 볼륨의 1% 미만을 마스킹하는 것만으로도 오염을 억제할 수 있으며, 진짜 H𝛼 신호 복원에 큰 영향을 주지 않는다.
• 1.2 × 10⁻¹⁶ erg s⁻¹ cm⁻² 유량 감도를 갖는 은하 조사(예: WFIRST)는 z ≲ 0.8에서 간섭선 은하를 탐지할 수 있지만, 현재의 조사로는 고적색도에서 요구되는 감도에 도달하지 못한다.
• H𝛼가 다른 선과 분리되고 선비율 진단법이 적용된다면 먼지 흡수 보정이 약 20% 이내의 오차로 가능하나, 이는 높은 스펙트럼 해상도와 동시 모델링이 필요하다.