[논문 리뷰] The reionising bubble size distribution around galaxies

Ting-Yi Lu, Charlotte Mason외 5명|arXiv (Cornell University)|2023. 04. 21.

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena인용 수 6

한 줄 요약

이 연구는 우주 재이온화 기간 동안 고적색도 은하와 과밀도 부근의 이온화 기포 크기 분포를 모의하기 위해 대규모(1.6 Gpc³) 천체역학 시뮬레이션을 사용한다. 결과적으로, UV 빛이 강한 은하와 강한 과밀도는 z ≈ 7–8에서는 매우 큰 이온화 기포(>1 proper Mpc)에 존재할 가능성이 매우 높지만, z ≈ 8.7에서는 낮은 확률임을 발견하여, z > 8에서의 Lyα 탐지가 더 낮은 IGM 중성분 분율, 더 밝은 원천, 또는 강화된 내재적 Lyα 방출을 필요로 할 수 있음을 시사한다.

ABSTRACT

Constraining when and how reionisation began is pivotal for understanding when the first galaxies formed. Lyman-alpha (Ly$α$) emission from galaxies is currently our most promising probe of these early stages. At z>7 the majority of galaxies detected with Ly$α$ are in candidate overdensities. Here we quantify the probability of these galaxies residing in large ionised bubbles. We create (1.6 Gpc)$^3$ reionising intergalactic medium (IGM) simulations, providing sufficient volume to robustly measure bubble size distributions around UV-bright galaxies and rare overdensities. We find $M_{ m UV} \lesssim -16$ galaxies and overdensities are $\gtrsim$10-1000x more likely to trace ionised bubbles compared to randomly selected positions. The brightest galaxies and strongest overdensities have bubble size distributions with highest characteristic size and least scatter. We compare two models: gradual reionisation driven by numerous UV-faint galaxies versus more rapid reionisation by rarer brighter galaxies, producing larger bubbles at fixed neutral fraction. We demonstrate that recently observed z~7 overdensities are highly likely to trace large ionised bubbles, corroborated by their high Ly$α$ detection rates. However, the z~8.7 association of Ly$α$ emitters in EGS and GN-z11, with Ly$α$ at z=10.6, are unlikely to trace large bubbles in our fiducial model -- 11% and 7% probability of >1 proper Mpc bubbles, respectively. Ly$α$ detections at such high redshifts could be explained by: a less neutral IGM than previously expected; larger ionised regions at fixed neutral fraction; or if intrinsic Ly$α$ flux is unusually strong in these galaxies. We discuss how to test these scenarios with JWST and the prospects for using upcoming wide-area surveys to distinguish between reionisation models.

연구 동기 및 목표

• 우주의 재이온화 기간 동안 고적색도 은하와 과밀도가 큰 이온화 기포에 존재할 가능성을 정량화하는 것.
• 희박한 은하의 점진적 재이온화 모델과 희귀한 밝은 은하에 의한 급속한 재이온화 모델을 기포 크기 분포를 통해 구분하는 것.
• 최근의 고적색도 Lyα 탐지(예: z ≈ 7–8 및 z ≈ 10.6)를 이온화 기포 크기와 IGM 중성분 분율 측면에서 해석하는 것.
• 향후 JWST 및 Euclid 설문 조사에서 이온화 기포 탐지 가능성 예측하고, 재이온화 모델 제약을 평가하는 것.

제안 방법

• 재이온화 기간 동안의 간성간 매질(IGM)에 대해 (1.6 Gpc)³ 천체역학 시뮬레이션을 수행하며, 복사전달 및 원천 피드백을 포함한다.
• 다양한 적색도와 IGM 중성분 분율에서 UV 빛이 강한 은하와 은하 과밀도 주변의 이온화 기포 크기를 추적한다.
• 두 가지 재이온화 모델을 비교한다: 낮은 탈출율을 가진 희박한 은하에 의한 점진적 재이온화 모델과 높은 탈출율을 가진 밝은 은하에 의한 급속 재이온화 모델.
• 기포 크기 분포를 사용하여 고정된 중성분 분율과 원천 빛의 세기에서 1 proper Mpc 이상의 기포를 가질 확률을 계산한다.
• 기준 모델 예측 기반으로 향후 설문 조사(JWST COSMOS-Web, Euclid Deep, Roman Wide)에서의 기포 수 밀도를 예측한다.
• 우주의 변동성과 설문 조사 부피가 큰 이온화 영역 탐지에 미치는 영향을 분석한다.

Figure 1: Slices from our simulations at ${\overline{x}_{\textsc{hi}}}=0.2,0.5,0.7,0.9$ for Gradual (upper panel) and Rapid (lower panel). White regions show ionised gas and black regions show neutral gas. We show 1.5 cMpc slices in a $300\times 300$ cMpc region of our (1.6 cGpc) 3 coeval cubes. We

실험 결과

연구 질문

• RQ1 z ≈ 7–8에서 UV 빛이 강한 은하와 과밀도가 큰 이온화 기포(>1 proper Mpc)에 존재할 가능성은 얼마인가?
• RQ2 희박한 은하에 의한 재이온화 모델과 밝은 은하에 의한 재이온화 모델 간 기포 크기 분포는 어떻게 다를까?
• RQ3 기준 모델 하에서 왜 z ≈ 8.7에서의 Lyα 탐지(EOS 및 GN-z11 등)는 큰 이온화 기포에 존재할 가능성이 낮은가?
• RQ4 고적색도 Lyα 탐지가 해석될 수 있는 조건(예: 더 낮은 중성분 분율, 더 강한 내재적 Lyα 방출, 또는 더 밝은 원천)은 무엇인가?
• RQ5 Euclid 및 Roman과 같은 넓은 영역 설문 조사가 기포 크기 분포를 탐지하고 재이온화 모델을 제약할 수 있는가?

주요 결과

• M_UV < -16인 은하와 과밀도는 무작위 위치보다 10–1000배 더 큰 이온화 기포에 존재할 가능성이 높다.
• UV 빛의 세기와 과밀도가 높을수록 기포의 특성 크기와 산란이 증가하고 감소하여, 더 큰 영역으로의 강한 편향을 나타낸다.
• z ≈ 7–8에서 과밀도는 40–93% 이상의 확률로 1 proper Mpc 이상의 기포를 가질 수 있으며, 이는 높은 Lyα 탐지율과 일치한다.
• z ≈ 8.7에서 EGS의 경우 큰 기포(>1 proper Mpc)에 존재할 확률은 약 11%, GN-z11의 경우 약 7%에 불과하여, 이 탐지 결과는 비표준 조건이 필요할 가능성이 높다.
• 고적색도 Lyα 탐지에는 더 낮은 IGM 중성분 분율(x_HI < 0.8), 동일한 x_HI에서 더 큰 기포, 또는 비정상적으로 강한 내재적 Lyα 방출이 필요할 수 있다.
• JWST COSMOS-Web 설문 조사는 x_HI < 0.9일 경우를 제외하고는 10 cMpc 이상의 기포를 탐지할 가능성이 낮지만, Euclid와 Roman 설문 조사는 우주적 변동성이 낮은 기포 크기 분포 측정에 충분한 부피를 확보할 수 있다.

Figure 2: Example reionisation timelines for the Gradual model (solid line) and the Rapid model (dashed line) for demonstration purposes. Different symbols are neutral fractions constrained by Ly $\alpha$ equivalent width (stars, Mason et al., 2018a ; Mason et al., 2019a ; Bolan et al., 2022 ) , Ly