[论文解读] JWST Measurements of Neutral Hydrogen Fractions and Ionized Bubble Sizes at $z=7-12$ Obtained with Ly$α$ Damping Wing Absorptions in 27 Bright Continuum Galaxies

Hiroya Umeda, Masami Ouchi+6 more|arXiv (Cornell University)|Jun 1, 2023

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena被引用 18

一句话总结

本文通过利用 JWST/NIRSpec 光谱中 26 颗明亮连续谱星系的 Lyα 阻尼翼吸收，推导出在 z ≈ 7–12 的星系的体积分布平均中性氢分数 x_HI 和电离泡半径 R_b，揭示与晚期再电离一致的红移演化，并给出与模拟相比的泡尺寸估计。

ABSTRACT

We present volume-averaged neutral hydrogen fractions $x_{ m \HI}$ and ionized bubble radii $R_{ m b}$ measured with Ly$α$ damping wing absorption of galaxies at the epoch of reionization. We combine JWST/NIRSpec spectra taken by CEERS, GO-1433, DDT-2750, and JADES programs, and obtain a sample containing 27 bright UV-continuum ($M_{ m UV}<-18.5~{ m mag}$) galaxies at $7

研究动机与目标

• 动机：利用 JWST 高红移星系中的 Lyα 阻尼翼来约束再电离时期 IGM 的电离状态。
• 通过拟合复合谱和单个星系光谱中的 Lyα 阻尼翼，量化 x_HI 和 R_b。
• 研究 Lyα 阻尼翼特征的红移演化及其对再电离时间线和星系环境的含义。
• 评估推断的泡尺寸是否与解析预期和数值模拟一致。

提出的方法

• 使用 CEERS、GO-1433、DDT-2750 和 JADES 的 JWST/NIRSpec PRISM 光谱，构建一个在 7<z<11.4、具备原位紫外连续光谱的 26 颗星系样本。
• 使用内部向外的再电离模型，在 IGM 中嵌入半径为 R_b 的电离泡，且 IGM 中的中性氢分数为 x_HI，来建模 Lyα 阻尼翼吸收，端点再电离 redshift 固定 z_n=5。
• 结合 Voigt 分布的 CGM 吸收和 Lyα 发射模板；用 MCMC（ptemcee）拟合以获得 x_HI、log R_b、log N_HI、EW(Lyα) 等的后验分布。
• 构建四个按红shift 分组的复合光谱以提高信噪比并检验阻尼翼特征的红shift 演化。
• 通过用 PRISM 的线 spread 函数卷积模型光谱来考虑仪器展宽。
• 将最佳拟合值以模式形式给出，并给出来自堆叠后验分布的 68% HPDI 不确定性。

Figure 1: Redshift and UV-magnitude distribution of our galaxy sample. In the bottom panel, circles represent the redshift and UV-magnitude values for the galaxy observed by CEERS, GO-1433, DDT-2750, and JADES. The circle indicate the best-fit values while the upper circle with an upper arrow corres

实验结果

研究问题

• RQ1 在 z ≈ 7–12 的宇宙中，利用明亮星系中的 Lyα 阻尼翼推断出的体积平均中性氢分数 x_HI 是多少？
• RQ2 围绕这些星系的电离泡有多大，它们的尺度随红移如何演化？
• RQ3 推断的 x_HI 与 R_b 是否与现有的再电离历史和数值模拟一致？
• RQ4 CGM 吸收与 Lyα 发射在塑造阻尼翼及推断参数中起到怎样的作用？

主要发现

ID	平均红移 ⟨z⟩	中性氢分数 x_HI	log R_b [cMpc]
#1	7.12^{+0.06}_{-0.08}	{0.54}^{+0.13}_{-0.54}	{1.89}^{+0.49}_{-1.54}
#2	7.44^{+0.34}_{-0.24}	{0.69}^{+0.30}_{-0.38}	{2.31}^{+0.13}_{-2.11}
#3	8.28^{+0.41}_{-0.44}	{0.92}^{+0.08}_{-0.56}	{0.70}^{+0.72}_{-1.25}
#4	10.28^{+1.12}_{-1.40}	{0.94}^{+0.06}_{-0.41}	{-0.72}^{+1.57}_{-0.28}

• 随着红移的增加，x_HI 增大，堆叠分箱结果显示 x_HI 在 z≈7.12 时约为 0.54，在 z≈10.28 时约为 0.94。
• R_b 倾向随红shift 降低，log10(R_b/cMpc) 的取值从约 1.89（z≈7.12）下降至约 -0.72（z≈10.28）。
• 在单个对象拟合中，部分星系显示强烈的 IGM 阻尼翼，x_HI 约为 0.9–1.0、泡较小；而其他星系需要 CGM 的 HI 吸收或较大泡来解释阻尼翼形状。
• 推断的 x_HI 演化相对偏晚，与 CMB 电子散射和 UV 光度函数演化在假设 f_esc ~ 0.2 时一致。
• 推断出的泡尺寸在给定 x_HI 的情况下，可能比宇宙平均解析预估大出若干个量级，且与最近的合并电离泡的数值模拟大致相符。
• CGM 中的中性氢柱密度可能达到 DLAs（N_HI > 2×10^20 cm^-2），某些对象在 CGM 中的 N_HI > 10^22 cm^-2。

Figure 2: Full spectra of galaxy samples. (Left): The x-(y-)axis corresponds to the observed wavelength (arbitrary normalized flux density ). The black lines and grey regions represent the fluxes of spectra and their uncertainties, respectively. The red dashed line represents the observed Ly $\alpha