Stark2025ObservationsFirstGalaxies
- encyclopedia 的一篇，篇幅是 13 chapters 或者 25 pages
- 主题是 JWST 对第一批星系观测的结果，红移范围是 5 以上
- first billion year 大致对应于 z>6
- “provide a broad introduction to those new to the observational study of very high redshift galaxies”
- gemini https://aistudio.google.com/prompts/1sA7Ao6FU67lBJ2LIAFHBoKkgFl8NAA3F
Brief #
- 高红移星系的筛选依靠 LBG、发射特征（Lya、OIII）以及尘埃辐射
- unexpected findings 包括
- JWST 观测到的明亮星系数目（用 UVLF 表示）远超恒定 SFE 模型的预测，可以被 bursty SFH 导致的 up-scatter 解释
- SED fitting 对星族年龄的限制以及 simulation 在高红移环境下的理论预测也支持 bursty SFH 的图景
- 高红移星系不存在核球，而是表现为 clumpy 的特征
- 高红移的 N/O 比例很高，需要额外的 N 形成机制解释
- 被证明是 BLR AGN 的 LRD 相对于星系 stellar mass 是 super massive 的
- JWST 观测到的明亮星系数目（用 UVLF 表示）远超恒定 SFE 模型的预测，可以被 bursty SFH 导致的 up-scatter 解释
Intro #
- CMB 和红外观测分别描述了 z=1100 以及 z<5 的宇宙的样貌，但是在二者之间的 dark age 缺乏合适的可观测对象描述宇宙在这段时间的状态
- 低红移宇宙相比 recombination 时期最大的变化是 re-ionization
- 目前对较高红移宇宙状态的认识是
- PopIII 诞生于 z=30 左右的 mini halo 中，完全不含金属，具有 top heavy IMF
- PopII 诞生于已经受到 PopIII 抛射影响的 ISM 中
- 第一代恒星和星系发出的 Lyman Continuum 会电离周围的 IGM，最终 HII 逐步扩张完成整个宇宙的再电离
- 仪器列举：HST、Spitzer、ALMA、JWST
- JWST 的作用在于近红外波段的灵敏度和分辨率
2 Identification #
- 高红移星系选择的最经典方法依靠恒星的 UV 连续谱遭受中性氢吸收形成的 Lyman break 特征
- Lyman break 表现为两个波段 flux 之间的悬殊比值，比如 J-band dropout
- 在 JWST 之前，HST 的测光波长上限是 1600 nm，对应 z=8~9 的红移上限；JWST 具有 3-5 um 的覆盖，所以红移上限更高
- 另外一个可探测特征是发射线
- Lya emission 是地基望远镜可以探测的唯一光学发射线（Lya 和 OIII 位移到了红外波段），一般做法是用窄带滤光片截取 Lya flux 和其他波段的 flux 进行比较
- JWST 上的 grism 可以观测其他发射线，比如 OIII 禁线
- 最后一个特征是 UV 辐射被尘埃散射之后产生的红外/亚毫米波段的辐射
- 尘埃一般具有类似的典型温度，所以观测到的红外辐射峰值可以示踪其红移
3 Census of galaxies #
- 一般给定红移处的星系的亮度分布由 UVLF 描述，这个分布可以参数化为 Schechter 形式
- 观测发现在高红移不存在类似低红移的指数截断（因为大质量端的 feedback 尚未开始发挥作用）
- 可以用 DPL model 进行修正：在高光度端用另外一个幂律替代指数下降
- 在 JWST 之前一般认为 UVLF 的演化比较平滑，更高的红移具有更少的亮星系，这个演化可以被不随红移演化的 SF efficiency 解释
- JWST 的观测发现红移高于 9 的宇宙中的明亮星系数量远高于模型的预测，可能的原因包括很高的 SFE、top heavy IMF、较低的尘埃含量、阵发性的 SF
- 阵发 SF 相比平稳的 SF 会产生统计性更多的明亮星系（upscatter）
- UVLF 在 faint end 存在一个 turnover，但是仅能用 lensing 研究
- 观测发现在高红移不存在类似低红移的指数截断（因为大质量端的 feedback 尚未开始发挥作用）
- ALMA 的观测表明早期宇宙中的 SF activity 很大程度上被尘埃遮蔽
- JWST 发现的 LRD（HST dark 但是有红外/亚毫米波段的辐射）起初认为是尘埃遮蔽的 starburst 星系，但是后续更倾向于认为（至少大部分）是 AGN，也就是尘埃散射的不是恒星光而是吸积盘的辐射
4 SFR, stellar mass, stellar population age #
- 实际上是对 JWST 数据进行 SED fitting 的结果
- 年老的星族的光谱特征主要是 4000A break，而年轻星族的特征是 Balmer jump (from free-bound nebular continuum) 以及发射线（Ha, Hb, OIII 等）
- HST 和 Spitzer 的观测表明大部分高红移的明亮星系都是由年轻星族主导的，暗示一个 bursty SFH
- 观测的一个限制是仅能观测到最亮的一批星系
- 另外一个限制是 Spitzer 的波段没有延伸到年老恒星占主导的光学波段，有可能是因为星系的光由年轻大质量恒星主导，而年老恒星的光占比较低
- JWST 的观测标明早期星系分为两类，明亮星系和暗弱星系分别对应于 bursty SF model 的爆发期和休眠期
- HST 和 Spitzer 的观测表明大部分高红移的明亮星系都是由年轻星族主导的，暗示一个 bursty SFH
- JWST 观测的一个发现是 sSFR 随着红移的增加而增大，大致的比例是 $\text{sSFR}\propto(1+z)^{1.7}$，解释为早期宇宙的重子吸积率更高
- 低质量星系的高 sSFR 可能受到选择效应的影响
5 SFH #
- bursty SFH 的物理机制是（FIRE 这样的 simulation 可以证实）：高密度气体的自由落体时间很短，所以开始的 SF 非常剧烈，而 feedback 的作用是滞后的
- 对 bursty 性质的观测可以借助不同时标的 SFR tracer 进行，比如 UV continuum 大致对应 100Myr 的 SF activity，而 Ha 和 OIII 对应大致 10Myr 的 SF activity
- 二者的不一致对应于 SFR 的剧烈变化
- Spitzer 可以观测到最近经历过爆发恒星形成的星系，而处于 downturn 的星系则直到 JWST 开始观测才开始被发现，尤其是 Ha/OIIII 很弱，但是仍然保持 UV continuum 的 mini-quenched galaxy (fig5)
- 所以依赖可观测量进行的星系性质的推断都需要考虑这种高度的变化性
6 UV continuum slopes #
- 紫外连续谱（1250-2500A）相对于波长的幂律关系 $f_\lambda \propto \lambda^\beta$ 中的指数 $\beta$ 可以指示尘埃/金属含量（其实本质上是蓝/红颜色的一个量化指标）
- 星系辐射电离周围气体产生的辐射称作 nebular emission（参考 Iyer2025SpectralEnergyDistributions），对紫外连续谱中有相当大的贡献，会使得 $\beta$ 增大
- stellar+nebula 的本征极限（下限）大约是 -2.5
- 在 nebular emission 的基础上，dust attenuation 也会导致连续谱变红
- 星系辐射电离周围气体产生的辐射称作 nebular emission（参考 Iyer2025SpectralEnergyDistributions），对紫外连续谱中有相当大的贡献，会使得 $\beta$ 增大
- 一个基本的关系是更亮的星系通常更红
- 简单的关系是金属和尘埃增加会导致光谱变红，也就是使得 $\beta$ 增大
- 随着红移升高星系的整体趋势是逐渐变蓝，也就是尘埃和金属在高红移含量较低
- JWST 的贡献是将红移上限推进到了 z=12 以上，看到了更加缺乏金属/尘埃的星系
- 此外观测还发现了「非常蓝」和「非常红」两类星系
- 前者只能解释为 nebula 的贡献非常少，比如星系辐射的 escape fraction 很高，或者星系刚刚经历一次爆发恒星形成，可以电离气体的 O star 较少但是产生 UV continuum 的 B star 仍然存在
- 后者可能是尘埃遮蔽比较严重的星系，或者处于恒星形成的 downturn 阶段
- 随着红移升高星系的整体趋势是逐渐变蓝，也就是尘埃和金属在高红移含量较低
7 Size, structure, SFR density #
- 从这里开始换一个新的 session https://aistudio.google.com/prompts/1JluGtsj0B8ZAIcFcF8kEQfHLtrZAhDLF
- JWST 在形态分析上的能力提升主要表现为空间分辨率和波长覆盖的提升
- 高红移星系的一个典型特征是更加 compact，大致的关系是 $R_e\propto(1+z)^{-a}$，其中 $a\approx1$ 符合星系尺寸和 DM halo 角动量的关系给出的理论预测
- 中低红移（1.5-2.5）的星系形态一般是年老星族组成的红色核球和外部的年轻的蓝色团块组成的盘（对应于 inside-out 的生长模式），后者在紫外波段上贡献比例更高
- JWST 对高红移星系的观测中基本不存在核球，星系由多个 clump 构成，这些 clump 在紫外和光学都占据主导；对应的演化的图景是这些 clump 将会在未来合并/组装为星系中心的核球
- 通过强引力透镜效应可以实现更高的空间分辨率，也就是可以分辨 clump 的内部结构
- clump 由多个恒星密度很高的复合体组成，可能是低红移的 GC 的前身
- 这些非常致密的结构还可能和 super massive BH 联系起来，此外这些系统中的 N/O 比值很高
- 另外一个发现是 disk fraction 异常地高（30-50%），和频繁 merger 的星系形成图景不符
- 这些 seeming disk 可能不是真正的动力学盘，需要后续动力学测量（ALMA）的验证
8 Gas, dust, metals #
- 电离参数 U 定义为电离光子数密度与氢原子数密度的比值，对应电离辐射场的强度
- 通过 O32 或者 Ne3O2 等 line ratio 可以推断气体的电离状态
- JWST 的观测发现是
- 高红移星系普遍具有较高的电离参数
- 电离参数和 sSFR 以及 SFR 的面密度有很强的正相关
- JWST 的观测说明 MZR（质量和金属丰度的正相关关系）在高红移（6-10）就已经存在
- 金属丰度一般用 O/H 比例定义，测量的方法是 auroral line/电子温度
- 此外 MZR 的归一化系数在宇宙早期（3-10）基本是不演化的，也就是不同红移、同等质量的星系的金属含量几乎相同，和 0-3 的 MZR 剧烈演化形成鲜明对比
- FMR 描述了金属丰度、恒星质量以及 SFR 之间的关系，高低红移的 FMR 也存在不同
- 此外 JWST 也可以贡献于搜寻完全贫金属/PopIII 星系的尝试
- 有关电离气体密度的结论是：电子密度随着红移的增加而增加
- 高红移的星系的 IR flux 和紫外斜率 $\beta$ 之间的关系和低红移之间基本一致而且随红移变化不大
- 探测到了一个具有 2175 bump 的星系，这个 bump 一般由石墨/PAH 等碳质尘埃贡献
- 元素之间相对丰度的意义主要在于不同元素对应的 timescale 不同
- C 和 O 分别来自中等质量恒星的 AGB 阶段以及大质量恒星的 type-II SNe 阶段，时标分别是 100Myr 和 1Myr
- JWST 发现高红移的 C/O 比例低于太阳值，也就是尚未形成大量的 AGB star、星族比较年轻
- 另外一个 unexpected 发现是高红移星系的 N/O 比例非常高，需要特殊的 N 合成方式来解释
- 可能源于 WR star 或者超大质量（>100 甚至 >1000）恒星的 CNO cycle
- C 和 O 分别来自中等质量恒星的 AGB 阶段以及大质量恒星的 type-II SNe 阶段，时标分别是 100Myr 和 1Myr
9 Ionizing sources #
- 高电离发射线可以用于示踪高能光子的产生和分布
- 电离能在 40-50 eV 的 CIV/HeII 对应的光子可以由大质量恒星产生
- 电离能 60 eV 以上的 NeIV/NeV/NV 发射线一般是由恒星之外的 source 产生的，比如 AGN/shock wave
- 高红移的强高电离发射线比低红移更普遍，并且一般出现在 sSFR 最高的星系中
- 主要的原因是高红移星系的金属丰度更低、IMF 更加 top heavy
10 Clustering, connection #
- 一般来说质量更大的 DM halo 对应的成团性（用 b 表征）更高
- 在 JWST 之前已经有了红移 4-6 的 clustering 分析，大致建立了 UV 光度和 halo mass 之间的关系
- 用 clustering 可以检验「异常的 UVLF 由 up-scatter 造成」的假说，因为 up-scatter 必定对应较小的 DM halo
- 对于 SHMR 的红移演化有不同的结论，有的研究认为 z>10 的 SFE 非常高
11 AGN #
- LRD 的特征是：在 1-3um 较蓝，在 3-5um 较红（具有无法被恒星模型解释的 SED）；形状致密；广泛存在
- NIRSpec 光谱观测发现了非常宽的 Ha/Hb 发射，对应于 BLR 特征，所以 LRD 属于 AGN
- 红色特征来源于尘埃的 reddening effect
- 套用 local AGN 的光度-质量关系计算出的 BH mass 相比星系的质量是 super massive 的（mass ratio 大约 0.1，而 local 的典型值是 3e-4）
- 可能是因为 JWST 的选择效应，因为 BH 相对较暗的星系不会被识别为 LRD
- 可能是 heavy seed scenario 的证据
- 可以解释为 super Eddington accretion，尤其是这些 AGN 缺乏本地 AGN 常见的 torus 以及 X-ray emission
12 Outflows #
- 高红移的剧烈 SF 理论上应该存在很强的 outflow
- outflow 应该在光谱上表现为叠加在星系本身 narrow core 上的 broad wing 组分
- 大约 17-30% 的星系存在 outflow 特征（并且高红移更高），这个比例考虑到了 duty cycle 以及 opening angle 的影响
- 另外的方式是探测外流气体在背景 source 上的吸收线
13 Reionization #
- 宇宙总电离率包括三者乘积：紫外光度密度 $\rho_\text{UV}$、单位光度向电离光子数目的转化效率 $\xi_\text{ion}$、LyC 光子逃逸出星系进入 IGM 的效率 $f_\text{esc}$
- 由于 bursty SFH，高红移的 $\xi_\text{ion}$ 的范围很广，并且依赖于光度
- IGM 是不透明的所以很难测量高红移的 $f_\text{esc}$
- 考虑到高红移存在很多的明亮星系，再电离的开始时间可能更早，比如 z=10 已经完成了 10-20%
- 可以通过对 Lya forest 的观测来衡量 IGM 中中性氢和电离氢的比例，因为中性氢会显著地吸收 Lya 光子
- 强 Lya 发射的比例从 z=5 的 25% 下降到 z=9 的小于 5%