MIDIS: Unveiling the Role of Strong Hα Emitters During the Epoch of Reionization with JWST
Pierluigi Rinaldi, K. I. Caputi, Edoardo Iani, Luca Costantin, Steven Gillman, Pablo G. Pérez‐González, Göran Östlin, L. Colina, T. R. Greve, H. U. Nørgard-Nielsen, G. S. Wright, Javier Álvarez-Márquez, A. Eckart, M. García-Marín, J. Hjorth, O. Ilbert, Sarah Kendrew, Á. Labiano, O. Le Fèvre, J. P. Pye, Tuomo Tikkanen, Fabian Walter, P. van der Werf, M. J. Ward, Marianna Annunziatella, R. Azzollini, Arjan Bik, Leindert Boogaard, Sarah E. I. Bosman, Alejandro Crespo Gómez, Iris Jermann, Danial Langeroodi, Jens Melinder, R. A. Meyer, T. Moutard, Florian Peißker, E. F. van Dishoeck, M. Güdel, Th. Henning, P.-O. Lagage, T. P. Ray, B. Vandenbussche, C. Waelkens, Pratika Dayal
Abstract
Abstract By using an ultradeep JWST/MIRI image at 5.6 μ m in the Hubble eXtreme Deep Field, we constrain the role of strong H α emitters (HAEs) during “cosmic reionization” at z ≃ 7–8. Our sample of HAEs is comprised of young (<35 Myr) galaxies, except for one single galaxy (≈300 Myr), with low stellar masses (≲10 9 M ⊙ ). These HAEs show a wide range of rest-frame UV continuum slopes ( β ), with a median value of β = −2.15 ± 0.21, which broadly correlates with stellar mass. We estimate the ionizing photon production efficiency ( ξ ion,0 ) of these sources (assuming f esc,LyC = 0%), which yields a median value <mml:math xmlns:mml="http://www.w3.org/1998/Math/MathML" overflow="scroll"> <mml:msub> <mml:mrow> <mml:mi>log</mml:mi> </mml:mrow> <mml:mrow> <mml:mn>10</mml:mn> </mml:mrow> </mml:msub> <mml:mo stretchy="false">(</mml:mo> <mml:msub> <mml:mrow> <mml:mi>ξ</mml:mi> </mml:mrow> <mml:mrow> <mml:mi>ion</mml:mi> <mml:mo>,</mml:mo> <mml:mn>0</mml:mn> </mml:mrow> </mml:msub> <mml:mrow> <mml:mo stretchy="true">/</mml:mo> </mml:mrow> <mml:mo stretchy="false">(</mml:mo> <mml:mi>Hz</mml:mi> <mml:mspace width="0.33em"/> <mml:msup> <mml:mrow> <mml:mi>erg</mml:mi> </mml:mrow> <mml:mrow> <mml:mo>−</mml:mo> <mml:mn>1</mml:mn> </mml:mrow> </mml:msup> <mml:mo stretchy="false">)</mml:mo> <mml:mo stretchy="false">)</mml:mo> <mml:mo>=</mml:mo> <mml:msubsup> <mml:mrow> <mml:mn>25.50</mml:mn> </mml:mrow> <mml:mrow> <mml:mo>−</mml:mo> <mml:mn>0.12</mml:mn> </mml:mrow> <mml:mrow> <mml:mo>+</mml:mo> <mml:mn>0.10</mml:mn> </mml:mrow> </mml:msubsup> </mml:math> . We show that ξ ion,0 positively correlates with H α equivalent width and specific star formation rate. Instead ξ ion,0 weakly anticorrelates with stellar mass and β . Based on the β values, we predict <mml:math xmlns:mml="http://www.w3.org/1998/Math/MathML" overflow="scroll"> <mml:msub> <mml:mrow> <mml:mi>f</mml:mi> </mml:mrow> <mml:mrow> <mml:mi>esc</mml:mi> <mml:mo>,</mml:mo> <mml:mi>LyC</mml:mi> </mml:mrow> </mml:msub> <mml:mo>=</mml:mo> <mml:mn>4</mml:mn> <mml:msubsup> <mml:mrow> <mml:mo>%</mml:mo> </mml:mrow> <mml:mrow> <mml:mo>−</mml:mo> <mml:mn>2</mml:mn> </mml:mrow> <mml:mrow> <mml:mo>+</mml:mo> <mml:mn>3</mml:mn> </mml:mrow> </mml:msubsup> </mml:math> , which results in <mml:math xmlns:mml="http://www.w3.org/1998/Math/MathML" overflow="scroll"> <mml:msub> <mml:mrow> <mml:mi>log</mml:mi> </mml:mrow> <mml:mrow> <mml:mn>10</mml:mn> </mml:mrow> </mml:msub> <mml:mo stretchy="false">(</mml:mo> <mml:msub> <mml:mrow> <mml:mi>ξ</mml:mi> </mml:mrow> <mml:mrow> <mml:mi>ion</mml:mi> </mml:mrow> </mml:msub> <mml:mrow> <mml:mo stretchy="true">/</mml:mo> </mml:mrow> <mml:mo stretchy="false">(</mml:mo> <mml:mi>Hz</mml:mi> <mml:mspace width="0.33em"/> <mml:msup> <mml:mrow> <mml:mi>erg</mml:mi> </mml:mrow> <mml:mrow> <mml:mo>−</mml:mo> <mml:mn>1</mml:mn> </mml:mrow> </mml:msup> <mml:mo stretchy="false">)</mml:mo> <mml:mo stretchy="false">)</mml:mo> <mml:mo>=</mml:mo> <mml:msubsup> <mml:mrow> <mml:mn>25.55</mml:mn> </mml:mrow> <mml:mrow> <mml:mo>−</mml:mo> <mml:mn>0.13</mml:mn> </mml:mrow> <mml:mrow> <mml:mo>+</mml:mo> <mml:mn>0.11</mml:mn> </mml:mrow> </mml:msubsup> </mml:math> . Considering this and related findings from the literature, we find a mild evolution of ξ ion with redshift. Additionally, our results suggest that these HAEs require only modest escape fractions ( f esc,rel ) of 6%–15% to reionize their surrounding intergalactic medium. By only considering the contribution of these HAEs, we estimated their total ionizing emissivity ( <mml:math xmlns:mml="http://www.w3.org/1998/Math/MathML" overflow="scroll"> <mml:msub> <mml:mrow> <mml:mover accent="true"> <mml:mrow> <mml:mi>N</mml:mi> </mml:mrow> <mml:mrow> <mml:mo>̇</mml:mo> </mml:mrow> </mml:mover> </mml:mrow> <mml:mrow> <mml:mi>ion</mml:mi> </mml:mrow> </mml:msub> </mml:math> ) as <mml:math xmlns:mml="http://www.w3.org/1998/Math/MathML" overflow="scroll"> <mml:msub> <mml:mrow> <mml:mover> <mml:mi>N</mml:mi> <mml:mo>̇</mml:mo> </mml:mover> </mml:mrow> <mml:mrow> <mml:mi mathvariant="normal">ion</mml:mi> </mml:mrow> </mml:msub> <mml:mo>=</mml:mo> <mml:msup> <mml:mrow> <mml:mn>10</mml:mn> </mml:mrow> <mml:mrow> <mml:mn>50.53</mml:mn> <mml:mo>±</mml:mo>