ハッブル深宇宙フィールドにおける高赤方偏移銀河：z ≳ 4までの色選択と星形成の歴史

視線上のQSO吸収系におけるH iの累積効果に関連するライマン減衰は、z ≳ 2.5で銀河を特定するための特徴的な特徴を提供します。ライマン連続体のブレークがある平坦なUVスペクトルに重なる場合に敏感な色基準は、ケック分光法を通じて、3 ≲ z ≲ 3.5の星形成銀河のかなりの集団を成功裏に特定できることが示されています。そのような天体は、フィールド銀河赤方偏移調査で驚くほど捕らえられないことが証明されています。彼らの表面密度と形態の定量化は、銀河の形成方法と時期を特定するために重要です。ハッブル深宇宙フィールド（HDF）観測は、宇宙的吸収の遍在する効果を利用し、現在の分光限界よりもかなり淡い限界の銀河の赤方偏移分布に関する有用な統計的制約を得る機会を提供します。我々は、ライマン系列の共鳴線での散乱とライマン連続体吸収を含む、赤方偏移の関数としてH i宇宙の不透明度をモデル化し、幅広い年齢、金属量、塵の含有量、赤方偏移を持つ星間集団合成モデルを使用して、高赤方偏移銀河と低赤方偏移銀河を確実に区別する色選択基準を導き出します。HDF画像から、2 ≲ z ≲ 4.5の星形成銀河のサンプルを構築します。HDF内の約60の対象の中で、既知のケック/低解像度画像分光計（LRIS）分光赤方偏移が0 ≲ z ≲ 1.4の範囲にあるものは、高赤方偏移サンプルを汚染しないことがわかりましたが、我々の色基準はSteidelらによって特定された2.6 ≲ z ≲ 3.2の銀河を効率的に選択するのが可能です。紫外線（および青）ドロップアウト技術は、初期宇宙における宇宙的な星および元素形成を調査する可能性を開きます。私たちは、q0 = 0.5およびH0 = 50 km s−1 Mpc−1の場合、〈z〉 = 2.75でのII型超新星からの単位共動体積あたりの重元素排出率の下限を約3.6 × 10−4M⊙ yr−1 Mpc−3と設定しています。これは局所値の3倍高いですが、z ≈ 1で観測された率の4倍低いです。〈z〉 = 4で、宇宙金属排出率の下限は〈z〉 = 2.75の値の約3倍低くなります。これらの結果が銀河形成モデル、及び宇宙間媒体の化学的富化とイオン化の歴史に与える意味について議論します。