Weak Evolution of Cosmic Atomic Hydrogen over the Past 4.5 Billion Years

Résumé technique : Faible évolution de l'hydrogène atomique cosmique au cours des 4,5 derniers milliards d'années

Énoncé du problème
La densité de taux de formation stellaire cosmique (CSFRD) a chuté brutalement vers l'époque actuelle. Bien que ce déclin soit largement lié à la diminution observée de la densité de l'hydrogène moléculaire ($H_2$) cosmique, le rôle du réservoir plus étendu d'hydrogène atomique ($H\text{\textsc{i}}$) reste incertain. Les mesures précédentes de la densité d'hydrogène atomique cosmique ($\Omega_{H\text{\textsc{i}}}$) se sont appuyées sur les absorbeurs de Ly$\alpha$ amortis (DLA) ou sur l'empilement de spectres (stacking) issus de relevés à 21 cm. Cependant, les mesures de DLA sondent des sections efficaces à haute densité de colonne, tandis que les études existantes d'émission à 21 cm à des redshifts intermédiaires ($z > 0,1$) souffrent de surfaces de relevés limitées, de tailles d'échantillons réduites et d'une variance cosmique significative. Par conséquent, il manque des mesures d'émission à 21 cm à large champ et cohérentes pour déterminer si le déclin tardif de la CSFRD est accompagné d'un épuisement comparable du réservoir d'$H\text{\textsc{i}}$ associé aux galaxies.

Méthodologie
Cette étude exploite une synergie unique entre le télescope sphérique à ouverture de cinq cents mètres (FAST) et l'instrument de spectroscopie d'énergie sombre (DESI) pour mesurer $\Omega_{H\text{\textsc{i}}}$ sur l'intervalle $0 < z < 0,41$ (les 4,5 derniers milliards d'années).

• Sources de données : L'analyse combine les spectres d'$H\text{\textsc{i}}$ du relevé de l'hydrogène à ciel entier par FAST (FASHI) avec la spectroscopie optique du DESI Bright Galaxy Survey (BGS). Ce croisement produit un échantillon statistiquement représentatif d'environ 2,5 millions de galaxies couvrant environ 12 000 deg$^2$.
• Technique d'empilement (Stacking) : En raison de la faible intensité intrinsèque de la raie à 21 cm à ces redshifts, les détections individuelles ne sont pas réalisables. Les auteurs utilisent l'empilement de raies spectrales de galaxies limitées en magnitude dans la bande $r$. Les galaxies sont regroupées en classes de masse stellaire ($M_*$) pour dériver la fraction de gaz $H\text{\textsc{i}}$ moyenne, $\langle f_{H\text{\textsc{i}}}(M_*) \rangle \equiv \langle M_{H\text{\textsc{i}}}/M_* \rangle$.
• Intervalles de redshift : Pour atténuer l'interférence radiofréquence (RFI), l'analyse se concentre sur quatre intervalles de redshift spécifiques : $0 < z < 0,09$ et $0,25 < z < 0,41$, avec des redshifts moyens de 0,033, 0,069, 0,281 et 0,358.
• Corrections systématiques :
  • Correction de confusion : Étant donné la grande taille du faisceau de FAST ($\sim2,9$ arcmin), une approche d'« échantillon propre » a été adoptée. Les galaxies ayant des voisines à des séparations angulaires et de vitesse spécifiques ont été exclues pour éviter la contamination du signal, supprimant ainsi $\sim33,4\%$ de l'échantillon original.
  • Biais de luminosité : Pour corriger la nature limitée par le flux de l'échantillon BGS (qui favorise les galaxies lumineuses et riches en gaz), les auteurs ont développé une méthode pour modéliser la dépendance de $f_{H\text{\textsc{i}}}$ à la fois par rapport à la masse stellaire et à la luminosité dans la bande $r$ ($f_{H\text{\textsc{i}}}(L_r|M_*)$). Cette correction analytique permet de récupérer la distribution intrinsèque de $f_{H\text{\textsc{i}}}$ sur toute la gamme de masses.
  • Modélisation directe (Forward Modeling) : Un catalogue fictif basé sur la simulation IllustrisTNG100-1 a été construit pour quantifier les incertitudes systématiques découlant de la sélection de l'échantillon, de l'assignation des fibres et de la confusion résiduelle. Ce modèle direct a fourni des estimations conservatrices des décalages systématiques.

Résultats clés

• Dépendance à la masse stellaire : La fraction moyenne de gaz $H\text{\textsc{i}}$ diminue systématiquement avec l'augmentation de la masse stellaire, décrite par une forme de loi de puissance brisée plutôt que par une simple loi de puissance de type « séquence principale ».
• Faible évolution : À masse stellaire constante, la fraction moyenne de gaz $H\text{\textsc{i}}$ évolue de moins de 0,2 dex de $z=0,41$ jusqu'à aujourd'hui. Cette quasi-invariance se maintient sur toute la gamme de masses sondée ($10^9 M_\odot$ à $10^{11,5} M_\odot$), indiquant que la faible évolution est une tendance à l'échelle de la population plutôt qu'un résultat de changements compensatoires dans différentes sous-populations de galaxies.
• Densité d'hydrogène atomique cosmique ($\Omega_{H\text{\textsc{i}}}$) :
  • Les données brutes indiquent une diminution de $\Omega_{H\text{\textsc{i}}}$ d'un facteur $1,35 \pm 0,10$ sur les 4,5 derniers milliards d'années.
  • Après application des corrections systématiques conservatrices dérivées du modèle direct, le déclin inféré est réduit à un facteur de $1,12 \pm 0,10$.
  • Ce déclin mesuré est nettement plus faible que le déclin de la CSFRD, qui diminue d'un facteur 2,46 sur la même période.
• Comparaison avec les modèles : Les résultats sont cohérents avec la simulation hydrodynamique SIMBA (qui prédit un déclin modeste) mais contredisent la simulation TNG (qui prédit une $\Omega_{H\text{\textsc{i}}}$ approximativement constante). Les mesures sont également plus élevées et jusqu'à trois fois plus précises à $z > 0,25$ par rapport aux études d'émission à 21 cm précédentes.

Signification et revendications
L'article affirme que ces différences quantitatives excluent l'épuisement rapide de l' $H\text{\textsc{i}}$ galactique comme principal moteur du déclin tardif de la CSFRD. Au lieu de cela, les résultats suggèrent que le déclin de la formation stellaire est piloté par une réduction de la conversion du gaz atomique froid en gaz moléculaire et en étoiles, plutôt que par un épuisement du réservoir atomique lui-même.

La faible évolution de $\Omega_{H\text{\textsc{i}}}$ et de $f_{H\text{\textsc{i}}}(M_*)$ implique que le réservoir d'$H\text{\textsc{i}}$ tardif reste proche d'un équilibre régulé (gouverné par l'accrétion, le recyclage et le feedback), même alors que le débit vers la formation stellaire diminue. Les auteurs postulent que la diminution de l'apport de gaz agit comme un moteur en amont, mais que son impact est médié par le cycle baryonique — affectant spécifiquement la conversion en gaz moléculaire et la formation stellaire subséquente — plutôt que de se manifester par un épuisement marqué de l'$H\text{\textsc{i}}$.

Ce travail fournit un jalon rigoureux pour les modèles de formation de galaxies, exigeant qu'ils reproduisent un scénario où le réservoir de gaz atomique reste presque invariant tandis que les composantes moléculaires et de formation d'étoiles évoluent fortement. L'étude établit que le déclin de l'apport de gaz cosmologique ne produit pas un épuisement dépendant de la masse de l'$H\text{\textsc{i}}$, offrant de nouvelles contraintes sur l'accrétion de gaz, la conversion de phase et les mécanismes de régulation de la formation d'étoiles.