恒星形成星系中[OI]到HI转换因子的高红移标定

星系中中性原子氢(HI)的聚集与积累是星系形成与演化中最基本的过程之一。由于超精细21厘米HI线跃迁的微弱性,直接探测和测量HI气体质量($M_{\rm HI}$)受阻,难以在早期宇宙中直接研究该过程。本文提出一种利用中性原子氧作为示踪物推断高红移星系$M_{\rm HI}$的新方法。具体而言,我们利用伽马暴(GRBs)作为探针对$z\approx 2-6$恒星形成星系中远红外[OI]-$63\mu$m和[OI]-$145\mu$m发射线光度与$M_{\rm HI}$之间的金属丰度依赖转换因子进行推导。除相似时期的流体动力学模拟外,我们还通过$z\approx 0$处具有$M_{\rm HI}$及[OI]-$63\mu$m和[OI]-$145\mu$m直接测量的星系观测证实这些结果。我们发现[OI]$_{\rm 63\mu m}$-HI和[OI]$_{\rm 145\mu m}$-HI转换因子普遍呈现与气相金属丰度反相关。高红移GRB测量进一步预测平均比值$L_{\rm [OI]-63\mu m} / L_{\rm [OI]-145\mu m}=1.55\pm 0.12$,并揭示 generally less excited 的[CII]。$z \approx 0$星系样本也显示系统高于GRB样本的$\beta_{\rm [OI]-63\mu m}$和$\beta_{\rm [OI]-145\mu m}$转换因子,表明本地星系中[OI]发射受抑制或被HI 21厘米示踪的更延展、弥散HI气体储层。最后,我们将这些经验标定应用于文献中少数高红移[OI]-$63\mu$m和[OI]-$145\mu$m线跃迁探测,并进一步讨论这些转换因子在$z\gtrsim 6$(深入再电离时期)星系致密恒星形成ISM中探测HI气体含量的适用性。