协同半解析模型与流体动力学模拟以解读JWST首个十亿年的数据

高红移星系形成领域已被JWST彻底革新，它为我们提供了关于早期星系聚集的前所未有的见解。我们的主要目标是研究能够解释在$z \geq 11$处明亮星系意外丰度的物理机制，以及它们的金属富集和光谱特性。我们还利用近期数据确定了再电离的关键源。为此，我们将从SPHINX20高分辨率辐射流体动力学模拟中得出的冷气体分数和恒星形成效率，整合到半解析模型DELPHI中，该模型追踪了从$z \sim 4.5-40$暗物质晕及其重子组分的聚集过程。此外，我们探索了两种不同的方法来提升$z \geq 11$处的星系光度：一种恒星初始质量函数（IMF），随着金属丰度降低和红移增加而变得越来越顶部偏重（eIMF模型）；以及随红移增加而增加的恒星形成效率（eSFE模型）。我们的主要发现是：（i）eIMF和eSFE模型都能解释$z \geq 11$处明亮星系的丰度；（ii）尘埃消光对$z \leq 11$处紫外光度函数的亮端起着重要作用；（iii）在所有模型中，质量-金属丰度关系早在$z \sim 17$就已建立，尽管其斜率依赖于模型；（iv）在模型和观测的误差范围内，我们所有模型都与当前对$z \sim 5-17$处$\beta$斜率以及$z \sim 6-10$处巴尔末跳强度的估算值吻合良好；（v）在eIMF模型中，$z\geq12$或$\rm{M_{UV}}\geq-18$的星系显示出$\xi_{\rm{ion}} \sim 10^{25.55}~{\rm [Hz~erg^{-1}]}$的值，是其他模型的两倍；（vi）质量低于$10^{9}\rm{M_{\odot}}$的星系中的恒星形成是再电离的关键驱动力，提供了直至其中点（$z \sim 7$）的大部分（$\sim 85\%$）电离光子。