再电离时期的恒星初始质量函数

在计及低于深场 Hubble 和 Spitzer 巡天探测极限的暗弱星系的贡献后，我估算了 z~6 处的紫外和可见光光度密度。我发现 z~6 处的静止帧 V 波段光度密度约为紫外光度密度的 2-3 分之一。这意味着，对于 Salpeter 初始质量函数和单次被动演化爆发，z~6 处恒星种群的最大年龄必须小于 100 Myr。如果 z~6 星系中的恒星是负责电离星际介质的恒星形成活动的残留物，那么再电离必然是一个在 z<7 完成的短暂过程。此结论假设了当前的团块因子和逃逸分数估计值，以及延伸至 200 M_{\sun} 的 Salpeter 斜率的恒星初始质量函数 (IMF; dN/dM \propto M^{\alpha}, \alpha=-2.3)。除非团块因子与逃逸分数的比值小于 60，否则 Salpeter 斜率的恒星 IMF 和高于 7 的再电离红移将被排除。为了从红移 9 开始维持电离的星际介质，即使形成了质量高达 ~200 M_{\sun} 的恒星，恒星 IMF 的斜率也必须为 \alpha=-1.65。相应地，如果星际介质从红移 11 开始被电离，IMF 的斜率必须为 \alpha~-1.5。导致 z>7 再电离的 IMF 所跨越的 z~6 处恒星质量密度范围为 1.3+/-0.4\times10^{7} Msun/Mpc^3。