Overview	  of	  Japanese	  Proposals:	  	  	  	  	  	  	  	  	  First	  Galaxies	  and	  Cosmic	  Reioniza<on	
Masami	  Ouchi	
University	  of	  Tokyo	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  (ICRR/IPMU)	
Members:	  T.	  Hashimoto	  (Kyoto	  U.),	  A.	  Inoue	  (Osaka	  Sangyo	  U.),M.	  Kobayashi	  (NAOJ),	  Y.	  Matsuoka	  (Nagoya	  U.),	  T.	  Moriya	  (U.	  Tokyo),	  M.	  Oguri	  (NAOJ),	  M.	  
Ouchi	  (U.	  Tokyo),	  T.	  Totani	  (Kyoto	  U.),	  N.	  Yoshida	  (U.	  Tokyo)	

Outline	• Introduce	  the	  Japan’s	  discussions	  about	  ﬁrst	  galaxies	  and	  cosmic	  reioniza<on	  with	  TMT	  	  	  	  	  incl.	  IRIS,	  WFOS-­‐MOBIE,	  and	  IRMS.	  
	  	  	  	  	  • Our	  basic	  ideas	  in	  the	  discussions	  are	  – Extending	  the	  previous	  Subaru	  wide-­‐ﬁeld	  studies	  	  – Exploi<ng	  	  forthcoming	  Subaru/HSC	  wide	  survey	   	  	  8m	  Subaru	
(ﬁrst	  light:	  late	  2011,	  survey	  starts	  ~2013)	  	  	  	  Connec<ng	  Subaru	  and	  TMT	  science.	  
Trying	  to	  plan	  unique,	  compe<<ve,	  and	  	  value-­‐added	  sciences	  for	  TMT	  collabora<on.	  
Next	  genera/on	  Subaru/HyperSuprime-­‐Cam	  (HSC)	

First	  Galaxies:	  	  Missing	  Piece	  of	  Galaxy	  Forma<on	  Understandings	
z=8.6	

z=6.96	

Iye+06

Lehnert+10

Galaxies	  have	  been	  found	  up	  to	  z~7-­‐9	  with	  the	  present	  facili<es	  (Iye+06,	  Vanzella+10,	  Lehnert+10).	  The	  redshid	  fron<er	  is	  pushed.	  	  • Stellar	  mass	  of	  these	  galaxies	  at	  z~7-­‐9	  are	  moderately	  large	  (~109Mo;	  e.g.	  Labbe+10).	  Blue	  UV	  slope?	  (Bouwens+10),	  but	  s<ll	  under	  debate	  (Dunlop+11,Mclure+11).	  
••No	  clear	  indica<on	  of	  primordial	  galaxy	  for	  objects	  at	  z~7-­‐9.	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  →observa<onal	  limits	  of	  10m-­‐class	  telescopes	  and	  HST	  Theore<cal	  Predic<ons	  and	  Open	  Ques<ons	
popII	

total	
popIII	

Trac & Cen06

Contribu<on	  to	  the	  SFR	  history	  by	  ﬁrst-­‐genera<on	  galaxies	  and	  popula<onII.	  	  	  Predicted	  gas	  distribu<on	  around	  a	  proto-­‐star	  in	  a	  DM	  halo	  formed	  at	  z=14	

Yoshida+08

Galaxies	  at	  higher	  redshids	  (z>10)	  as	  suggested	  by	  theore<cal	  models.	  →	  TMT	  for	  z>~10	  gals.	  
Goals	  are	  to	  answer	  -­‐When	  the	  ﬁrst	  genera<on	  galaxies	  formed.	  What	  the	  dominant	  epoch	  of	  the	  forma<on	  is	  ?	  	  -­‐	  How	  stars	  formed?	  (<ny	  proto-­‐stars	  ﬁrst,	  subsequently	  massive	  stars	  realizing	  a	  top-­‐heavy	  IMF??)	  How	  did	  they	  grow/merge	  to	  form	  present-­‐day	  massive	  galaxies,	  such	  as	  Milky	  Way?	  	  •Feasible?	  
30	  hr/poin<ng	  	  at	  z=7,	  	  at	  z=10（TMT)		  	  TMT	  50	  night	  NB	  imaging	  in	  ~0.1deg^2→100-­‐1000	  Lya	  emiqers	  (LAEs)	  ~L*	that	  depends	  on	  LF	  evolu<on	  and	  IGM	  absorp<on	  (→reioniza<on	  study)	  Down	  to	  ~L*	  20	  poin<ngs	
JWST	  for	  	  z=10	

• Compe<<ve?	  	  	  	  	  	  	  Although	  it	  depends	  on	  performance	  of	  NFIRAOS	  (depending	  on	  SR)	  TMT/IRMS	  could	  be	  more	  eﬃcient	  than	  JWST	  FGS/TFI	  and	  NIRCam	  with	  readout	  noise	  limits	  (similarly	  found	  in	  HST/ACS,WFC3)	  •z=16.6	

Extension	  of	  Subaru	  NB	  surveys	  at	  z=3-­‐7.	  	  →	  evolu<on	  of	  less	  massive	  galaxies.	  	  	  	  	  	  	  	  (e.g.	  Iye+06,	  Kashikawa+06,	  Ouchi+08/10).	  
•z=7.7	
z=8.8	
z=10?	

Narrow	  Band	  Survey	  for	  z=8-­‐12	  Galaxies	  	  with	  TMT/IRMS	

Ouchi+10

TMT	  x	  Gravita<onal	  Telescopes	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  on	  Subaru/HSC	  Massive	  Clusters	
TMT	10m	  telesc
ope	

HSC	
Oguri+11
Stark+07•••

Subaru	  HyperSuprime-­‐Cam	  (HSC)	  Survey→	  more	  massive	  clusters	  at	  z~1	  (HSC	  survey	  consor<um).	  Higher	  magniﬁca<on	  for	  z>7	  objects	  (cf.	  LSST,	  PanSTARRS).	  
IRMS	  long	  slit	  spectroscopy	  on	  cri<cal	  lines	  (similar	  to	  the	  Keck	  study	  of	  Stark+07).	  1.5hr/pos,	  total	  of	  60	  nights	  Iden<fying	  faint	  galaxy	  number	  density	  →	  More	  possibility	  for	  ﬁnding	  ﬁrst	  galaxies.	  +Constraining	  LF	  slope	  α	  (Oguri+11).	
––If	  ~5	  galaxies	  at	  z~13	  are	  found→LF	  α	  ~	  -­‐2.	  
If	  	  ~10-­‐100	  galaxies	  at	  z~13	  are	  found→	  α	  is	  as	  steep	  as	  -­‐3.	  →	  Could	  be	  major	  reioniza<on	  sources?	

First	  Supernovae	
• Type	  IIn	  SNe	  – SNe	  with	  narrow	  emission	  lines.	  Bright	  in	  UV.	  (~L*	  galaxy)	  – Explosions	  of	  very	  massive	  stars	  (>	  80	  Msun)	  • top-­‐heavy	  IMF	  or	  not?	  

– Subaru/HSC	  +	  WFOS,IRIS	  Riess	  et	  al.	  (2004)	

Moriya	  et	  al.	  in	  prep.	
model	  light	  curve	  Mui<-­‐epoch	  z~26.5	  images	

• Pair-­‐instability	  SNe	  really	  exist?	  
– S<ll	  no	  ‘widely	  accepted’	  observa<on	  – Expected	  to	  exist	  in	  ‘metal-­‐free’	  environment	  	  -­‐>	  TMT!!	

T.	  Moriya	  et	  al.	

Tight	  Rela<on	  between
Galaxy	  Forma<on	  &	  Cosmic	  Reioniza<on	
Reioniza<on	

Ionized	  IGM(orange),	  neutral	  IGM(green),	  and	  Galaxies	  (blue)	

Galaxy	  forma<on	

Ly-­‐con<nuum	  photons	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  to	  ionize	  the	  universe	

Intense	  UV	  background	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  to	  suppress	  dwarf-­‐galaxy	  forma<on	  	M(halo)=6e7	  Mo M(halo)=6e8	  Mo	  z_c=1.7	
z_c=7.6	
Susa	  &	  Umemura+04	

Cosmic	  Reioniza<on	  History:	  Open	  Ques<ons	
CMB(WMAP7)	

~limit	  of	  10m	  telescopes	

GRB	  LAE	QSO	?

Choudhury+08	  models	  Mh(lim)~109Mo	  Mh(lim)~108Mo	  Mh(lim)~106Mo	

Linear	  Plot	

Log	  Plot	 Ouchi+10

What	  is	  the	  history	  of	  reioniza<on?	  A	  sharp	  or	  extended	  reioniza<on?	  (e.g.	  Dunkley+09).	  Double	  reioniza<on	  (Cen03)??	  Missing	  xHI	  at	  the	  heart	  of	  reioniza<on	  epoch	  • Gunn-­‐Peterson	  test	  -­‐>	  QSO	  at	  z<~6	  (xHI	  =0.1-­‐0.01%)	  • Lya	  damping	  wing	  absorp<on	  -­‐>	  LAE	  or	  GRB	  at	  z>6	  (xHI	  >~10%)	  •Constraints	  from	  damping	  wing	  absorp<on	  with	  Gamma	  Ray	  Bursts	  (GRBs)	
z=8.2	

z=6.3	

Totani+06

Tanvir+09

At	  z=6.3,	  the	  high	  quality	  Subaru	  spectrum	  of	  GRB	  alerted	  by	  SWIFT→	  constraints	  on	  neutral	  hydrogen	  frac<on	  of	  IGM	  (xHI<0.17	  at	  z=6.3	  incl.	  DLA;	  Totani	  et	  al.	  2006)	  • At	  z=8.2,	  the	  highest-­‐redshid	  GRB	  found	  to	  date	  (Tanvir	  et	  al.	  2009).	  S/N	  NOT	  high	  enough	  for	  constraining	  xHI	  with	  damping	  wing	  absorp<on	  • High	  S/N	  NIR	  spectroscopy	  such	  with	  TMT/IRIS	  and	  IRMS	  will	  allow	  us	  to	  measure	  xHI	  at	  z~10	  with	  GRBs	  alerted	  by	  the	  next	  genera<on	  gamma-­‐ray	  observatories	  (e.g.	  
JANUS).	  A	  few	  events	  at	  z~10	  observable	  with	  TMT.	  	  (TOOs)	  •Constraints	  from	  damping	  wing	  absorp<on	  with	  Lya	  	  Emiqers	  (LAEs)	
Lya	  Luminosity	  Func<on	  (Lya	  LF)

UV	  Luminosity	  Func<on	  (UV	  L

z=5.7	  z=6.5	  Ouchi+10•••

Dimming	  of	  Lya	  ﬂuxes	  of	  galaxies:	  Lya	  LF	  decrease	  from	  z=5.7	  to	  6.6	  by	  Subaru+Keck	  (Kashikawa+06,	  Ouchi+10,	  Hu+10).	  	  →Possible	  signature	  of	  increasing	  xHI	  of	  IGM	  (+eﬀects	  of	  galaxy	  forma<on).	  
The	  strongest	  constraint,	  so	  far	  obtained,	  is	  xHI<0.2±0.2	  at	  z~6.6	  (Ouchi+10).	  
Extending	  these	  Subaru+Keck	  studies	  towards	  the	  heart	  of	  reioniza<on	  epoch	  (z~10)	  with	  TMT	  (100-­‐1000	  sources	  at	  z~10	  by	  50-­‐night	  TMT	  observa<ons).	

Stronger	  constraints	  from	  Gunn-­‐Peterson	  test	  with	  QSOs	  at	  z~6	• A	  sudden	  rise	  of	  xHI	  inferred	  by	  the	  Gunn-­‐Peterson	  test	  with	  SDSS	  QSOs	  at	  z~6.	  
• …but	  only	  ~3	  QSOs	  usable	  for	  GP	  test	  at	  z>6.	  Large	  scaqer…	  • We	  will	  use	  ~20	  QSOs	  with	  	  fainter	  z<21.5	  mag	  found	  by	  	  Subaru/HSC	  Survey.	  	  • TMT/WFOS	  follow-­‐up	  for	  these	  rela<vely	  faint	  QSOs	  will	  provide	  – sta<s<cally	  reliable	  xHI	  at	  z~6	  – Spa<al	  ﬂuctua<on	  of	  IGM	  neutral	  hydrogen	  (hints	  for	  ionized	  bubble	  topology).	  	  Y.	  Matsuoka	  et	  al.	

Fan+06

What	  is	  the	  nature	  of	  ‘ionizers’?	
ionizer	  =	  galaxies	  emi•ng	  strong	  Lyman	  con<nuum	  (λ<912A)	  (c.f.	  Cowie	  et	  al.	  2009)	

A	  spec-­‐z=3.1	  LAE	  emi•ng	  strong	  	  Lyman	  con<nuum	  (Iwata	  et	  al.	  2009)	
S-­‐Cam	  NB359	   S-­‐Cam	  R	   ACS	  I814	  	  	  	  	  	  	  	  	  (880A)	 	  (1600A)	   	  (2000A)	

A	  signiﬁcant	  amount	  (~10%)	  of	  stellar	  mass	  is	  extremely	  metal-­‐poor	  (Z<1e-­‐5)	  or	  metal-­‐free	  (Inoue	  et	  al.	  2011).	  

Is	  this	  true?	
IRMS/IRIS:	  NIR	  spectroscopy	  for	  searching	  metal	  emission	  lines	  (e.g.,	  [OIII])	  to	  constrain	  metallicity	  WFOS:	  Spectroscopic	  shape	  of	  Lyman	  con<nuum	  Hints	  for	  ionizing	  sources	  at	  the	  epoch	  of	  reioniza<on.	
A.	  Inoue	  et	  al.	

S.	  Inoue	  et	  al.	  (with	  help	  of	  N.	  Yoshida)	

Summary	• Japan’s	  discussions	  about	  ﬁrst	  galaxies	  and	  cosmic	  reioniza<on	  with	  TMT.	  
• First	  galaxies	  – IRMS	  NB	  survey	  as	  an	  extension	  of	  Subaru/NB	  survey	  – TMT	  x	  gravita<onal	  lens	  survey	  on	  Subaru/HSC	  massive	  clusters	  – Type	  IIn	  SN	  survey:	  targets	  supplied	  by	  Subaru/HSC	  • Cosmic	  reioniza<on	  – GRB	  follow	  up:	  high-­‐S/N	  spec	  for	  Lya	  damping	  wing	  measurement	  at	  z>7	  (cf.	  z=6.3	  GRB	  of	  Subaru)	  – LAE	  Lya	  LF	  and	  Lya	  proﬁle	  evolu<on	  up	  to	  z~10	  (cf.	  so	  far,	  limited	  to	  z~7	  with	  Subaru)	  – GP	  test	  with	  ~20	  z~6	  QSOs	  found	  by	  Subaru/HSC	  survey.	  Stronger	  constraint	  xHI	  at	  z~6	  and	  spa<al	  ﬂuctua<ons	  of	  neutral	  IGM.	  

	  Synergies	  with	  the	  past	  and	  forthcoming	  wide-­‐ﬁeld	  surveys	  of	  Subaru.	  	  	  Trying	  to	  plan	  unique,	  compe<<ve,	  and	  value-­‐added	  sciences	  for	  TMT	  collabora<on