A very early onset of massive galaxy formation
Labbe et al.
要旨
z=7~11で星質量>10^10（10^11のものも！）の確からしいmassive銀河サンプルを構築した。speczなしだが、ライマンブレークとバルマーブレーク両方を引っかけるカラーセレクションなのでコンタミの可能性低い。CEERS 40arcmi^2だけから7天体も見つかるのは予想よりも10倍以上多く、星質量関数のmassive endがz=6~11でno/little evolutionであることを示唆している。またz=18まで星質量10^9の銀河が存在し、JWSTで見つかることも予言している。
# Natureなのであまり詳細はない（紫文章は私見です）
観測・データ解析
- CEERS
- NIRCam（撮像） @ 1~4um
- 40arcmin^2 in blank field
- 天体検出 on F277W+F356W+F444W 画像 -> N = 40,244 (Parent sample)
- カラーセレクション for 大質量 ライマンブレーク+バルマーブレーク銀河@7<z<11
- 非検出 @ λ<1um # ライマンブレークの短波長側はフラックス0
- F150W-F277W < 0.5 # 青いUV slope
- F277W-F444W > 1 # バルマーブレーク
- F444W < 27 # 大質量
- Photo-z by EAZY
- 詳細なSED性質は Prospector
- ライマンブレークを持つことがセレクションに入っているため、classicalなquiescentというよりも、poststarburst か しばらくpassive進化をしてきて最近星形成がburstyに起きたような銀河を拾ってきていると考えた方がいいか
結果・議論
- N=14検出
- 7天体がM* > 10^10 <- メインサンプル
- 2ブレーク引っかけるカラーセレクションのおかげで photo-z の精度アップ & コンタミの可能性がない
- 考えられるコンタミは本当にないのか？
- バルマーブレーク付近の波長サンプリングが良くなったため、「ブレークなのか輝線なのか問題」がほぼ解決された
- と言っているが、high-zの方はブレークの長波長側を結局１バンドでサンプリングしているような状況で本当？
- ID14924 : M* ~ 10^11 at z=9.9
- ID38094 : photoz~7.6 の天体が２つ近くに <- Galaxy groupの可能性
- ７天体を z~8 / 10 と mass-limit > 10^10 / 10^10.5 に分けて、星質量密度を求めた。
- rest-UV(HST)-selected 銀河に対する星質量関数（先行研究; 図の実線）と比べて、10倍以上の開き
- z~8 の log(M*)>10 の積分値は先行研究に大きめなエラーを加味すればひょっとしたら説明できるかもしれないが（点線; 詳細不明）、z~10やlog(M*)>10.5はどうにも説明できない
- サンプルセレクションが違うのでそのせいかもしれない. 例えば、今回の星質量リミットなサンプルには、SFRリミットな先行研究サンプルには入らないようなライマンブレークが弱い天体が大量にいるとか。その場合でもpassive evolutionをしている銀河がz>7にたくさんあるという話にはなる。
- Constant SFHを仮定すると、これらの7<z<11銀河はz=18まで遡ってもM*=5x10^9という検出可能な質量持っている
- ProspectorでSFHが出してるはずだけど見せてくれてない
- バルマーブレークが卓越していることを考えると、形成時期が7<z<11の200Myr以上前というのは固そう
- 形態はコンパクト: re<0.5kpc
- 一般的なbuild-upな星質量集積とは全く異なるプロセスで銀河の中心部分だけ、宇宙初期に一気に作ってしまっている？
- そういう初期宇宙における星形成・集積プロセスについては言及なし！
- スペクトル（吸収線）あるとSFHやmetallicity進化についてより研究が進むからNIRSpec followup 大事
A first look at JWST CEERS: massive quiescent galaxies from 3 < z < 5
Carnall et al.
# Labbe+ よりもバルマーブレークだけが卓越したクラシカルなquiescentのイメージに近いサンプルを少しlow-zに下がって議論している
要旨
z=3~5でロバストなquiescent銀河を9天体同定。うち3天体はz>4でlog(M*)=10.5~11.3でSFH解析からは、6<z<9で星形成していたと予測される。3<z<4では同様の銀河がこれまでもあったが、数密度が3~6倍も多く同定された。大質量銀河が発見されすぎて理論で説明できないという問題がさらに深くなった。
観測・データ解析
- CEERS
- NIRCam（撮像） 7bands @ 1~4um
- F115W, F150W, F200W, F277W, F356W, F410W, F444W
- 30arcmin^2 in EGS field
- SEDフィット with BAGPIPES
- SEDフィット結果に基づいてquiescent銀河セレクション
- photoz > 3
- sSFR < 0.2/その時代の宇宙年齢 # 広く使われているらしい
- rest-UVJ セレクションと等価
結果・議論
- N=9同定
- 3天体が z > 4 # JWSTでこそロバストに作れたサンプル
- SEDの形はLabbe+よりもバルマーブレークだけが強い"Quiescent"
- 数密度を先行研究（Schreiber+18; Ks<24.5; 3<z<4）のSMD = 2x10^-5 [/Mpc^3]と比較すると、今回の結果は一番ロバストなサンプルでも3倍も高い
- "Due to much deeper, redder imaging now available from JWST" # 以前も見れていたような明るさの天体でもよりSEDフィットのかかりが良くなってrest-UVJ的なセレクションが改善したということ（？）
- 星形成史は、200Myr程度以上前に星形成をおこなっている
- 星形成史の"形"はNIRCam撮像しかない状態でどこまで信用できるんだろう？
Early Results From GLASS-JWST. XVII: Building the First Galaxies -- Chapter 1. Star Formation Histories at 5<z < 7
Dressler et al.
# NIRCam photometryだけでどれだけSFHを決められるかdemonstrateする目的と論文に書いてあるので拾ってみた。けど微妙だった・・・
要旨
SEDzというnovel 解析ツールを、GLASS-JWST-ERS のNIRCam 7バンドに適用して 5 < z < 7銀河のSFHを探ってみた。色々あった。
手法
- SEDzというz>5 (年齢が1Gyr以下)の銀河のSFH推定に特化したコードを開発
- A type star に対してケアフルに（ベースとなる研究 -> Kelson et al. 2016）
- 10Myr burst template と Constant-SF template を各time-stepごとに組み合わせて非関数形のSFHを再現する（Prospectorと一緒）
- Photometryに対してだけでもSEDzでSFHがよく再現できる理屈 / 強み がよくわからない
- それは次の論文っぽい
A first look at the SMACS0723 JWST ERO: spectroscopic redshifts, stellar masses and star-formation histories
Carnall et al.
要旨
On the ages of bright galaxies ∼500 Myr after the Big Bang: insights into star formation activity at z≳15 with JWST
Whiteler et al.
要旨
- 大質量でバルマーブレークが卓越した銀河が思ったより多いというのは確かそう。
- 一方でSFHの解析は真面目にやってない気がするし、そもそもspectraなしだと原理的にキツそう。
- バルマーブレークの存在から直近200Myr程度星形成を行ってないというのは確かそうだが、それ以前は信じられないのでは？
- どうやってそんな大質量銀河をz>10で作るか、理論的な説明研究はまだされてない。
- そもそも今の星質量が過大評価？bottom ligher IMFとかを採用すれば下がる（c.f., 嶋川さん発表）
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