1. Rest-frame near-infrared sizes of galaxies at cosmic noon: objects in JWST's mirror are smaller than they appeared
K. A. Suess et al. (2022)
要旨
CEERSのデータを用いてz = 1.0-2.5, log(Mstar/Msun) >= 9.0 のおよそ1000個の銀河について4.4μmおよび1.5μmでのサイズを測定した。異なる波長で測定されたサイズを比較すると、より星質量の重い銀河、もしくはよりV-Jで赤い銀河ほど4.4μmでのサイズがより小さいという結果が得られた。この時代の銀河の星質量プロファイルは静止系可視光のプロファイルよりもコンパクトで、特に大質量銀河については年齢と減光の空間的なvariationが重要であることが示された。
研究背景
これまでの主にHSTのデータ (up to 1.6 μm) から分かっていたこと
- 質量の大きな銀河ほどサイズが大きい
- 遠方銀河は近傍銀河より小さい (at a given Mstar)
- 星形成銀河はquiescent銀河よりも大きい (at a given Mstar)
z~2の銀河だと静止系可視光でのサイズを調べていることになるが、例えばM/Lの半径依存性などがあると、light-weighted
sizeはmass-weighted
sizeと大きく違ってくる。静止系でK-bandあたりの構造を調べられると、この影響を抑えることができる。
=> JWSTの4.4 μmの画像によって、z~ 1-2 の銀河の星質量分布をより正確に調べることが可能に
データ
- CEERS program in the AEGIS field
- NIRCam F444W and F150W
- ~ 40 arcmin^2
- Photometric redshift and stellar mass estimates from the 3D-HST catalog (Brammer+12; Momcheva+16; Skelton+14)
- 1.0 <= z <= 2.5, log(Mstar/Msun) >= 9.0
- 4.4μm --> ~ 1.3 - 2 μm, 1.5μm --> ~ 4600-6600 Å
サイズ測定
- GALFIT
- WebbPSF softwareで得られる理論的なPSFを使用
- astropy, photutilsを用いてsegmentation mapの作成、画像内の他天体を検出。
- 近くにある(within 3arcsec from the center)ある程度明るい銀河(up to 2.5 mag)は同時にモデル。それ以外はマスクする。
- ローカルでスカイ引きした後、GALFITでフィット
- 1080個の銀河についてF444WとF150W両方でサイズ測定
Some caveates
- 理論的なPSFを用いているので、それに起因するエラーはある
- NIRCam画像のバックグラウンドのパターンの影響
- 多くの銀河がsersic profileだけではよくフィットできていない (e.g., clumps, spiral arms...)
Figure 2:フィッティングの結果の例
左 --> 右 : JWST three-color image / F444W image / F444W best-fit model / F444W residual / F444W data - best-fit 1.5μm GALFIT model
大質量銀河になるほど、中心部で4.4μmフラックスが卓越
- 平均的に4.4μmでのサイズは1.5μmサイズよりも8 % 小さい
- Mass profile < Rest-frame optical light profile
- サイズの差は、星質量が大きくなる、もしくは色が赤くなるほど大きくなる傾向にある(Figure 4)
- log(r_e,4.4μm/r_e,1.5μm) ~ 0 @ log(Mstar/Msun)=9.0 and ~ -0.12 @ log(Mstar/Msun) ~ 11
- サイズ差の星質量依存性や赤方偏移進化があるとすると、これまでHSTの観測などから得られていたMass-size relationの理解にインパクト大
- サイズの質量依存性がより小さい？
- サイズの赤方偏移進化はより緩やか？
- 星形成銀河とquiescent銀河のサイズ差が小さくなる？(ただしQGの数は不十分)
- 観測されたcolor gradientは、中心ほどダスト減光が強いか年齢が古いことを示唆
- 今後HST + JWSTの多色のデータを用いてspatially resolved stellar population fittingを行うなどして年齢・ダスト減光の空間分布を調べていく。
2. JWST sneaks a peek at the stellar morphology of z ~ 2 submillimeter galaxies: Bulge formation at cosmic noon
C.-C. Chen et al. (2022)
要旨
NIRCam画像を用いて、7個のz
~ 2 SMGs
の形態を調べた。全ての銀河について中心にバルジの存在が示されたとともに、相互作用が起こっていることを示唆する特徴的な構造も見られた。異なる波長でサイズを比較すると、長波長側ほどサイズが小さくなるという傾向がみられたものの、ALMAで得られたサブミリ波でのサイズより小さくはないということが分かった。この時代のSMGsはバルジで活発な星形成が起こっている一方で、星質量は全体としてディスク成分が支配的であるということが示唆された。
サンプル・データ
- SMGs from SCUBA-2 cosmological survey in the EGS and UDS (Geach+17)
- UDS のサンプルについてはALMAのデータあり(AS2UDS)
- z = 1.5 - 2.5 のSMGを選択 --> うち7個がCEERS or PRIMER のfootprint内に存在
- 選ばれた天体は典型的なSMG samplesと比較するとサブミリ波で暗め
- JWST/NIRCam: F115W, F150W, F220W, F277W, F356W, and F444W
- GALFIT
- ほとんどの場合で、2成分（バルジ＋ディスク）でのフィットが必要
- Residual imageには(アシンメトリーな)渦状腕、tidal features、クランプらしき構造が見られる場合が多い
- SMGの構造が複雑であることを考慮し、 curve-of-growth methodでサイズを測定
- 楕円のapertureを使用
結果・議論
- z ~ 2 のSMGsは普遍的にバルジを持っていそう
- バルジのサイズ @ F440W: 0.7 ± 1.0 kpc, Sersic index: 0.7 ± 0.9
- 全ての天体で、波長が長いほどサイズは小さくなるという傾向 (Figure 4)
- F444WとF150Wのサイズ比はmedianで 0.6 --> Suess+22 の結果とconsistent
- F440Wで見られる構造（星質量分布; ~ 4 kpc）は、ALMAでみられる活発な星形成をしているバルジ領域(< 2 kpc @ 870μm)よりも空間的に広がっている
- 最近のシミュレーションで得られている結果とは異なる (Cochrane+19; Popping+22)
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