요약본 (Summary):
The authors have identified distant red galaxies (DRGs) with J – Ks > 2.3 in the southern GOODS-S field using Spitzer observations. These galaxies reside at z = 1.5 – 3.5 and have inferred stellar masses of M≥1011 M⊙based on their ACS, ISAAC, and IRAC photometry. Approximately 50% of these objects have 24 µm flux densities ≥50 µJy, implying specific star formation rates (SSRs) of ≃100–1000 M⊙yr−1. The bulk of star formation in massive galaxies is largely complete by z = 1.5, suggesting that most of the stars formed between z = 3 and 1.
The authors use Spitzer/MIPS observations to constrain the SFRs in massive galaxies at these epochs, while Spitzer/IRAC observations provide constraints on the total mass in old stars in galaxies at these redshifts. These observations have implications for understanding the form of the initial mass function (IMF) in galaxies near the epoch of reionization.
저자는 Spitzer 관측치를 사용하여 Southern Goods -S 필드에서 J -KS> 2.3으로 먼 붉은 은하 (DRG)를 확인했습니다. 이 은하들은 Z = 1.5-3.5에 존재하며 AC, ISAAC 및 IRAC 광도계에 기반을 둔 M 이상 1011 m의 항성 질량을 추론했습니다. 이들 물체의 약 50%는 24 µm 플럭스 밀도 ≥50 µjy를 가지며, 이는 ≃100-1000 m ℃의 특정 별 형성 속도 (SSR)를 암시한다. 거대한 은하에서의 대부분의 별 형성은 Z = 1.5에 의해 크게 완료되며, 이는 대부분의 별이 Z = 3과 1 사이에 형성되었음을 시사합니다.
저자는 Spitzer/MIPS 관측치를 사용 하여이 시대의 거대한 은하에서 SFR을 제한하는 반면, Spitzer/IRAC 관찰은 이러한 붉은 편이에서 은하의 오래된 별의 총 질량에 대한 제약을 제공합니다. 이러한 관찰은 재 이온화의 시대 근처의 은하에서 초기 질량 기능 (IMF)의 형태를 이해하는 데 영향을 미친다.
Excerpt from PDF:
arXiv:astro-ph/0511566v1 18 Nov 2005 Spitzer Observations of Red Galaxies: Implication for High–Redshift Star Formation Casey Papovich a for the GOODS and MIPS GTO teams aSpitzer Fellow, Steward Observatory, 933 N. Cherry Avenue, Tucson, AZ 87521 Abstract My colleagues and I identified distant red galaxies (DRGs) with J −Ks>2.3 in the southern Great Observatories Origins Deep Surveys (GOODS–S) field. These galaxies reside at z∼1–3.5, (⟨z⟩≃2.2) and based on their ACS (0.4–1 µm), ISAAC (1–2.2 µm), and IRAC (3–8 µm) photometry, they typically have inferred stellar masses M≳1011 M⊙. Interestingly, more than 50% of these objects have 24 µm flux densities ≥50 µJy. Attributing the IR emission to star–formation implies star– formation rates (SFRs) of ≃100–1000 M⊙yr−1. As a result, galaxies with M≥ 1011 M⊙have specific SFRs equal to or exceeding the global value at z∼1.5–3. In contrast, galaxies with M≥1011 M⊙at z∼0.3–0.75 have specific SFRs less than the global average, and more than an order of magnitude lower than that for massive DRGs at z∼1.5–3. Thus, the bulk of star formation in massive galaxies is largely complete by z∼1.5. The red colors and large inferred stellar masses in the DRGs suggest that much of the star formation in these galaxies occurred at redshifts z≳5– 6. Using model star–formation histories that match the DRG colors and stellar masses at z∼2–3, and measurements of the UV luminosity density at z≳5–6, we consider what constraints exist on the stellar initial mass function in the progenitors of the massive DRGs at z∼2–3. Key words: Galaxies: evolution, formation, high–redshift, stellar–content, Infrared: galaxies, Stars: initial mass function PACS: 98.62.Ai, 98.62.Ck, 98.62.Lv, 98.62.Ve, 97.10.Xq 1 Introduction Although as much as ∼50% of the stellar mass in galaxies today may have formed during the short time between z∼3 and 1 (e.g. Dickinson et al., 2003; Rudnick et al., 2003), it is still unclear where these stars formed. E.g., one hypothesis is that galaxies “downsize”, with massive galaxies forming most of their stars in their current configuration at high–z, and lower mass galaxies continuing to form stars at lower–z (e.g., Cowie et al., 1999; Bauer et al., 2005; De Lucia et al., 2005; Juneau et al., 2005). Alternatively, stars may form pre- dominantly in low–mass galaxies at high–z, which then merge hierarchically over time, slowly assembling into large, massive galaxies at more recent times (e.g., Baugh et al., 1998; Kauffmann & Charlot, 1998; Cimatti et al., 2002). Email address: papovich@as.arizona.edu (Casey Papovich). Preprint submitted to Elsevier Science 17 August 2019 Massive galaxies with stellar populations older than a few megayears have re- cently been identified and studied with Spitzer as high as z∼6–7 (Eyles et al., 2005; Yan et al., 2005; Mobasher et al., 2005). One question from this is, what are the descendants of these z∼6 massive galaxies? And, perhaps more im- portantly (especially in the context of this meeting), what kind of stellar pop- ulations are forming in these galaxies (i.e., are their enough massive stars to produce the Lyman–continuum photons necessary to reionize the Universe)? It appears …더보기
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번역 (Translation):
Arxiv : Astro-PH/0511566V1 2005 2005 년 11 월 18 일 스피처 붉은 은하의 관찰 : 상품 및 MIPS GTO 팀 Aspitzer Fellow, Steward Observatory, 933 N. Cherry Avenue, Tucson, AZ 87521 My Collagues (Disti-with with with with with with with with) -ks> 2.3 남부 위대한 관측소에서 딥 설문 조사 (상품 -S) 필드. 이 은하들은 z ~ 1-3.5, (⟨z⟩≃2.2)에 있으며 ACS (0.4–1 µm), Isaac (1–2.2 µm) 및 IRAC (3-8 µm) 광도계를 기준으로하며, 일반적으로 스텔라 덩어리 M≳1011 M⊙을 추론합니다. 흥미롭게도,이 물체의 50% 이상이 24 µm 플럭스 밀도 ≥50 µjy를 갖는다. 별 형성에 대한 IR 방출은 별 – 형성 속도 (SFRS)를 ≃100–1000 m⊙yr -1을 의미합니다. 결과적으로, 1011 m 이상의 특이 SFR을 가진 은하는 z ~ 1.5-3에서 글로벌 값을 초과하거나 초과하는 특정 SFR입니다. 대조적으로, m 이상의 1011 m⊙at z ~ 0.3–0.75의 은하는 특정 SFR이 전 세계 평균보다 적고 z ~ 1.5-3의 대규모 DRG에 대한 것보다 크기가 낮습니다. 따라서, 거대한 은하에서의 대량의 별 형성은 크게 z ~ 1.5에 의해 완성된다. DRGS의 붉은 색상과 큰 유추 된 별 질량은이 은하에서 별 형성의 많은 부분이 적색 편이 Z≳5-6에서 발생했음을 시사합니다. z ~ 3에서 DRG 색상과 항성 질량과 일치하는 모델 스타 형성 역사를 사용하여 Z ~ 2 ~ 6에서 UV 광도 밀도의 측정이 무엇인지 고려하여 구조물이 무엇인지 고려합니다. Z ~ 2–3의 DRG. 핵심 단어 : 은하 : 은하 : 진화, 형성, 고 – 레드 시프트, 항성 – 틀림, 적외선 : 은하, 별 : 초기 질량 기능 PAC : 98.62.ai, 98.62.ck, 98.62.lv, 98.62.ve, 97.10.xq 1 소개, 97.10.xq 1은 가득 사이에 ~ 50%가 될 수 있지만, 그 중 하나는 ~ 3 ~ 3 ~ 3 ~ 3 ~ 3. (예 : Dickinson et al., 2003; Rudnick et al., 2003),이 별들이 어디에서 형성되었는지는 여전히 불분명하다. 예를 들어, 한 가지 가설은 은하가“축소”이며, 대규모 은하가 하이 -Z에서의 현재 구성에서 대부분의 별을 형성하고, 낮은 질량 은하가 Lower -Z에서 별을 계속 형성하고있다 (예 : Cowie et al., 1999; Bauer et al., 2005; De Lucia et al., 2005). 대안 적으로, 별은 하이 -Z의 낮은 질병 은하에서 지배적으로 형성 될 수 있으며, 이는 시간이 지남에 따라 계층 적으로 합병하여 최근에 크고 거대한 은하로 천천히 조립됩니다 (예 : Baugh et al., 1998; Kau ff Mann & Charlot, 1998; Cimatti et al., 2002). 이메일 주소 : papovich@as.arizona.edu (Casey Papovich). 2019 년 8 월 17 일에 제출 된 Preprint는 몇 대의 대규모보다 나이가 많은 대규모 인구를 가진 대규모 은하가 Z ~ 6-7만큼 높은 Spitzer와 함께 확인되고 연구되었습니다 (Eyles et al., 2005; Yan et al., 2005; Mobasher et al., 2005). 이것으로부터 한 가지 질문은,이 z ~ 6 거대한 은하의 후손은 무엇입니까? 그리고 아마도 더 중요한 (특히이 회의의 맥락에서),이 은하들 (즉, 우주를 다시 이온화하는 데 필요한 Lyman-continuum 광자를 생산하기에 충분한 거대한 별)? 보인다 … 더보기
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