스펙트럼 특성과 적합도 그리고 복합 SED

복합 SED와 적합도 및 누적 스펙트럼에서 얻은 결과를 이해합니다.

SFR, 방출선 그리고 UVJ 특성을 제시하며 먼지에 초점을 맞춥니다.

모든 복합 SED와 스택 스펙트럼에 대한 개요 그리고 SFR 질량 다이어그램과 UVJ 다이어그램 및 BPT 다이어그램에서 각 그룹의 위치를 확인할 수 있습니다.

개별적인 많은 은하계가 발머 감소 보정 Hα SFR과 금속성을 측정할 만큼 강력한 방출 감지를 가지고 있지는 않습니다.

하지만 거의 모든 그룹에서 복합 스펙트럼에 대한 측정을 수행할 수 있습니다.

복합 SED 및 방출선 측정에서 파생된 기본 은하 속성을 요약하여 서로 어떻게 관련되는지 확인합니다.

또한 측정할 수 있는 개별 은하를 확인합니다.

 

스펙트럼 특성과 적합도 분석 결과

개별 은하와 비교하여 은하군의 기본 특성을 파악합니다.

UVJ 다이어그램에서 은하계는 예상되는 질량 추세를 따릅니다.

오른쪽 상단으로 갈수록 질량이 증가합니다.

하지만 질량이 가장 높은 그룹은 V - J에서 더 낮고 정지 쪽으로 이동합니다.

sSFR 대 항성 질량, Hα에서 파생된 SFR을 확인합니다.

개별 은하계는 Hα에서 3개의 σ이 검출된 경우에만 표시됩니다.

추세를 볼 때 3D-HST의 SED SFR을 사용하여 발견한 추세와 매우 일치합니다.

왼쪽 하단의 경우 BPT 다이어그램과 함께 MOSDEF 은하에 회색을 띠며 적합하다고 봅니다.

복합 SED는 이러한 적합도의 일치도가 매우 높습니다.

오른쪽 하단으로 갈수록 질량이 증가함에 따라 예상되는 추세를 보여줍니다.

금속성 대 질량, 개별 MOSDEF 은하에 대한 MOSDEF z = 2.3 관계와 비교를 보여줍니다.

평균 z = 1.9인 표본은 선간으로 보여줍니다.

BPT 및 질량, 금속성 다이어그램에서 네 줄 모두에서 3개의 σ이 감지된 개별 은하를 표현합니다.

UVJ 다이어그램(S)을 살펴볼 때 복합 SED에 대한 의미를 찾아봅니다.

SED 모양 그룹으로 선택되었기 때문에 같은 그룹에 속한 은하는 UVJ 다이어그램에서 유사한 위치를 보여줍니다.

더 무거운 은하가 별을 형성하는 서열의 오른쪽 상단으로 향하는 경향이 있다는 한 가지 예외를 제외하고는 예상 추세를 보여줍니다.

가장 무거운 그룹의 경우 아래쪽으로 향하며 서열에서 더 푸른 V - J를 향해 움직이게 됩니다.

이 움직임은 UVJ 다이어그램을 따라가며 진화 경로를 향합니다.

가장 무거운 은하계는 정지된 쪽으로 이동하기 전에 별의 형성 순서에 약간 변동을 일으킵니다.

이 진화론적 논의는 다시 살펴봐야 할 것입니다.

질량 대비 sSFR을 표시하기 위해서는 발머 감소 보정 Hα SFR과 각 그룹 은하의 중간 질량을 사용합니다.

또한 개별 MOSDEF 은하의 데이터 포인트를 보여줍니다.

Hβ가 감지되지 않기 때문에 이러한 개별 sSFR의 32% 수치는 Hα와 SED 먼지 보정에서만 계산된다는 점에 주의해야먄 합니다.

은하계는 주로 별을 형성하는 주계열성(SFMS)을 따라 예상 위치에 있습니다.

또한 배경 지점의 중앙값을 추적합니다.

특히 SFMS의 기울기를 봤을 때 이전 연구에서 희미한 방출선을 확인할 수 있었습니다.

그로 인해 가장 잘 가려지지 않은 은하를 제외했을 수 있다는 사실에 영향을 받지 않는 것으로 보입니다.

또한 샘플을 3D-HST 은하의 SED 피팅에서 측정한 별 형성 주 염기서열과 비교합니다.

Hα SFR은 이러한 SED 기반 SFR과 아주 잘 일치합니다.

복합 은하군에 대한 하한선만 있기 때문에 질량이 큰 은하에서 턴 오프가 있는지 확인합니다.

혹은 질량이 큰 은하의 SFR을 단순히 과소평가하고 있는지 확인하기는 어려울 수 있습니다.

개별 은하계는 질량이 높은 SFMS 아래에 있는 것처럼 보일 수 있습니다.

이러한 지점 중 상당수는 Hα 검출만 있으므로 먼지 보정에서 불확실하게 보일 수 있습니다.

또한 Hα SFR은 가장 질량이 높은 빈에 대해 과대평가될 수 있습니다.

SED 기반 sSFR은 별을 형성하는 주요 서열보다 훨씬 낮은 10Myr이라는−11.80⊙−1 점에 주목해야 합니다.
또한 O3N2 금속성 측정을 사용하여 질량과 금속성 공간에 각 그룹을 보여줍니다.

데이터 포인트를 봤을 때 더 높은 질량의 은하가 더 높은 금속성을 보이는 밀접한 관계를 형성했다는 것을 확인할 수 있습니다.

결과를 봤을 때 MOSDEF z = 1.5 샘플과 MOSDEF z = 2.3 샘플의 이전 MOSDEF 질량과 금속성 관계와 일치합니다.

평균 적색편이가 z = 1.9인 샘플은 실제로 이 선형 사이에 속하는 것을 볼 수 있습니다.

BPT 다이어그램을 살펴봤을 때 배경 지점은 4줄 모두에서 3개의 σ이 감지된 개별 은하를 보여줍니다.

복합 SED의 측정값과 MOSDEF 은하의 개별 측정값을 비교하여 높은 수준의 일치 값을 찾을 수 있습니다.

이 그룹들은 예상되는 질량 추세를 따릅니다.

또한 다이어그램의 오른쪽 아래쪽으로 갈수록 더 큰 은하가 형성됩니다.

가장 질량이 큰 두 그룹은 순서를 따라 분류됩니다.

그러나 하한선이 더 높은 [O III]/Hβ를 허용하기 때문에 별이 형성되지 않는 이온화 영역으로 흩어질 수 있습니다.

SFR 비교에서 Hα SFR이 과대평가될 수 있음을 나타냅니다.

그렇기 때문에 이 그룹의 Hα 방출은 별 형성에서 비롯된 것이 아닐 수 있습니다.

또한 AGN 혹은 뜨거운 진화 별에서 비롯된 것일 수 있음을 시사합니다.