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Constraining the formation and evolution of cluster galaxies at z~1.5 using sizes and colour gradients
Constraining the formation and evolution of cluster galaxies at z~1.5 using sizes and colour gradients
Over the last decade, galaxy properties have been explored in increasing detail to redshift $z\sim2$, allowing us to study the progenitors of the local galaxy population and constrain their formation and evolution. The properties of the galaxy population changed rapidly from $1<z<2$. In particular, it has recently been established that the majority of passive galaxies have undergone a significant growth in size over time. Despite the tremendous progress, many questions remain open, such as the role of environment in the evolution of passive galaxies. In this thesis, we present results on the structural properties and colour gradients for a sample of red-sequence selected passive galaxies in three galaxy clusters in the redshift range $1.39<z<1.61$, as part of the ongoing KMOS Cluster Survey (KCS). We make use of the multiband optical and near-infrared imaging from the \textit{Hubble Space Telescope} (\textit{HST}); we derive light-weighted sizes from S\'ersic fits and generate spatially resolved stellar mass maps, using empirical relationships between the stellar mass-to-light ratio ($M_{*}/L_{H_{160}}$) and the observed $(z_{850}-H_{160})$ colour. These resolved mass maps are used to measure mass-weighted sizes of our sample of passive galaxies. We demonstrate that the light-weighted sizes of these cluster galaxies are on average a factor of $\sim2$ smaller than the sizes of passive galaxies in the local universe. The median size decreases by $\sim20\%$ going from rest-frame $U$ to $R$ band due to colour gradients. The slope of the relation between the stellar mass and the light-weighted size is consistent with recent studies in the field. Furthermore, we find that the mass-weighted sizes are smaller than their rest-frame $R$-band counterparts: the degree varies between $\sim20-55\%$ between different clusters, compared with an average of $\sim12\%$ at $z\sim0$. While the debate is still ongoing, recent studies indicate that cluster galaxies have a different size distribution compared to the field population at high redshift, presumably due to additional or stronger environmental processes present in high density environments. Comparing with a sample of field galaxies at similar redshifts, our structural analysis indicates that the median light-weighted sizes in the two more evolved clusters are larger compared to the field. The difference is reduced if mass-weighted sizes are used. In addition, these two clusters show a smaller ratio of mass-weighted to light-weighted size compared to the field, with a logarithmic offset of $\sim-0.07$ dex and $\sim-0.16$ dex, respectively. We attribute the evolution of the size ratio discussed above to the evolution in the $M_{*}/L_{H_{160}}$ and colour gradients. Indeed, as expected, the ratio of mass-weighted to light-weighted size is correlated with the $M_{*}/L$ gradient, but it shows no obvious correlations with other galaxy properties. We find that the colour gradients in our sample are mostly negative, with a median value of $\sim-0.4$ mag dex$^{-1}$, twice the local value. Through detailed modelling of the colour gradients using stellar population models, we find that this evolution is best reproduced by an evolution in age gradients along the semi-major axis ($a$), with $\nabla_{age} = d \log(\text{age}) / d \log(a)$ $\sim-0.3$, while the survival of weaker colour gradients in old, local galaxies implies that metallicity gradients are also required, with $\nabla_{Z} = d \log(Z) / d \log(a)$ $\sim-0.2$. This is consistent with recent observational evidence for the inside-out growth of passive galaxies at high redshift, and favours a gradual mass growth mechanism, such as dry minor mergers. Moreover, the evidence discussed above for environmental processes in place at high redshift argues for a link to the dynamical state of the clusters. We propose that minor mergers, when not yet inhibited by the cluster potential, are able to explain the observed differences between clusters and the field., Im vergangenen Jahrzehnt wurden die Eigenschaften von Galaxien bei hohen Rotverschiebungen, $z\approx 2$, mit zunehmender Genauigkeit erforscht. Dies erm\"oglicht die Vorg\"anger unsere lokalen Galaxie-Population zu untersuchen und Modelle zu ihrer Entstehung und Entwicklung zu \"uberpr\"ufen. Die Eigenschaften von Galaxien \"andern sich stark in dem Rotverschiebungs Bereich $1<z<2$. Insbesondere hat sich herausgestellt, dass die Mehrzahl der passiven Galaxien mit der Zeit r\"aumlich wachsen. Trotz gewaltiger Fortschritte sind viele Fragen noch offen, wie zum Beispiel welche Rolle die Umgebung in der Entwicklung passiver Galaxien spielt. Wir pr\"asentieren in dieser Dissertation Ergebnisse zu den strukturellen Eigenschaften und den Farbgradienten fü\"ur passiven Galaxien in drei Galaxienhaufen, mit Rotverschiebung $1.39 < z < 1.61$. Die Galaxien sind Teil des KMOS Cluster Survey (KCS) und wurden mit der Red Sequence Methode ausgew\"ahlt. Wir benutzen Aufnahmen des {\em Hubble-Weltraumteleskops} (\textit{HST}) in mehreren B\"anden des optischen und nahen infraroten Spektrum. Wir bestimmen die leuchtkraftgewichtete Gr\"o{\ss}e mit der S\'ersic-Methode und berechnen damit r\"aumlich aufgel\"oste stellare Massenkarten. Wir benutzen daf\"ur eine empirische Beziehung zwischen dem Masse-Leuchtkraft-Verh\"aältnis ($M_{*}/L_{H_{160}}$) und der beobachteten Farbe $(z_{850}-H_{160})$. Diese r\"aumlich aufgel\"osten Karten werden dazu benutzt, um die massengewichteten Gr\"o{\ss}en der passiven Galaxien in unserem Datensatz zu messen. Wir zeigen, dass die leuchtkraftgewichteten Gr\"o{\ss}en dieser Haufengalaxien im Mittel um einen Faktor $\simeq 2$ kleiner sind als die passiven Galaxien im lokalen Universum. Der Median der Gr\"o{\ss}e sinkt um $20 \%$ vom $U$ zum $R$-Band im Ruhesystems als Folge der Farbgradienten. Die Steigung der Abh\"angigkeit zwischen stellare Masse und leuchtkraftgewichteter Gr\"o{\ss}e stimmt mit Ergebnissen neuerer Studien von Feldgalaxien \"uberein. Die Untersuchungen ergeben auch, dass die massengewichteten Gr\"o{\ss}en kleiner sind als die entsprechenden Gr\"o{\ss}en im Ruhesystem $R$-Band. Der Unterschied schwankt um $20\%-55\%$ zwischen verschiedenen Galaxienhaufen, verglichen mit einem Mittelwert von $\approx 12\%$ bei einer Rotverschiebung von $z\approx 0$. J\"ungere Studien ergeben, trotz immer noch laufender Debatten, dass Haufengalaxien eine andere Gr\"o{\ss}enverteilung haben als in Regionen mit durchschnittliche Galaxiendichte (``Feld'') . Das ist vermutlich auf zus\"atzliche oder st\"arkere Umgebungprozesse in sehr dichten Umgebungen zur\"uckzuf\"uhren. Der Vergleich mit einem Datensatz von Feldgalaxien zeigt, dass der Median von leuchtkraftgewichteten Gr\"o{\ss}en in den zwei weiter entwickelten Galaxienhaufen grö\"o\ss er ist als f\"ur Feldgalaxien. Der Unterschied ist kleiner, wenn die massengewichteten Werte benutzt werden. Zus\"atzlich haben diese zwei Galaxienhaufen ein kleineres Verh\"altnis von massen- zu leuchtkraftgewichteter Gr\"o{\ss}e im Vergleich zu den Feldgalaxien, mit einer logarithmischen Verschiebung von jeweils $\approx -0.07$ dex und $\approx -0.16$ dex. Wir erkl\"aren die Entwicklung der Gr\"o{\ss}enverh\"altnisse mit der Entwicklung der Masse-Leuchtkraft-Verh\"altnisse und der Farbgradienten. Wie erwartet ist das Verh\"altnis von massen- zu leuchtkraftgewichteten Gr\"o{\ss}en mit dem $M_{*}/L$-Gradienten korreliert, zeigt jedoch keine weiteren Korrelationen mit anderen Galaxieneigenschaften. Wir beobachten, dass die Farbgradienten in unserem Datensatz meistens negativ sind, mit einem Median von $\approx -0.4$ mag dex$^{-1}$, der zweimal gr\"o{\ss}er ist als der lokale Wert. Durch detaillierte Modellierung von Farbgradienten unter der Benutzung von Sternpopulation-Modellen zeigen wir, dass diese Entwicklung am besten mit einer Entwicklung der Altersgradienten entlang der gro\ss en Halbachse $a$, $\nabla_{\text{age}} = d \log(\text{age}) / d \log(a) \approx -0.3$, erkl\"art werden kann. Das Bestehenbleiben von schw\"aächeren Farbgradienten in alten, lokalen Galaxien bedeutet, dass der Metallizit\"atsgradient ebenfalls von Bedeutung ist, mit $\nabla_{Z} = d \log(Z) / d \log(a)\approx -0.2$. Dieses Verhalten stimmt mit neueren Beobachtungen \"uberein, die Hinweise daf\"ur liefern, dass passive Galaxien bei hoher Rotverschiebung von innen nach au\ss en wachsen und deutet auf eine graduelle Massenzunahme hin, wie zum Beispiel bei Verschmelzungen mit gas-armen, masse-armen Galaxien (``dry, minor mergers''). Au\ss erdem zeigt das Vorhandensein von auf Umgebungsprozessen bei hoher Rotverschiebung, dass es einen Zusammenhang mit dem dynamischen Zustand der Galaxienhaufen gibt. Wir schlagen vor, dass diese ``minor mergers'', solange diese nicht durch das Potential des Galaxienhaufens unterdr\"uckt werden, den Unterschied zwischen Galaxienhaufen und Feldgalaxien erkl\"aren k\"onnen.
Not available
Chan, Chi Chung
2016
English
Universitätsbibliothek der Ludwig-Maximilians-Universität München
Chan, Chi Chung (2016): Constraining the formation and evolution of cluster galaxies at z~1.5 using sizes and colour gradients. Dissertation, LMU München: Faculty of Physics
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Abstract

Over the last decade, galaxy properties have been explored in increasing detail to redshift $z\sim2$, allowing us to study the progenitors of the local galaxy population and constrain their formation and evolution. The properties of the galaxy population changed rapidly from $1<z<2$. In particular, it has recently been established that the majority of passive galaxies have undergone a significant growth in size over time. Despite the tremendous progress, many questions remain open, such as the role of environment in the evolution of passive galaxies. In this thesis, we present results on the structural properties and colour gradients for a sample of red-sequence selected passive galaxies in three galaxy clusters in the redshift range $1.39<z<1.61$, as part of the ongoing KMOS Cluster Survey (KCS). We make use of the multiband optical and near-infrared imaging from the \textit{Hubble Space Telescope} (\textit{HST}); we derive light-weighted sizes from S\'ersic fits and generate spatially resolved stellar mass maps, using empirical relationships between the stellar mass-to-light ratio ($M_{*}/L_{H_{160}}$) and the observed $(z_{850}-H_{160})$ colour. These resolved mass maps are used to measure mass-weighted sizes of our sample of passive galaxies. We demonstrate that the light-weighted sizes of these cluster galaxies are on average a factor of $\sim2$ smaller than the sizes of passive galaxies in the local universe. The median size decreases by $\sim20\%$ going from rest-frame $U$ to $R$ band due to colour gradients. The slope of the relation between the stellar mass and the light-weighted size is consistent with recent studies in the field. Furthermore, we find that the mass-weighted sizes are smaller than their rest-frame $R$-band counterparts: the degree varies between $\sim20-55\%$ between different clusters, compared with an average of $\sim12\%$ at $z\sim0$. While the debate is still ongoing, recent studies indicate that cluster galaxies have a different size distribution compared to the field population at high redshift, presumably due to additional or stronger environmental processes present in high density environments. Comparing with a sample of field galaxies at similar redshifts, our structural analysis indicates that the median light-weighted sizes in the two more evolved clusters are larger compared to the field. The difference is reduced if mass-weighted sizes are used. In addition, these two clusters show a smaller ratio of mass-weighted to light-weighted size compared to the field, with a logarithmic offset of $\sim-0.07$ dex and $\sim-0.16$ dex, respectively. We attribute the evolution of the size ratio discussed above to the evolution in the $M_{*}/L_{H_{160}}$ and colour gradients. Indeed, as expected, the ratio of mass-weighted to light-weighted size is correlated with the $M_{*}/L$ gradient, but it shows no obvious correlations with other galaxy properties. We find that the colour gradients in our sample are mostly negative, with a median value of $\sim-0.4$ mag dex$^{-1}$, twice the local value. Through detailed modelling of the colour gradients using stellar population models, we find that this evolution is best reproduced by an evolution in age gradients along the semi-major axis ($a$), with $\nabla_{age} = d \log(\text{age}) / d \log(a)$ $\sim-0.3$, while the survival of weaker colour gradients in old, local galaxies implies that metallicity gradients are also required, with $\nabla_{Z} = d \log(Z) / d \log(a)$ $\sim-0.2$. This is consistent with recent observational evidence for the inside-out growth of passive galaxies at high redshift, and favours a gradual mass growth mechanism, such as dry minor mergers. Moreover, the evidence discussed above for environmental processes in place at high redshift argues for a link to the dynamical state of the clusters. We propose that minor mergers, when not yet inhibited by the cluster potential, are able to explain the observed differences between clusters and the field.

Abstract

Im vergangenen Jahrzehnt wurden die Eigenschaften von Galaxien bei hohen Rotverschiebungen, $z\approx 2$, mit zunehmender Genauigkeit erforscht. Dies erm\"oglicht die Vorg\"anger unsere lokalen Galaxie-Population zu untersuchen und Modelle zu ihrer Entstehung und Entwicklung zu \"uberpr\"ufen. Die Eigenschaften von Galaxien \"andern sich stark in dem Rotverschiebungs Bereich $1<z<2$. Insbesondere hat sich herausgestellt, dass die Mehrzahl der passiven Galaxien mit der Zeit r\"aumlich wachsen. Trotz gewaltiger Fortschritte sind viele Fragen noch offen, wie zum Beispiel welche Rolle die Umgebung in der Entwicklung passiver Galaxien spielt. Wir pr\"asentieren in dieser Dissertation Ergebnisse zu den strukturellen Eigenschaften und den Farbgradienten fü\"ur passiven Galaxien in drei Galaxienhaufen, mit Rotverschiebung $1.39 < z < 1.61$. Die Galaxien sind Teil des KMOS Cluster Survey (KCS) und wurden mit der Red Sequence Methode ausgew\"ahlt. Wir benutzen Aufnahmen des {\em Hubble-Weltraumteleskops} (\textit{HST}) in mehreren B\"anden des optischen und nahen infraroten Spektrum. Wir bestimmen die leuchtkraftgewichtete Gr\"o{\ss}e mit der S\'ersic-Methode und berechnen damit r\"aumlich aufgel\"oste stellare Massenkarten. Wir benutzen daf\"ur eine empirische Beziehung zwischen dem Masse-Leuchtkraft-Verh\"aältnis ($M_{*}/L_{H_{160}}$) und der beobachteten Farbe $(z_{850}-H_{160})$. Diese r\"aumlich aufgel\"osten Karten werden dazu benutzt, um die massengewichteten Gr\"o{\ss}en der passiven Galaxien in unserem Datensatz zu messen. Wir zeigen, dass die leuchtkraftgewichteten Gr\"o{\ss}en dieser Haufengalaxien im Mittel um einen Faktor $\simeq 2$ kleiner sind als die passiven Galaxien im lokalen Universum. Der Median der Gr\"o{\ss}e sinkt um $20 \%$ vom $U$ zum $R$-Band im Ruhesystems als Folge der Farbgradienten. Die Steigung der Abh\"angigkeit zwischen stellare Masse und leuchtkraftgewichteter Gr\"o{\ss}e stimmt mit Ergebnissen neuerer Studien von Feldgalaxien \"uberein. Die Untersuchungen ergeben auch, dass die massengewichteten Gr\"o{\ss}en kleiner sind als die entsprechenden Gr\"o{\ss}en im Ruhesystem $R$-Band. Der Unterschied schwankt um $20\%-55\%$ zwischen verschiedenen Galaxienhaufen, verglichen mit einem Mittelwert von $\approx 12\%$ bei einer Rotverschiebung von $z\approx 0$. J\"ungere Studien ergeben, trotz immer noch laufender Debatten, dass Haufengalaxien eine andere Gr\"o{\ss}enverteilung haben als in Regionen mit durchschnittliche Galaxiendichte (``Feld'') . Das ist vermutlich auf zus\"atzliche oder st\"arkere Umgebungprozesse in sehr dichten Umgebungen zur\"uckzuf\"uhren. Der Vergleich mit einem Datensatz von Feldgalaxien zeigt, dass der Median von leuchtkraftgewichteten Gr\"o{\ss}en in den zwei weiter entwickelten Galaxienhaufen grö\"o\ss er ist als f\"ur Feldgalaxien. Der Unterschied ist kleiner, wenn die massengewichteten Werte benutzt werden. Zus\"atzlich haben diese zwei Galaxienhaufen ein kleineres Verh\"altnis von massen- zu leuchtkraftgewichteter Gr\"o{\ss}e im Vergleich zu den Feldgalaxien, mit einer logarithmischen Verschiebung von jeweils $\approx -0.07$ dex und $\approx -0.16$ dex. Wir erkl\"aren die Entwicklung der Gr\"o{\ss}enverh\"altnisse mit der Entwicklung der Masse-Leuchtkraft-Verh\"altnisse und der Farbgradienten. Wie erwartet ist das Verh\"altnis von massen- zu leuchtkraftgewichteten Gr\"o{\ss}en mit dem $M_{*}/L$-Gradienten korreliert, zeigt jedoch keine weiteren Korrelationen mit anderen Galaxieneigenschaften. Wir beobachten, dass die Farbgradienten in unserem Datensatz meistens negativ sind, mit einem Median von $\approx -0.4$ mag dex$^{-1}$, der zweimal gr\"o{\ss}er ist als der lokale Wert. Durch detaillierte Modellierung von Farbgradienten unter der Benutzung von Sternpopulation-Modellen zeigen wir, dass diese Entwicklung am besten mit einer Entwicklung der Altersgradienten entlang der gro\ss en Halbachse $a$, $\nabla_{\text{age}} = d \log(\text{age}) / d \log(a) \approx -0.3$, erkl\"art werden kann. Das Bestehenbleiben von schw\"aächeren Farbgradienten in alten, lokalen Galaxien bedeutet, dass der Metallizit\"atsgradient ebenfalls von Bedeutung ist, mit $\nabla_{Z} = d \log(Z) / d \log(a)\approx -0.2$. Dieses Verhalten stimmt mit neueren Beobachtungen \"uberein, die Hinweise daf\"ur liefern, dass passive Galaxien bei hoher Rotverschiebung von innen nach au\ss en wachsen und deutet auf eine graduelle Massenzunahme hin, wie zum Beispiel bei Verschmelzungen mit gas-armen, masse-armen Galaxien (``dry, minor mergers''). Au\ss erdem zeigt das Vorhandensein von auf Umgebungsprozessen bei hoher Rotverschiebung, dass es einen Zusammenhang mit dem dynamischen Zustand der Galaxienhaufen gibt. Wir schlagen vor, dass diese ``minor mergers'', solange diese nicht durch das Potential des Galaxienhaufens unterdr\"uckt werden, den Unterschied zwischen Galaxienhaufen und Feldgalaxien erkl\"aren k\"onnen.