Structure and star-formation in 0≤z≤1 galaxies - ETH E

Research Collection
Doctoral Thesis
Structure and star-formation in 0≤z≤1 galaxies in the 2 square
degrees of the COSMOS field
Author(s):
Bschorr, Thomas Johannes
Publication Date:
2013
Permanent Link:
https://doi.org/10.3929/ethz-a-010016237
Rights / License:
In Copyright - Non-Commercial Use Permitted
This page was generated automatically upon download from the ETH Zurich Research Collection. For more
information please consult the Terms of use.
ETH Library
DISS. ETH NO. 21376
Structure and Star-Formation in
0≤z≤1 Galaxies in the 2 Square
Degrees of the COSMOS Field
A dissertation submitted to
ETH Zurich
for the degree of
Doctor of Sciences
presented by
Thomas Johannes Bschorr
Dipl.-Phys., Universität Ulm
born on March 13th, 1980
citizen of Germany
accepted on the recommendation of
Prof. Dr. C. Marcella Carollo, examiner
Prof. Dr. Kevin Schawinski, co-examiner
2013
Summary
In this thesis, we focus on the star-forming and morphological properties of galaxies in the
Cosmic Evolution Survey (COSMOS) since redshift z ∼ 1, i.e. over the last 8 Gyr. Over
this time span, our Universe has strongly evolved. In the local Universe, the majority of
galaxies can well be classified according to the Hubble Tuning Fork, i.e. into ellipticals,
S0s, spiral galaxies with or without a stellar bar and into irregulars, while it appears that
at higher redshift, such a classification is less straight forward. Already at z ∼ 0.6 the majority of galaxies is found to show irregular morphologies, while at low redshift, about 70%
of galaxies are classified as spirals with regular morphology. By z ∼ 2 about one third of
the galaxy population is found to be rotationally dominated with their morphology often
being dominated by large star-forming clumps, leading to a rather irregular appearance.
In addition, galaxies at z ∼ 1–2 show a much higher star-formation activity, with the
cosmic star-formation rate density being about 20 times higher than today.
Two of the unresolved problems in astronomy are therefore (i) the question of which processes quench star-formation in galaxies and (ii) what causes the cosmic star-formation
rate density to decline at least since z ∼ 1. The question of how the quenching is furthermore connected to the needed morphological transformation, from irregular and disk
dominated into intermediate and bulge dominated morphologies over the same timespan,
is even more challenging.
COSMOS is one of the largest single observational projects carried out with Hubble
Space Telescope (HST) and covers an area of roughly 2 deg2 , which is almost 16 times
the size of the full moon on the sky. In this thesis, we use the multi-wavelength data set
of COSMOS, ranging from X-ray to radio wavelengths, together with the high resolution
images of the Advanced Camera for Surveys (ACS) on board the HST in the I-band
(F814W). With this data set, we study the star-forming properties and their dependence
on morphology over the last ∼ 8 Gyr.
We estimate photometric redshifts (z) and stellar masses (M ) by fitting empirical as well
as synthetic spectral energy distributions (SEDs) to the photometric data. In addition,
star-formation rates (SF Rs) are derived using (i) synthetic SEDs, (ii) extinction corrected
rest-frame far ultra-violet and (iii) observed mid-infra-red data at λ = 24 µm. We show
that the purely observational SF Rs agree well with the ones derived from synthetic SED
xvii
Summary
fitting and hence, throughout this thesis, we can use different SF R estimators, which are
well calibrated but independent from each.
After we describe in detail the used data sets, we introduce the morphological classification of galaxies in COSMOS, using a new improved version of the Zurich Estimator of
Structural Types: ZEST+. We acquire a large training sample and use a Support Vector
Machine algorithm together with non-parametric coefficients for the classification into ellipticals, S0s, bulge dominated, intermediate, disk dominated and irregular morphologies.
We test the automated classification well by mimicking real galaxies at higher redshift
and fainter magnitudes and determine the classification to be accurate at the & 85% level.
Using more than 2’000’000 simulated galaxy images, we derive correction maps in order to
correct for observational biases in the measured magnitudes and sizes (half-light radii R50 ,
enclosing 50% of the total intensity), which we originally obtained by running ZEST+ and
SExtractor on the I-band images. Furthermore, we determine for a smaller subset of
disk galaxies in 0.2 < z < 0.4 the bar fraction and quantify the bar strength.
Chapter 4 and 5 contain the main results of this thesis.
In Chapter 4, we make use of the well tested morphological classification and our different calibrated star-formation rates in order to study the so-called main sequence (MS)
of star-forming galaxies. Galaxies on the MS are found to show a relationship between
SF R and stellar mass of the form log SF R ∝ α log M/M with small scatter of about
0.3 dex. The physical processes, shaping the main sequence are unknown and different
studies quote large differing values for the slope α. As part of this thesis, we determine
the influence of different selection effects on the main sequence, such as mass selection,
different star-formation rate estimators and the underlying morphology. When selecting star-forming galaxies according to a redshift dependent cut in specific star-formation
rate (sSF R = SF R/M ), we can describe the MS as a double power law, with a slope
α = 1.00 ± 0.06 below 1010 M and much flatter with α = 0.30 ± 0.08 above and little
to no dependence on morphology. The flatter slope towards higher masses is not found if
we select star-forming galaxies according to a pure colour-selection in rest-frame U −B.
This discrepancy is due to red dusty star-forming galaxies, which make up & 40% of starforming galaxies above ∼ 1010 M .
By inverting the Kennicutt-Schmidt law, we infer the cold molecular gas content of the
star-forming galaxies. The gas fraction fgas is decreasing from irregular and disk dominated (hfgas i . 0.54) towards bulge dominated and early type galaxies (hfgas i . 0.20),
while the star-formation efficiency (SF E) is basically independent of the underlying morphology. In addition, above 1010.3 M , our mass completeness limit at z = 1, we find the
gas fraction at fixed redshift and morphology, to depend on stellar mass as ∼ M −0.4 , while
SF E plateaus at these masses, i.e. is independent of stellar mass.
The average gas fraction evolves as hfgas i ∝ (1 + z)2 below 1011 M and ∝ (1 + z)1.5 for
M > 1011 M . At the same time, the average star-formation efficiency shows a redshift dependence of hSF Ei ∝ (1 + z)2.2 (1010.3 < M/M < 1010.5 ) to ∝ (1 + z)2.4 (M > 1011 M ).
The interplay between gas content and star-formation efficiency leads to a redshift dependent decline in SF R ∝ (1 + z)4.6 below and ∝ (1 + z)3.9 above 1011 M .
Our results point towards a mass dependent quenching mechanism as more massive galaxies run out of cold molecular gas.
xviii
In Chapter 5, we study the m = 2 disk instability in the form of stellar bars and
their influence on the star-forming properties of the host galaxy. In order to allow for a
very precise morphological classification and bar detection, we restrict the sample to disk
galaxies brighter than IAB = 22 mag in the redshift range 0.2 < z < 0.4 and masses above
109.8 M . In addition, the sample is restricted to moderately inclined galaxies (0 < < 0.5)
and sizes to above 2 kpc.
In this sample of disk galaxies, a total of ∼ 30% show a stellar bar. We do not find
any sign of enhanced Active Galactic Nucleus (AGN) activity in the sample of barred
galaxies, compared to unbarred ones. Altogether, barred galaxies show only marginal
differences, compared to the unbarred galaxy sample at the same mass and redshift range.
For M < 1011 M , barred galaxies appear redder by ∆(N U V −r) ∼ 0.2–0.4 mag than the
unbarred ones, while for more massive objects, the opposite is true, with bars showing
bluer colours by ∆(N U V − r) = 0.5 mag. The most massive barred galaxies show also
0.17 dex higher sSF Rs than unbarred ones, while both populations are indistinguishable
in terms of their specific star-formation rate for M < 1011 M .
For barred galaxies, the bar strength (Sbar ) increases with decreasing bulge-to-total ratio
and the strongest bars with Sbar > 0.4 are all bluer than N U V −r = 4 mag. In addition,
sSF R increases with bar strength, which we show to hold for galaxies below and above a
Sérsic index of nSérsic = 2.5.
Overall, the bar fraction of ∼ 30% appears too low in order to explain the majority of
bulges in the population of disk galaxies being created by secular evolution. However, in
barred galaxies, stronger bars do show the higher sSF R and hence, bars do influence the
star-forming properties of their host galaxy.
Chapter 6 deals with the evolution of the apparent sizes of compact quiescent early
type galaxies (Q-ETGs). In recent years, some studies have claimed an increase in the
average sizes of Q-ETGs of about a factor of ∼ 2–5 since redshift of about two.
With the corrected size measurements, we show that the number density of the most
compact quiescent galaxies for R50 < 2 kpc in 1010.5 < M/M < 1011 is constant over the
redshift range z = 1.0 → 0.2 and decreases at the most by ∼ 30% for R50 < 2.5 kpc for
M > 1011 M . The most compact quiescent galaxies show also redder rest-frame colours
than the larger Q-ETGs. In addition, the increase in number density of larger Q-ETGs
agrees very well with the expected fraction of quenched star-forming galaxies over the same
redshift range. These findings show that the increase in the apparent median size of QETGs can be attributed to the addition of larger quenched early type galaxies over cosmic
time, while the most compact quiescent objects stay unchanged over the last ∼ 8 Gyr.
In Chapter 7, we summarise this thesis and provide an outlook for future research using
new data, which will be available as new instruments are coming up in the near future.
Finally, we list further collaborative projects in Chapter 8, to which I contributed
measured star-formation rates, masses as well as rest-frame magnitudes and colours for
the COSMOS and zCOSMOS data sets.
xix
Kurzfassung
In der vorliegenden Dissertation beschäftigen wir uns mit der Sternentstehungsrate und
der Morphologie von Galaxien in der ‘Cosmic Evolution Survey’ (COSMOS) seit Rotverschiebung z ∼ 1, d.h. über die vergangenen ∼ 8 Milliarden Jahre. Über diese Zeitspanne
hat sich unser Universum stark verändert. Im lokalen Universum können die meisten
Galaxien leicht in die Hubble-Sequenz, d.h. in elliptische Galaxien, S0s, Spiralgalaxien
mit oder ohne Balkenstruktur und in irreguläre Galaxien eingeteilt werden. Dahingegen
scheint eine solche Klassifizierung bei hoher Rotverschiebung weniger eindeutig. Bereits
bei einer Rotverschiebung von z ∼ 0.6, zeigt die Mehrheit der Galaxien eine irreguläre
Struktur, während bei niedrigerer Rotverschiebung ca. 70% der Galaxien als Spiralgalaxien mit regulärer Morphologie klassifiziert werden. Bei z ∼ 2 ist die Kinematik von etwa
einem drittel der Galaxien von einer Rotationsbewegung dominiert, während deren Morphologie oft von grossen klumpigen Strukturen, in denen Sterne entstehen, geprägt wird,
was diesen Galaxien ein irreguläres Aussehen verleiht. Darüber hinaus weisen Galaxien
bei z ∼ 1–2 eine wesentlich höhere Sternentstehungsrate auf, da die kosmische Sternentstehungsdichte zu dieser Zeit ungefähr 20 mal höher war als heute.
Zwei der grossen ungelösten Probleme in der Astronomie sind demnach, (i) die Frage
nach den Prozessen, welche die Sternentstehung in Galaxien unterdrücken und (ii) was
für den Abfall der kosmischen Sternentstehungsdichte seit z ∼ 1 verantwortlich ist. Die
Frage, wie diese Abschwächung als Funktion der Zeit mit der benötigten morphologischen Transformation von irregulären und scheibendominierten Galaxien hin zu solchen
mit einer mittleren oder starken zentralen Aufwölbung einhergeht, ist eine noch grössere
Herausforderung.
Das COSMOS Projekt ist eines der grössten Beobachtungsprojekte, welches für ein
einzelnes Projekt mit dem Hubble Weltraumteleskop (HST) je durchgeführt wurde und
deckt ein beobachtetes Gebiet von ungefähr 2 Quadratgrad ab. Dies entspricht in etwa der
sechzehnfachen Grösse des Vollmondes. Die vorliegende Dissertation nutzt die Daten des
COSMOS Projekts, welche vom Röntgen- bis in den Radiowellenlängenbereich reichen.
Im besonderen benutzen wir die hochauflösenden Bilder im I-Band (F814W) der ‘Advanced Camera for Surveys’ (ACS) des Hubble Weltraumteleskops, um die Eigenschaften
bezüglich der Sternentstehungsrate und deren Abhängigkeit von der Morphologie über die
xxi
KURZFASSUNG
letzten ∼ 8 Milliarden Jahre zu studieren.
Wir bestimmen photometrische Rotverschiebungen (z) und stellare Massen (M ), indem
wir empirische und synthetische spektrale Energieverteilungen (SEDs) an die photometrischen Daten fitten. Darüber hinaus bestimmen wir Sternentstehungsraten (SF Rs) durch
(i) fitten synthetischer SEDs, von (ii) extinktionskorrigiertem sehr kurzwelligem ultraviolettem Licht und (iii) aus der beobachteten Strahlung im mittleren Infrarotbereich bei
λ = 24 µm. Wir zeigen, dass die aus rein beobachteten Grössen bestimmten Sternentstehungsraten mit denen, welche durch Fitten synthetischer SEDs gemessen werden, sehr gut
übereinstimmen. Daher ist es uns möglich, in dieser Dissertation verschiedene Sternentstehungsraten zu verwenden, die gut gegeneinander kalibriert aber voneinander unabhängig
sind.
Nachdem wir die benutzten Datensets im Detail beschrieben haben, führen wir die morphologische Klassifizierung der Galaxien im COSMOS Projekt ein. Dafür benutzen wir
eine neue, verbesserte Version des ‘Zurich Estimator of Structural Types’: ZEST+. Wir
erstellen ein grosses Trainingsample und benutzen einen ‘Support Vector Machine’ Algorithmus zusammen mit nicht-parametrischen Koeffizienten, um die Galaxien in solche mit
elliptischer oder S0 Morphologie, mit dominierender oder mittleren zentralen Aufwölbung,
reinen Scheibengalaxien und solchen mit irregulärer Morphologie zu klassifizieren. Für
einen detaillierten Test der automatischen Klassifizierung simulieren wir reale Galaxien bei
höherer Rotverschiebung und geringerer Helligkeit. Dadurch können wir eine Genauigkeit
der Klassifizierung von & 85% bestimmen.
Unter der Verwendung von mehr als 2’000’000 simulierter Galaxien korrigieren wir
vorhandene Offsets und Messungenauigkeiten in der Beobachten Helligkeit und Grösse
(‘Halb-Licht’ Radien R50 , welche 50% der gesamten Lichtintensität einschliessen) von
Galaxien. Diese Parameter wurden ursprünglich durch ZEST+ und SExtractor in den
Bildern im I-Band gemessen. Darüber hinaus bestimmen wir für ein kleineres Ensemble
von Scheibengalaxien im Rotverschiebungsbereich 0.2 < z < 0.4 den Anteil von Galaxien
mit Balkenstruktur und messen die Stärke dieser Struktur.
In Kapitel 4 benutzen wir dann die gut getestete morphologische Klassifizierung und die
verschiedenen Sternentstehungsraten, um die sogenannte Hauptreihe (MS) sternbildender
Galaxien zu studieren. Galaxien entlang der MS weisen eine Beziehung zwischen Sternentstehungsrate und stellarer Masse in der Form log SF R ∝ α log M/M auf. Dabei
ist die Streuung der Galaxien entlang der MS klein und entspricht ca. 0.3 dex. Die zugrundeliegenden physikalischen Prozesse, welche zur Entstehung dieser Hauptreihe beitragen sind dabei unbekannt. Darüber hinaus nennen verschiedene Veröffentlichungen stark
voneinander abweichende Werte für die Steigung α. Als Teil dieser Dissertation bestimmen
wir welche Einflüsse die Wahl des Massenbreichs, die verschiedenen Sternentstehungsraten
sowie die zugrundeliegende Morphologie auf die Form der Hauptreihe haben. Wenn wir
sternbildende Galaxien anhand eines rotverschiebungsabhängigen Schnitts in der spezifischen Sternentstehungsrate (sSF R = SF R/M ) auswählen, können wir die Hauptreihe in
der Form zweier zusammengesetzter Potenzgesetze beschreiben. Unterhalb von 1010 M
finden wir eine Steigung von α = 1 ± 0.06 , während wir für höhere Massen eine erheblich
flachere Steigung von α = 0.3 ± 0.08 finden. Diese Ergebnisse sind fast unabhängig von
xxii
der zugrundeliegenden Morphologie. Die flachere Steigung bei höheren Massen finden wir
nicht, wenn wir sternbildende Galaxien anhand ihrer intrinsischen U−B Farbe auswählen.
Diese Abweichung wird durch sternbildende Galaxien verursacht, welche durch interstellaren Staub rot erscheinen. Das sind & 40% der sternbildenden Galaxien, die schwerer als
1010 M sind.
Indem wir das ‘Kennicutt-Schmidt’ Gesetz umformen, können wir indirekt den Gehalt
an kaltem molekularem Gas in sternbildenden Galaxien bestimmen. Der Gasanteil fgas
nimmt geringfügig von irregulären und scheibendominierten Galaxien (hfgas i . 0.54) her
zu solchen mit mittlerer oder dominierender zentralen Aufwölbung und zu Galaxien des
‘frühen’ Typs (hfgas i . 0.20) hin ab, während die Effizienz mit der Sterne gebildet werden (SF E) kaum von der Morphologie abhängt. Darüber hinaus finden wir für Galaxien
schwerer als 1010.3 M , unserem Massenlimit, oberhalb dessen unser Sample bis z = 1
vollständig ist, dass der Gasanteil bei fixierter Rotverschiebung und Morphologie proportional zu ∼ M −0.4 verläuft, während die SF E flach verläuft, d.h. von der zugrundeliegenden Masse unabhängig ist. Die Rotverschiebungsabhängigkeit des mittleren Gasanteils
beträgt ∝ (1 + z)2 für Massen unterhalb von 1011 M und ∝ (1 + z)1.5 für M > 1011 M .
Über den selben Rotverschiebungsbereich finden wir für die Effizienz, mit der Sterne
entstehen, eine Abhängigkeit zwischen hSF Ei ∝ (1 + z)2.2 (1010.3 < M/M < 1010.5 )
und ∝ (1 + z)2.4 (M > 1011 M ). Das Zusammenspiel von Gasanteil und SF E hat zur
Folge dass sich die Sternentstehungsrate im Mittel wie SF R ∝ (1 + z)4.6 unterhalb und
wie ∝ (1 + z)3.9 oberhalb von 1011 M entwickelt.
Unsere Resultate deuten auf einen masseabhängigen Mechanismus hin, der für die Unterdrückung der Sternentstehungsrate verantwortlich ist, indem schwerere Galaxien ihr
Reservoir an kaltem molekularem Gas aufbrauchen.
In Kaptiel 5 erforschen wir den Einfluss der m = 2 Instabilität auf die sternbildenden
Eigenschaften der zugrundeliegenden Galaxie. Diese Instabilität zeigt sich in der Form von
stellaren Balkenstrukturen in Scheibengalaxien. Um für eine äusserst präzise morphologische Klassifizierung und Erkennung der Balkenstruktur zu garantieren, beschränken wir
unser Sample auf Scheibengalaxien, welche heller als IAB = 22 mag sind, sich im Rotverschiebungsbereich 0.2 < z < 0.4 befinden und schwerer sind als 109.8 M . Darüber hinaus
beschränken wir uns auf Galaxien mit moderater Inklination (0 < < 0.5) und Radien
von mehr als 2 kpc.
Insgesamt zeigen ∼ 30% der Scheibengalaxien eine stellare Balkenstruktur. Wir finden
keinen Hinweis auf eine erhöhte Aktivität von Aktiven Galaxienkernen (AGN) in Galaxien mit gegenüber solchen ohne Balkenstruktur. Bei fester Rotverschiebung und gleicher Masse zeigen sich zwischen Galaxien mit und ohne Balkenstruktur insgesamt nur
marginale Unterschiede. Für M < 1011 M erscheinen solche mit Balkenstruktur um
∆(N U V − r) = 0.2–0.4 mag rötlicher, während bei höherer Masse das Umgekehrte der
Fall ist und Galaxien mit Balkenstruktur ∆(N U V −r) = 0.5 mag blauer erscheinen. Die
massereichsten Galaxien mit Balkenstruktur zeigen auch eine um 0.17 dex erhöhte sSF R
auf, während beide Populationen bezüglich ihrer spezifischen Sternentstehungsrate unterhalb von 1011 M ununterscheidbar sind.
Mit zunehmendem Verhältnis von zentraler Aufwölbung zur gesamten Galaxie nimmt die
Stärke der Balkenstruktur (Sbar ) ab. Darüber hinaus sind die stärksten Balkenstrukturen
mit Sbar > 0.4 blauer als N U V −r = 4 mag und die spezifische Sternentstehungsrate nimmt
xxiii
KURZFASSUNG
mit Sbar zu. Dabei zeigen wir auf, dass dies sowohl für Galaxien mit einem ‘Sérsic Index’
über als auch unterhalb von nSérsic = 2.5 gilt.
Insgesamt erscheint der Anteil von Galaxien mit Balkenstruktur, welcher etwa 30% beträgt,
zu gering um die Existenz der Mehrheit von Galaxien mit zentraler Aufwölbung als Folge
interner Prozesse, der sogennanten ‘secular evolution’, zu erklären. Allerdings zeigen
stärkere Balkenstrukturen eine erhöhte sSF R, weshalb Balkenstrukturen die sternbildenden Eigenschaften der zugrundeliegenden Galaxie durchaus beeinflussen.
In Kapitel 6 beschäftigen wir uns mit der beobachteten scheinbaren Grössenentwicklung
von kompakten passiven Galaxien des frühen Typs (Q-ETGs). In vergangenen Jahren
behaupteten einige Studien, dass die durchschnittliche Grösse von Q-ETGs seit Rotverschiebung z ∼ 2 um etwa einen Faktor von ∼ 2–5 zunahm.
Mit den korrigierten Radien zeigen wir, dass die Anzahldichte der kleinsten kompakten passiven Galaxien mit R50 < 2 kpc und 1010.5 < M/M < 1011 über den Rotverschiebungsbereich z = 1.0 → 0.2 konstant bleibt und für R50 < 2.5 kpc und M > 1011 M
höchstens um 30% abnimmt. Die kompaktesten passiven Galaxien zeigen ausserdem rötere
intrinsische Farben als die grösseren Q-ETGs. Darüber hinaus stimmt die Zunahme der
Anzahldichte von Q-ETGs sehr genau mit dem erwarteten Bruchteil von sternbildenden Galaxien, deren Sternbildung im selben Rotverschiebungsbereich unterdrückt wird,
überein. Diese Ergebnisse zeigen, dass die Zunahme in der scheinbaren median Grösse der
Q-ETGs auf die Addition von grösseren Galaxien, deren Sternbildung im laufe kosmischer Zeitskalen unterdrückt wurde, zurückzuführen ist. Dabei bleibt die Anzahldichte der
kompaktesten passiven Galaxien über die vergangenen 8 Milliarden Jahre hinweg konstant.
In Kapitel 7 fassen wir die vorliegende Dissertation zusammen und liefern einen Ausblick auf zukünftige Forschungsprojekte, welche mit neuen Daten von Instrumenten die in
naher Zukunft verfügbar sein werden, möglich sind.
Schlussendlich fassen wir weitere Ergebnisse aus gemeinschaftlichen Projekten in Kapitel 8 zusammen. Zu diesen Projekten habe ich in Form von gemessene Sternentstehungsraten, Massen, sowie intrinsische Helligkeiten und Farben für die COSMOS und
zCOSMOS Daten beigetragen.
xxiv