David Elbaz – ET12 master M2 20161 À la recherche des galaxies les plus distantes « Propriétés et évolution des galaxies » David Elbaz

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1 David Elbaz – ET12 master M2 20161 À la recherche des galaxies les plus distantes « Propriétés et évolution des galaxies » David Elbaz (delbaz@cea.fr) Service d'Astrophysique - CEA Saclay Tel: 01 69 08 54 39 Master Recherche M2 Astronomie & Astrophysique Enseignement thématique des parcours M2 – Galaxies http://david.elbaz3.free.fr/master_m2

2 David Elbaz – ET12 master M2 20162 Mesurer la formation d’étoiles dans les galaxies Paramètres fondamentaux: Durée de vie des étoiles:  (seq.principale)~10 Gyr (M/M  ) -2.5  (0.8M  )~25 Gyr,  (1M  )~10 Gyr,  (5M  )~100 Myr,  (10M  )~20 Myr Taux de formation d'étoiles (SFR= star formation rate): dM/dt en M  yr -1. Les galaxies ont un âge de ~10 Gyr, une durée de 10 Myr est donc 1000 fois + faible et peut-être considérée comme "instantanée", i.e. une bonne approximation de "dt". Les étoiles de M>10M  durent  <20Myr, on peut donc comptabiliser toutes ces étoiles dans l'estimation de dM. La contribution des étoiles de M 10M  ), on en déduit dM/dt par l'IMF. IMF= initial mass function, fonction de masse initiale Distribution en masse des étoiles au moment de leur naissance:  (m)=Am -2.35 = dN/dm ;  (m) x m = proportion en masse des étoiles de masse m.

3 David Elbaz – ET12 master M2 20163 À la recherche de la galaxie la plus distante

4 David Elbaz – ET12 master M2 20164 À la recherche de la galaxie la plus distante Universe half current age Universe 1/4 current age Universe 1/8 current age Universe 1Gyr old Now: Universe 13.7 Gyr

5 David Elbaz – ET12 master M2 20165 À la recherche de la galaxie la plus distante Universe 1/8 current age ~ 2 Billion years after the Big Bang z=3 LBGs

6 David Elbaz – ET12 master M2 20166 HH HH HH HH OIII OII Les raies de Balmer, de Lyman et de l’oxygène pour mesurer le redshift

7 David Elbaz – ET12 master M2 20167 Les raies de Balmer, de Lyman et de l’oxygène pour mesurer le redshift HH HH HH HH OIII OII Ly   Å Ly 

8 David Elbaz – ET12 master M2 20168 La forêt Lyman  Source Observer  Å   z * ) z*z* z=0 Ly 

9 David Elbaz – ET12 master M2 20169 Source Observer  Å   z * ) z*z* z=0 Ly  z1z1  Å   z 1 ) La forêt Lyman 

10 David Elbaz – ET12 master M2 201610 Source Observer  Å   z * ) z*z* z=0 Ly  z1z1  Å   z 1 ) z2z2 z3z3 z4z4  Å   z 2 )  Å   z 3 )  Å   z 4 ) La forêt Lyman 

11 David Elbaz – ET12 master M2 201611 The Lyman-  Forest At low z almost all of a galaxy’s Lyman continuum flux reaches us Above z=3, the fraction of galaxy flux reaching us declines rapidly

12 David Elbaz – ET12 master M2 201612 The Lyman-  Forest Low z Higher z Lyman-  Forest

13 David Elbaz – ET12 master M2 201613 The Steidel, Pettini & Hamilton (1995) Lyman Break Method Ionising Radiation UV Continuum Lyman Continuum 912Å Break Lyman-α Break At z=3, about 50% of the Lyman continuum is transmitted This leads to a ‘break’ in the spectrum The Lyman Break Technique

14 David Elbaz – ET12 master M2 201614 Red Blue If the filters bracket the breaks, then the galaxies show extreme colours The Lyman Break Technique

15 David Elbaz – ET12 master M2 201615 ● At z>4, the Lyman forest absorption reaches near 100%  only one break is detected ● A source will be detected in filters above the break but ‘drop-out’ of filters below it ● V-drops  z > 4.5 ● R-drops  z > 5. ● I-drops  z > 5.8 Starburst at z=6 f   For galaxies at 5.6 1.3 The Dropout Technique

16 David Elbaz – ET12 master M2 201616 Lyman breaks or `dropouts’ at higher z z-dropout

17 David Elbaz – ET12 master M2 201617 The Lyman continuum discontinuity is particularly powerful for isolating star- forming high redshift galaxies. From the ground, we have access to the redshift range z=2.5-6 in the 0.3-1 micron range. Steidel et al 1999 Ap J 462, L17 Steidel et al 1999 Ap J 519, 1 Steidel et al 2003 Ap J 592 728 Lyman Break Galaxies Effect of neutral hydrogen

18 David Elbaz – ET12 master M2 201618 Expectations Real Data (10’ field) Spectral energy distributions allow us to predict where distant SF galaxies lie in color-color diagrams such as (U-G vs G-R) (Steidel et al 1996) Photometric Cuts: Predictions and Practice

19 David Elbaz – ET12 master M2 201619 Spectroscopic Confirmation at Keck

20 David Elbaz – ET12 master M2 201620 = 320 Myr @ z = 3 =0.15 A UV ~1.7  ~5 Shapley et al 2001 Ap J 562, 95 ~ 45 M  yr -1 = ~2 x 10 10 M  Extinction correlates with age– young galaxies are much dustier SFR for youngest galaxies average 275 M  yr -1 ; oldest average 30 M  yr -1 Objects with the highest SFRs are the dustiest objects Properties of Lyman Break Galaxies (z~3)

21 David Elbaz – ET12 master M2 201621 Balmer Break Galaxies (Mobasher, Wiklind et al) z = 7 t = 50 Myr t = 100 Myr t = 300 Myr t = 500 Myr t = 600 Myr t = 800 Myr Idea: search for `double-break’ SEDs in IRAC-selected samples

22 David Elbaz – ET12 master M2 201622 `BzK’ selection of passive and SF z>1.4 galaxies Daddi et al 2004 Ap J 617, 746 New apparently less-biased technique for finding all galaxies 1.4<z<2.5 sBzK: star forming galaxies pBzK: passive galaxies (z-K) (B-z)

23 David Elbaz – ET12 master M2 201623 BzK selection technique: selection of z~2 galaxies & separation of SF vs passive gals 4000Å break for old stars, slope of continuul for young stars Daddi et al. 2005 BzK=(z-K)-(B-z) (AB mags) BzK>-0.2  SF at z>1.4 BzK 2.5  Old 94% of spec redshifts; K20 survey Technique calibrated with ~50 z>1.4 redshifts

24 David Elbaz – ET12 master M2 201624 Les redshifts photométriques D'une manière plus générale, on utilise les discontinuités de Balmer et de Lyman pour obtenir une estimation du redshift des galaxies faibles, et donc difficiles d'accès en spectroscopie, à l'aide des leurs magnitudes en bandes larges. Plusieurs programmes sont accessibles pour réaliser ces calculs, dont HyperZ (Bolzonella, Miralles, Perro, 2000, http://webast.ast.obs-mip.fr/hyperz)

25 David Elbaz – ET12 master M2 201625 Connecting the BzK, LBG and DRG Populations Reddy et al 2005 Ap J 633, 248 SF Density Contributions LBG van Dokkum et al (2006) - LBGs constitute only 17% of massive galaxies! Distribution of M>10 11 M  galaxies LBG DRG van Dokkum et al 2006 Ap J 638, L59

26 David Elbaz – ET12 master M2 201626 26 Absorption intergalactique

27 David Elbaz – ET12 master M2 201627 Lyman break selection

28 David Elbaz – ET12 master M2 201628 Histoire cosmologique de la formation d'étoiles La densité de luminosité UV se mesure en L  Mpc -3, elle peut être traduite en terme de densité de formation d'étoiles en M  yr -1 Mpc -3, en utilisant le coefficient de conversion L(UV) -> SFR de Kennicutt (1998). Mais il ne s'agit que d'une limite inférieure pour deux raisons: (i) on ne détecte que les galaxies les plus lumineuses, (ii) une fraction importante de la luminosité UV intrinsèque des étoiles d'une galaxie est absorbée par la poussière et réémise dans l'IR. En utilisant les LBG du HDFN (Hubble Deep Field Nord, image la plus profonde du ciel, jusqu'à une magnitude de 29), Madau et al. (1996) ont dérivé la première histoire cosmique de la formation d'étoiles, appelée "Madau plot", d'après une étude de la densité de L(UV) par Lilly et al. (1996). Madau et al. (1996)

29 David Elbaz – ET12 master M2 201629 cosmic SFR & M* density vs time Madau & Dickinson 2014 young OB stars old KM stars Une fois ces effets pris en compte, les données observationnelles deviennent plus cohérentes.

30 David Elbaz – ET12 master M2 201630 Constraints on models Gas fractions Gas metallicities Stellar ages and metallicities SFR - M* relation M * /M halo (from lensing) Black hole - bulge mass relation Tully - Fisher relation (L-v) Galaxy sizes Galaxy morphology Clusters: Hot gas (X-ray) vs total mass AGN bolometric luminosity function AGN mechanical luminosity function Stellar mass function Baryonic mass function HI mass function Luminosity function (in ≠ bands) Cosmic SFR density