CANUCS/Technicolor Data Release 2: A Catalogue of Galaxy Structural Parameters in up to 29 HST+JWST bands and a Multi-Wavelength Exploration of the Galaxy Size-Mass Relation at $0.6 < z \leq 4$

Resumen Técnico: CANUCS/Technicolor Data Release 2 – Un Catálogo de Parámetros Estructurales de Galaxias y la Relación Tamaño–Masa Multilongitud de Onda

Planteamiento del Problema
El tamaño de las galaxias es un trazador fundamental de la evolución galáctica, el ensamblaje de masa y la historia de formación. Sin embargo, las mediciones previas de la relación tamaño–masa se han basado mayoritariamente en imágenes de banda única, lo que provoca que las longitudes de onda en el marco de reposo sondeadas varíen con el desplazamiento al rojo (redshift). Para facilitar las comparaciones entre distintas longitudes de onda, a menudo se aplican correcciones empíricas de gradientes de color para estimar los tamaños a una longitud de onda fija en el marco de reposo (típicamente 0.5 µm). Este enfoque introduce incertidumbres sistemáticas debido a que la luz es un trazador sesgado de la masa estelar, dependiendo de la edad de la población estelar, la metalicidad y la geometría de la atenuación por polvo. Además, los supuestos simplificadores respecto a poblaciones estelares uniformes o modelos de polvo han ocultado la verdadera diversidad física de las morfologías galácticas, particularmente para las galaxias con formación estelar, que exhiben estructuras complejas y poblaciones estelares diversas. Aunque los estudios con el Hubble Space Telescope (HST) proporcionaron datos extensos en el óptico en el marco de reposo, estaban limitados en la cobertura de longitud de onda más allá del óptico, lo que obligó a que los estudios de alto desplazamiento al rojo ($z > 3$) dependieran de mediciones en el UV en el marco de reposo, dominadas por poblaciones estelares jóvenes en lugar de la distribución de masa subyacente completa.

Metodología
Este estudio utiliza datos del sondeo Canadian NIRISS Unbiased Cluster (CANUCS) y el programa JWST in Technicolor, que cubre cinco campos de flanqueo de NIRCam (MACS J1423, MACS J0417, Abell 370, MACS J0416 y MACS J1149). El conjunto de datos combina observaciones de JWST/NIRCam de los Ciclos 1 y 2 con imágenes complementarias de HST, proporcionando cobertura en hasta 29 filtros (19 utilizados para morfología) que abarcan longitudes de onda en el marco de reposo de $\sim 0.2$–$3.2\,\mu$m para galaxias en $0.6 < z \le 4$.

1. Procesamiento de Datos: Los datos de imagen fueron procesados utilizando el paquete de software grizli. La detección de fuentes se realizó en una imagen de detección profunda $\chi_{mean}$ construida a partir de imágenes co-añadidas de JWST y HST.
2. Ajuste Morfológico: Los parámetros estructurales se midieron utilizando GALFIT para ajustar perfiles de Sérsic de componente único. El análisis se centró en 19 filtros de banda ancha y media de JWST para maximizar la relación señal-ruido y la resolución espacial, excluyendo los filtros de HST debido a sus mayores PSF y el filtro de la longitud de onda más corta de NIRCam (F070W) debido al submuestreo.
3. Selección de la Muestra: De una muestra parental de $\sim 41,000$ galaxias, se seleccionó una muestra robusta de $\sim 4,140$ galaxias con formación estelar. Los criterios de selección incluyeron:
   • Rango de desplazamiento al rojo: $0.6 < z \le 4$.
   • Rango de masa estelar: $8.5 < \log(M_*/M_\odot) \le 11.5$ (basado en límites de completitud de masa que evolucionan con el desplazamiento al rojo).
   • Calidad morfológica: El índice de Sérsic ($0.1 < n < 10$) y la relación de aspecto ($0.05 < Q < 1$) deben converger dentro de los límites en al menos 10 filtros.
   • Clasificación de formación estelar: Seleccionadas mediante criterios de color UVJ, excluyendo galaxias quiescentes para aislar vías evolutivas específicas de sistemas con formación estelar.
4. Marco de Análisis:
   • Relaciones Tamaño–Masa: Se utilizó regresión lineal bayesiana (LinMix) para ajustar las relaciones tamaño–masa en 0.5 $\mu$m (óptico) y 1.5 $\mu$m (NIR) en el marco de reposo.
   • Análisis de Tamaño–Longitud de Onda: La dependencia del tamaño de la galaxia con la longitud de onda en el marco de reposo se analizó fijando la masa estelar y el desplazamiento al rojo por turnos, y luego introduciendo simultáneamente las tres variables como parámetros libres en una regresión de mínimos cuadrados ponderada.

Contribuciones Clave

• Liberación de Datos: El artículo presenta el "Catálogo de Morfología CANUCS-Technicolor NCF", que proporciona parámetros estructurales (radio efectivo, índice de Sérsic, relación de aspecto, ángulo de posición, magnitud) para $\sim 41,000$ galaxias a través de hasta 29 filtros de JWST+HST.
• Parametrización Multilongitud de Onda: Los autores derivan una parametrización generalizada del tamaño de la galaxia como una función continua de la longitud de onda en el marco de reposo ($\lambda_{RF}$), la masa estelar ($M_*$) y el desplazamiento al rojo fotométrico ($z_{phot}$) para $0.25\,\mu\text{m} < \lambda_{RF} < 2.0\,\mu\text{m}$.
• Identificación de una Masa de Cruce: El estudio identifica una escala de masa estelar característica donde la dependencia de la longitud de onda del tamaño de la galaxia transiciona.

Resultados Clave

1. Relaciones Tamaño–Masa en el Marco de Reposo:
   • En 0.5 $\mu$m en el marco de reposo, la pendiente ($\alpha$) de la relación tamaño–masa permanece relativamente constante ($\alpha \approx 0.23$) a través de los desplazamientos al rojo $0.6 < z \le 4$, con los tamaños de las galaxias disminuyendo como $(1+z)^{-0.71}$.
   • En 1.5 $\mu$m en el marco de reposo, la pendiente se aplana moderadamente con el aumento del desplazamiento al rojo, mostrando una disminución de $\sim 50\%$ en $\alpha$ entre $z \sim 0.8$ y $z \sim 1.7$.
2. Dependencia de Tamaño–Longitud de Onda:
   • Existe un gradiente sistemático en la pendiente tamaño–masa como función de la longitud de onda en el marco de reposo. La relación tamaño–masa en el NIR es consistentemente más plana que la relación en el óptico en el marco de reposo.
   • Esta tendencia está fuertemente correlacionada con la masa estelar ($\rho = -0.47$) pero muestra una dependencia insignificante con el desplazamiento al rojo ($\rho = -0.01$).
   • Masa de Cruce: Se identifica una masa de cruce característica en $\log(M_*/M_\odot) \approx 9.5 \pm 0.13$. En esta masa, las mediciones de tamaño a través de diferentes filtros convergen, y la dependencia de la longitud de onda del tamaño se minimiza.
   • Por encima de la Masa de Cruce ($\log M_* \gtrsim 9.5$): Las galaxias son sistemáticamente más pequeñas en el NIR que en el óptico (por $\sim 10\%$ en $M_* \sim 10^{9.5}$ y $\sim 27\%$ en $M_* > 10^{10.5}$). Esto se interpreta como evidencia de un crecimiento "de adentro hacia afuera" (inside-out), donde las regiones centrales albergan poblaciones estelares más viejas y compactas, así como polvo concentrado, mientras que los discos exteriores son más azules y extendidos.
   • Por debajo de la Masa de Cruce ($\log M_* \lesssim 9.5$): Las galaxias muestran poca o ninguna dependencia de la longitud de onda, o son ligeramente más grandes en el NIR. Esto sugiere una configuración estructural diferente, potencialmente consistente con una formación "de afuera hacia adentro" (outside-in) donde la formación estelar está concentrada centralmente y las periferias están dominadas por poblaciones difusas más viejas.
3. Relación Generalizada: Los autores proporcionan una forma funcional (Ecuación 9) para estimar el radio efectivo basado en la masa, el desplazamiento al rojo y la longitud de onda, reproduciendo los tamaños observados con una dispersión residual de $\sim 0.05$ dex.

Significado
El artículo sostiene que la longitud de onda en el marco de reposo es un parámetro crítico para caracterizar la estructura de las galaxias, y que las mediciones morfológicas multilongitud de onda con JWST son esenciales para desentrañar los efectos de los gradientes de población estelar, la atenuación por polvo y la evolución estructural. La identificación de una masa de cruce estable en $\log(M_*/M_\odot) \approx 9.5$ sugiere una transición fundamental en la física de la formación de galaxias, marcando potencialmente el umbral donde las galaxias cambian de una formación estelar de tipo "fuera hacia adentro" a un crecimiento "dentro hacia fuera". Esta escala de masa se alinea con hallazgos previos respecto al inicio de componentes de bulbo significativos, la elevación de la atenuación por polvo y el punto de inflexión en la secuencia principal de formación estelar. Los resultados proporcionan restricciones cuantitativas para las simulaciones hidrodinámicas de la formación de galaxias, específicamente con respecto a la distribución espacial de estrellas y polvo.