pop-cosmos: Galaxy size evolution across structural and star-formation classifications in COSMOS-Web

Resumen Técnico: pop-cosmos: Evolución del tamaño de las galaxias a través de clasificaciones estructurales y de formación estelar en COSMOS-Web

Problema y Motivación
Se sabe que los tamaños de las galaxias se correlacionan con la masa estelar y el corrimiento al rojo (redshift), caracterizándose por relaciones de escala de tamaño. Sin embargo, las formas inferidas de estas relaciones son sensibles a cómo se clasifican las galaxias. Tradicionalmente, los estudios separan las galaxias por actividad de formación estelar (por ejemplo, tasa de formación estelar específica, sSFR) o por marcadores morfológicos (por ejemplo, relación bulbo-total, índice de Sérsic), tratándolas a menudo como equivalentes. Una cuestión clave aún sin resolver es si estos esquemas identifican las mismas poblaciones estructurales o si capturan dimensiones diferentes de la evolución galáctica. Además, trabajos previos han dependido de selecciones de color en el marco de reposo (por ejemplo, $UVJ$), que pueden sufrir contaminación por galaxias de formación estelar polvorientas, e imágenes basadas en tierra que pueden difuminar los detalles estructurales. Este artículo investiga si las clasificaciones basadas en sSFR y en morfología producen relaciones de tamaño–masa y tamaño–redshift cuantitativamente diferentes, y si estas diferencias son recuperables únicamente con resolución basada en el espacio.

Metodología
Los autores combinan dos conjuntos de datos distintos para el campo COSMOS para construir una muestra de 99,369 galaxias:

1. Parámetros Físicos: La masa estelar ($M_*$), el corrimiento al rojo ($z$) y las estimaciones de sSFR se derivan del modelo generativo pop-cosmos (Thorp et al. 2025). Este modelo está entrenado en fotometría de 26 bandas de COSMOS2020 (Weaver et al. 2022) y utiliza un modelo de difusión basado en puntuación (score-based diffusion model) para aprender la distribución conjunta de 16 parámetros de la energía espectral (SED), evitando formas funcionales restrictivas.
2. Tamaño y Morfología: Los radios de media luz ($R_{50}$), los índices de Sérsic ($n$) y las relaciones bulbo-total ($B/T$) se obtienen del catálogo COSMOS2025 (Shuntov et al. 2025), basado en imágenes de alta resolución de JWST/NIRCam de la encuesta COSMOS-Web.

La muestra de análisis se cruza con una apertura de 0.5" y se somete a cortes de calidad para eliminar estrellas, fuentes mezcladas (blended) y mediciones de tamaño no fiables. La muestra se restringe a $0.0 < z < 3.0$.

Los autores ajustan las relaciones tamaño–masa y tamaño–redshift utilizando inferencia bayesiana con verosimilitudes gaussianas que tienen en cuenta las incertidumbres de medición y la dispersión intrínseca ($\sigma_{int}$).

• Las poblaciones de formación estelar/dominadas por disco/tipo tardío se ajustan con una ley de potencia simple: $R_{50} = R_0 (M_*/5\times10^{10} M_\odot)^B$.
• Las poblaciones quiescentes/dominadas por bulbo/tipo temprano se ajustan con una ley de potencia doble para capturar posibles rupturas: $R_{50} = \gamma (M_*/M_\odot)^\alpha (1 + M_*/10^\delta M_\odot)^{\beta-\alpha}$.
• Las relaciones tamaño–redshift se modelan como $R_0 = B_z (1+z_m)^{-\beta_z}$.

Las clasificaciones se aplican mediante:

• sSFR: Quiescente ($\log_{10}(\text{sSFR}/\text{yr}^{-1}) \le -11$) vs. Formación estelar.
• B/T: Dominada por disco ($B/T \le 0.2$), Intermedia, Dominada por bulbo ($B/T \ge 0.6$).
• Índice de Sérsic: Tipo tardío ($n \le 2.5$) vs. Tipo temprano ($n > 2.5$).

Resultados Clave

1. Diferencias Cuantitativas en las Relaciones de Escala: Las divisiones de sSFR y morfología producen pendientes, interceptos y comportamientos de dispersión intrínseca cuantitativamente diferentes.

   • Pendientes: Los sistemas de formación estelar/dominados por disco siguen pendientes más suaves ($B \sim 0.12\text{--}0.27$), mientras que los sistemas quiescentes/dominados por bulbo exhiben pendientes más pronunciadas en altas masas ($B \sim 0.46\text{--}0.62$).
   • Dispersión Intrínseca: Crucialmente, $\sigma_{int}$ depende de la morfología estructural pero no de la sSFR. Los sistemas dominados por disco muestran una dispersión menor ($\sigma_{int} \sim 0.13\text{--}0.14$ dex) en comparación con los sistemas dominados por bulbo ($\sigma_{int} \sim 0.18\text{--}0.20$ dex). En contraste, las poblaciones de formación estelar y quiescentes muestran dispersiones similares ($\sim 0.15$ dex).
   • Rupturas (Breaks): Las poblaciones quiescentes y dominadas por bulbo muestran rupturas de ley de potencia doble, pero en masas pivote diferentes. La masa pivote quiescente es $\delta_Q \sim 10^{10.7} M_\odot$, mientras que la del bulbo es $\delta_B \sim 10^{11.1} M_\odot$.

2. Desacoplamiento de la Extinción (Quenching) y la Transformación Estructural: El desfase entre la masa pivote quiescente ($\delta_Q$) y la masa pivote dominada por bulbo ($\delta_B$) sugiere que la cesación de la formación estelar (extinción/quenching) y la transformación morfológica ocurren en diferentes escalas de tiempo. La extinción precede a la transformación morfológica.

3. Las Tendencias Dependientes de la Morfología Requieren Imágenes Basadas en el Espacio: Las tendencias estructurales identificadas (específicamente la correlación entre $B/T$, masa y redshift) se desvanecen en las imágenes desde tierra (HSC-I) pero se recuperan claramente en los datos de JWST/COSMOS-Web. Las mediciones desde tierra no logran resolver la diversidad estructural dentro de las clases de sSFR, particularmente en bajos redshifts donde una fracción significativa de galaxias quiescentes son dominadas por disco.

4. Conexión con la Retroalimentación (Feedback) de AGN:

   • La masa pivote quiescente ($\sim 10^{10.7} M_\odot$) coincide con la escala de masa donde la fracción de luminosidad bolométrica del toro infrarrojo de los AGN alcanza su máximo en galaxias en transición y donde la retroalimentación de los AGN se vuelve efectiva en los halos ($M_{200} \sim 10^{12} M_\odot$).
   • La masa pivote dominada por bulbo ($\sim 10^{11.1} M_\odot$) coincide con la masa del halo ($M_{200} \sim 10^{12.7} M_\odot$) donde la redistribución bariónica impulsada por AGN alcanza su máximo, creando condiciones para el calentamiento de discos y la transformación estructural.
   • A $z < 0.5$, la ruptura de la ley de potencia doble queda sin restricciones para las galaxias más masivas, lo que sugiere que en los halos de mayor masa ($M_{200} \gtrsim 10^{13.5} M_\odot$), la retroalimentación de los AGN puede fallar en prevenir la reacreción de gas, llevando a una ruptura de la transición de extincción aguda.

Significancia y Reivindicaciones
El artículo sostiene que las relaciones de escala de tamaño de las galaxias codifican una secuencia de umbrales físicamente distintos en lugar de una única transición evolutiva. La principal significancia radica en demostrar que:

• Los Esquemas de Clasificación No Son Intercambiables: La sSFR, el $B/T$ y el índice de Sérsic capturan diferentes etapas de la secuencia "extinción-luego-transformación". Tratar de forma equivalente estas variables oscurece el desacoplamiento dependiente de la masa de estos procesos.
• La Dispersión Intrínseca como Sonda del Halo: La dependencia de la dispersión intrínseca de la morfología (pero no de la sSFR) implica que el tamaño de la galaxia está conectado al espín del halo principalmente a través de la configuración estructural (por ejemplo, conservación del momento angular en discos frente a procesos seculares en bulbos), más que a la actividad de formación estelar.
• Necesidad de Resolución Basada en el Espacio: Recuperar las tendencias dependientes de la morfología y la verdadera diversidad estructural dentro de las clases de sSFR requiere la resolución proporcionada por la imagen espacial (JWST), ya que los datos desde tierra difuminan estas distinciones.
• Evolución en Dos Etapas: Los resultados apoyan un modelo de dos etapas donde la retroalimentación de los AGN dispara la extinción en una escala de masa específica, seguida de una transformación estructural retrasada hacia sistemas dominados por bulbo, impulsada por la evolución secular y el calentamiento de discos, con un ritmo modulado por el entorno.

Los autores concluyen que el uso de un modelo directo a nivel de población (pop-cosmos) combinado con la morfología de alta resolución basada en el espacio proporciona un marco coherente para desentrañar estas vías evolutivas.