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

Résumé technique : pop-cosmos : Évolution de la taille des galaxies à travers les classifications structurelles et de formation stellaire dans COSMOS-Web

Problème et motivation
La taille des galaxies est connue pour être corrélée à la masse stellaire et au décalage vers le rouge (redshift), se caractérisant par des relations d'échelle de taille. Cependant, les formes déduites de ces relations sont sensibles à la manière dont les galaxies sont classées. Traditionnellement, les études séparent les galaxies par activité de formation stellaire (par exemple, le taux de formation stellaire spécifique, sSFR) ou par marqueurs morphologiques (par exemple, le rapport bulbe/total, l'indice de Sérsic), en traitant souvent ces classifications comme équivalentes. Une question non résolue clé est de savoir si ces schémas identifient les mêmes populations structurelles ou s'ils capturent des dimensions différentes de l'évolution des galaxies. De plus, les travaux précédents se sont appuyés sur des sélections de couleur dans le référentiel (par exemple, $UVJ$) qui peuvent souffrir de la contamination par des galaxies de formation stellaire poussiéreuses, ainsi que sur l'imagerie au sol qui peut flouter les détails structurels. Cet article examine si les classifications basées sur le sSFR et sur la morphologie produisent des relations taille-masse et taille-redshift quantitativement différentes, et si ces différences ne sont récupérables qu'avec une résolution spatiale.

Méthodologie
Les auteurs combinent deux ensembles de données distincts pour le champ COSMOS afin de construire un échantillon de 99 369 galaxies :

1. Paramètres physiques : La masse stellaire ($M_*$), le redshift ($z$) et les estimations du sSFR sont dérivés du modèle génératif pop-cosmos (Thorp et al. 2025). Ce modèle est entraîné sur la photométrie en 26 bandes de COSMOS2020 (Weaver et al. 2022) et utilise un modèle de diffusion basé sur le score pour apprendre la distribution jointe de 16 paramètres de l'énergie de distribution spectrale (SED), évitant ainsi les formes fonctionnelles restrictives.
2. Taille et Morphologie : Les rayons de demi-intensité ($R_{50}$), les indices de Sérsic ($n$) et les rapports bulbe/total ($B/T$) sont obtenus à partir du catalogue COSMOS2025 (Shuntov et al. 2025), basé sur l'imagerie haute résolution JWST/NIRCam du relevé COSMOS-Web.

L'échantillon d'analyse est apparié avec une ouverture de 0,5" et soumis à des coupes de qualité pour éliminer les étoiles, les sources fusionnées et les mesures de taille peu fiables. L'échantillon est restreint à $0,0 < z < 3,0$.

Les auteurs ajustent les relations taille-masse et taille-redshift en utilisant l'inférence bayésienne avec des vraisemblances gaussiennes qui tiennent compte des incertitudes de mesure et de la dispersion intrinsèque ($\sigma_{int}$).

• Les populations de type formation stellaire/disque-dominante/type tardif sont ajustées avec une loi de puissance unique : $R_{50} = R_0 (M_*/5\times10^{10} M_\odot)^B$.
• Les populations de type quiescente/bulbe-dominante/type précoce sont ajustées avec une loi de puissance double pour capturer les ruptures potentielles : $R_{50} = \gamma (M_*/M_\odot)^\alpha (1 + M_*/10^\delta M_\odot)^{\beta-\alpha}$.
• Les relations taille-redshift sont modélisées comme $R_0 = B_z (1+z_m)^{-\beta_z}$.

Les classifications sont appliquées en utilisant :

• sSFR : Quiescente ($\log_{10}(\text{sSFR}/\text{yr}^{-1}) \le -11$) vs Formations stellaires.
• B/T : Dominante de disque ($B/T \le 0,2$), Intermédiaire, Dominante de bulbe ($B/T \ge 0,6$).
• Indice de Sérsic : Type tardif ($n \le 2,5$) vs Type précoce ($n > 2,5$).

Résultats clés

1. Différences quantitatives dans les relations d'échelle : Les séparations par sSFR et par morphologie produisent des pentes, des ordonnées à l'origine et des comportements de dispersion intrinsèque quantitativement différents.

   • Pentes : Les systèmes de formation stellaire/dominants de disque suivent des pentes plus faibles ($B \sim 0,12\text{--}0,27$), tandis que les systèmes quiescents/dominants de bulbe présentent des pentes plus raides pour les masses élevées ($B \sim 0,46\text{--}0,62$).
   • Dispersion intrinsèque : Crucialement, $\sigma_{int}$ dépend de la morphologie structurelle mais pas du sSFR. Les systèmes dominants de disque présentent une dispersion plus faible ($\sigma_{int} \sim 0,13\text{--}0,14$ dex) par rapport aux systèmes dominants de bulbe ($\sigma_{int} \sim 0,18\text{--}0,20$ dex). En revanche, les populations de formation stellaire et quiescentes présentent une dispersion similaire ($\sim 0,15$ dex).
   • Ruptures : Les populations quiescentes et dominantes de bulbe présentent des ruptures de loi de puissance double, mais à des masses pivots différentes. La masse pivot quiescente est $\delta_Q \sim 10^{10,7} M_\odot$, tandis que la masse pivot dominante de bulbe est $\delta_B \sim 10^{11,1} M_\odot$.

2. Découplage de l'extinction (quenching) et de la transformation structurelle : L'écart entre la masse pivot quiescente ($\delta_Q$) et la masse pivot dominante de bulbe ($\delta_B$) suggère que la cessation de la formation stellaire (extinction) et la transformation morphologique (formation de bulbe) se produisent sur des échelles de temps différentes. L'extinction précède la transformation morphologique.

3. Les tendances dépendantes de la morphologie nécessitent une imagerie spatiale : Les tendances structurelles identifiées (spécifiquement la corrélation entre $B/T$, la masse et le redshift) sont atténuées dans l'imagerie au sol (HSC-I) mais sont clairement récupérées dans les données JWST/COSMOS-Web. Les mesures au sol échouent à résoudre la diversité structurelle au sein des classes de sSFR, particulièrement à bas redshift où une fraction significative de galaxies quiescentes sont dominantes de disque.

4. Connexion avec le feedback des AGN :

   • La masse pivot quiescente ($\sim 10^{10,7} M_\odot$) coïncide avec l'échelle de masse où la fraction de luminosité bolométrique de l'AGN (tore infrarouge) culmine dans les galaxies en transition et où le feedback des AGN devient efficace dans les halos ($M_{200} \sim 10^{12} M_\odot$).
   • La masse pivot dominante de bulbe ($\sim 10^{11,1} M_\odot$) coïncide avec la masse du halo ($M_{200} \sim 10^{12,7} M_\odot$) où la redistribution baryonique pilotée par les AGN culmine, créant les conditions pour le chauffage des disques et la transformation structurelle.
   • À $z < 0,5$, la pivot de la loi de puissance double devient non contraint pour les galaxies les plus massives, suggérant que dans les halos les plus massifs ($M_{200} \gtrsim 10^{13,5} M_\odot$), le feedback des AGN peut échouer à empêcher la ré-accrétion de gaz, menant à une rupture de la transition nette d'extinction.

Signification et affirmations
L'article affirme que les relations d'échelle de taille des galaxies encodent une séquence de seuils physiquement distincts plutôt qu'une transition évolutive unique. La principale signification réside dans la démonstration que :

• Les schémas de classification ne sont pas interchangeables : Le sSFR, le $B/T$ et l'indice de Sérsic capturent différentes étapes de la séquence "extinction puis transformation". Traiter ces éléments comme équivalents occulte le découplage dépendant de la masse de ces processus.
• La dispersion intrinsèque comme sonde du halo : La dépendance de la dispersion intrinsèque vis-à-vis de la morphologie (mais pas du sSFR) implique que la taille des galaxies est liée au spin du halo principalement via la configuration structurelle (par exemple, conservation du moment angulaire dans les disques vs processus séculaires dans les bulbes), plutôt qu'à l'activité de formation stellaire.
• Nécessité d'une résolution spatiale : Récupérer les tendances dépendantes de la morphologie et la véritable diversité structurelle au sein des classes de sSFR nécessite la résolution fournie par l'imagerie spatiale (JWST), car les données au sol brouillent ces distinctions.
• Évolution en deux étapes : Les résultats soutiennent un modèle en deux étapes où le feedback des AGN déclenche l'extinction à une échelle de masse spécifique, suivie d'une transformation structurelle retardée en systèmes dominants de bulbe, pilotée par l'évolution séculaire et le chauffage des disques, avec un rythme modulé par l'environnement.

Les auteurs concluent que l'utilisation d'un modèle de propagation à l'échelle de la population (pop-cosmos) combiné à une morphologie haute résolution issue de l'espace fournit un cadre cohérent pour démêler ces voies évolutives.