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

Technische Samenvatting: pop-cosmos: Evolutie van de grootte van sterrenstelsels over structurele en stervormingsclassificaties in COSMOS-Web

Probleem en Motivatie
De grootte van sterrenstelsels correleert met de stellaire massa en roodverschuiving, gekenmerkt door grootte-schaalrelaties. De afgeleide vormen van deze relaties zijn echter gevoelig voor de manier waarop sterrenstelsels worden geclassificeerd. Traditioneel scheiden studies sterrenstelsels op basis van stervormingsactiviteit (bijv. specifieke stervormingssnelheid, sSFR) of morfologische markers (bijv. bulge-to-total ratio, Sérsic-index), waarbij deze classificaties vaak als equivalent worden behandeld. Een belangrijke onopgeloste vraag is of deze schema's dezelfde structurele populaties identificeren of verschillende dimensies van de evolutie van sterrenstelsels vastleggen. Bovendien leunde eerder werk op rest-frame kleurselecties (bijv. $UVJ$), die kunnen lijden onder contaminatie door stoffige stervormende sterrenstelsels, en op grondgebaseerde beeldvorming die structurele details kan vervagen. Dit artikel onderzoekt of op sSFR gebaseerde en op morfologie gebaseerde classificaties kwantitatief verschillende grootte–massa en grootte–roodverschuiving relaties opleveren, en of deze verschillen alleen herstelbaar zijn met ruimtegebaseerde resolutie.

Methodologie
De auteurs combineren twee verschillende datasets voor het COSMOS-veld om een steekproef van 99.369 sterrenstelsels te construeren:

1. Fysische Parameters: Stellaire massa ($M_*$), roodverschuiving ($z$) en sSFR-schattingen worden afgeleid met het pop-cosmos generatieve model (Thorp et al. 2025). Dit model is getraind op 26-band COSMOS2020 fotometrie (Weaver et al. 2022) en maakt gebruik van een score-gebaseerd diffusiemodel om de gezamenlijke distributie van 1s SED-parameters te leren, waardoor restrictieve functionele vormen worden vermeden.
2. Grootte en Morfologie: Halflichtstralen ($R_{50}$), Sérsic-indices ($n$) en bulge-to-total ratio's ($B/T$) worden verkregen uit de COSMOS2025 catalogus (Shuntov et al. 2025), gebaseerd op hoogresolutie JWST/NIRCam-beeldvorming uit de COSMOS-Web survey.

De analyse-steekproef wordt gekruist met een 0,5" apertuur en onderworpen aan kwaliteitscontroles om sterren, samengevoegde bronnen en onbetrouwbare grootte-metingen te verwijderen. De steekproef is beperkt tot $0.0 < z < 3.0$.
De auteurs passen grootte–massa en grootte–roodverschuiving relaties toe met behulp van Bayesiaanse inferentie met Gaussische likelihoods die rekening houden met meetonzekerheden en intrinsieke spreiding ($\sigma_{int}$).

• Stervormende/Schijf-gedomineerde/Late-type populaties worden gefit met een enkele machtswet: $R_{50} = R_0 (M_*/5\times10^{10} M_\odot)^B$.
• Quiescent/Bulge-gedomineerde/Early-type populaties worden gefit met een dubbele machtswet om potentiële breuken te vangen: $R_{50} = \gamma (M_*/M_\odot)^\alpha (1 + M_*/10^\delta M_\odot)^{\beta-\alpha}$.
• Grootte–Roodverschuiving relaties worden gemodelleerd als $R_0 = B_z (1+z_m)^{-\beta_z}$.

Classificaties worden toegepast via:

• sSFR: Quiescent ($\log_{10}(\text{sSFR}/\text{yr}^{-1}) \le -11$) versus Star-forming.
• B/T: Disc-gedomineerd ($B/T \le 0.2$), Intermediate, Bulge-gedomineerd ($B/T \ge 0.6$).
• Sérsic Index: Late-type ($n \le 2.5$) versus Early-type ($n > 2.5$).

Belangrijkste Resultaten

1. Kwantitatieve Verschillen in Schaalrelaties: De sSFR en morfologie splits produceren kwantitatief verschillende hellingen, intercepten en intrinsieke spreidingsgedragingen.

   • Hellingen: Stervormende/schijf-gedomineerde systemen volgen vlakkere hellingen ($B \sim 0.12\text{--}0.27$), terwijl quiescent/bulge-gedomineerde systemen steilere hoog-massa hellingen vertonen ($B \sim 0.46\text{--}0.62$).
   • Intrinsieke Spreiding: Cruciaal is dat $\sigma_{int}$ afhangt van structurele morfologie maar niet van sSFR. Schijf-gedomineerde systemen vertonen een lagere spreiding ($\sigma_{int} \sim 0.13\text{--}0.14$ dex) vergeleken met bulge-gedomineerde systemen ($\sigma_{int} \sim 0.18\text{--}0.20$ dex). In tegen tegenstelling hiertoe vertonen stervormende en quiescent populaties vergelijkbare spreiding ($\sim 0.15$ dex).
   • Breuken: Quiescent en bulge-gedomineerde populaties vertonen dubbele machtswet breuken, maar bij verschillende pivot-massa's. De quiescent pivot massa is $\delta_Q \sim 10^{10.7} M_\odot$, terwijl de bulge-gedomineerde pivot is $\delta_B \sim 10^{11.1} M_\odot$.

2. Ontkoppeling van Quenching en Structurele Transformatie: De offset tussen de quiescent pivot massa ($\delta_Q$) en de bulge-gedomineerde pivot massa ($\delta_B$) suggereert dat het stoppen van stervorming (quenching) en structurele transformatie (bulge-vorming) op verschillende tijdschalen plaatsvinden. Quenching gaat vooraf aan morfologische transformatie.

3. Morfologie-afhankelijke Trends Vereisen Ruimtegebaseerde Beeldvorming: De structurele trends die geïdentificeerd zijn (specifiek de correlatie tussen $B/T$, massa en roodverschuiving) worden uitgewassen in grondgebaseerde beeldvorming (HSC-I) maar worden duidelijk hersteld in JWST/COSMOS-Web data. Grondgebaseerde metingen falen in het oplossen van de structurele diversiteit binnen sSFR klassen, vooral bij lage roodverschuiving waar een significant deel van de quiescent sterrenstelsels schijf-gedomineerd is.

4. AGN Feedback Connectie:

   • De quiescent pivot massa ($\sim 10^{10.7} M_\odot$) valt samen met de massaschaal waar de bolometrische luminantiefractie van AGN (infrarood torus) piekt in transformerende sterrenstelsels en waar AGN-feedback effectief wordt in halo's ($M_{200} \sim 10^{12} M_\odot$).
   • De bulge-gedomineerde pivot massa ($\sim 10^{11.1} M_\odot$) valt samen met de halo massa ($M_{200} \sim 10^{12.7} M_\odot$) waar de AGN-gedreven baryonische herverdeling piekt, wat condities creëert voor schijfverhitting en structurele transformatie.
   • Bij $z < 0.5$ is de dubbele machtswet pivot onbeperkt voor de meest massieve sterrenstelsels, wat suggereert dat in de meest massieve halo's ($M_{200} \gtrsim 10^{13.5} M_\odot$), AGN-feedback mogelijk niet in staat is om gas-reaccretie te voorkomen, wat leidt tot een doorbraak van de scherpe quenching transitie.

Betekenis en Claims
Het artikel claimt dat grootte-schaalrelaties van sterrenstelsels een sequentie van fysiek onderscheidbare drempels coderen in plaats van een enkele evolutionaire transitie. De primaire betekenis ligt in het aantonen dat:

• Classificatieschema's Niet Uitwisselbaar Zijn: sSFR, $B/T$ en de Sérsic-index leggen verschillende stadia vast van de "quenching-dan-transformatie" sequentie. Het behandelen van deze als equivalent verhult de massafhankelijkheid van de ontkoppeling van deze processen.
• Intrinsieke Spreiding als Halo Probe: De afhankelijkheid van intrinsieke spreiding van morfologie (maar niet van sSFR) impliceert dat de grootte van een sterrenstelsel verbonden is met halo-spin primair via structurele configuratie (bijv. behoud van impulsmoment in schijven versus seculaire processen in bulges), in plaats van stervormingsactiviteit.
• Noodzaak van Ruimtegebaseerde Resolutie: Het herstellen van de morfologie-afhankelijke trends en de ware structurele diversiteit binnen sSFR klassen vereist de resolutie die wordt geboden door ruimtegebaseerde beeldvorming (JWST), aangezien grondgebaseerde data deze onderscheidende kenmerken vervaagt.
• Tweestaps-evolutie: De resultaten ondersteunen een tweestaps-beeld waarbij AGN-feedback quenching triggert bij een specifieke massaschaal, gevolgd door een vertraagde structurele transformatie naar bulge-gedomineerde systemen, gedreven door seculaire evolutie en schijfverhitting, waarbij het tempo wordt gemoduleerd door de omgeving.

De auteurs concluderen dat het gebruik van een populatie-niveau forward model (pop-cosmos) in combinatie met hoogresolutie ruimtegebaseerde morfologie een coherent kader biedt om deze evolutionaire paden te ontrafelen.