The evolution of passive galaxies in z ~ 1.5 galaxy - - PowerPoint PPT Presentation

Audrey ¡ Galametz ¡ – The ¡ evolution ¡of ¡passive ¡galaxies ¡ – Workshop ¡‘High ¡Redshift ¡(proto)Clusters: ¡anecdotal ¡ or ¡important ¡phases?’, ¡ Paris, ¡October ¡2016

The ¡evolution ¡of ¡passive ¡galaxies

… ¡in ¡z ¡~ ¡1.5 ¡galaxy ¡clusters ¡with ¡KMOS

… ¡in ¡a ¡z ¡= ¡0.65 ¡LSS ¡with ¡VIMOS

Audrey ¡Galametz ¡-­‑ MPE, ¡Garching

On ¡behalf ¡of ¡the ¡KCS ¡GTO ¡Program: ¡A. ¡Beifiori, ¡R. ¡Bender, ¡M. ¡Cappellari, ¡J. ¡Chan, ¡

• R. ¡Davies, ¡A. ¡Galametz, ¡R. ¡Houghton, ¡T. ¡Mendel, ¡L. ¡Prichard, ¡R. ¡Saglia, ¡R. ¡

Sharples, ¡R. ¡Smith, ¡J. ¡Stott, ¡D. ¡Wilman

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Formation ¡history ¡of ¡passive ¡galaxies

In ¡the ¡local ¡Universe:

• Red ¡sequence

➔ Early ¡formation ¡/ ¡old ¡ages

• Fundamental ¡plane

➔ zp varies ¡➔ M/L ¡varies

At ¡z ¡> ¡1:

• Smaller ¡sizes ¡(factor ¡3-­‑5)
• More ¡compact ¡(e.g., ¡van ¡de ¡Sande 2013)
• More ¡disky (van ¡der ¡Wel et ¡al ¡2011)
• Younger ¡at ¡fixed ¡M* (Bezanson et ¡al. ¡2013)

Van ¡der ¡Wel et ¡al. ¡2014 Bezanson et ¡al. ¡2013

Pushing ¡kinematics ¡and ¡stellar ¡population ¡analysis ¡to ¡higher ¡z

• Absorption-­‑line ¡diagnostics ¡are ¡hard
• Optical ¡rest-­‑frame ¡at ¡1 ¡< ¡z ¡< ¡2 ¡is ¡challenging

What ¡were ¡the ¡properties ¡of ¡passive ¡galaxies ¡near ¡their ¡epoch ¡of ¡formation?

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Environmental ¡effects

How ¡do ¡passive ¡galaxy ¡properties ¡depend ¡on ¡the ¡environment?

zf= ¡2 zf = ¡1.2 z ¡~ ¡0.7 ¡EDisCs clusters; ¡ Saglia et ¡al. ¡2010

• Different ¡evolution ¡of ¡the ¡M/L ¡in ¡cluster ¡and ¡

field ¡galaxies

• Most ¡massive ¡galaxies ¡in ¡clusters ¡have ¡formed ¡

the ¡bulk ¡of ¡their ¡stars ¡at ¡z ¡> ¡1.5 Shortage ¡of ¡derived ¡ kinematics ¡in ¡dense ¡ environments ¡at ¡z ¡> ¡1.3

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The ¡evolution ¡of ¡passive ¡galaxies

in ¡z ¡~ ¡1.5 ¡clusters ¡with ¡KMOS

Stellar ¡kinematics ¡of ¡passive ¡galaxies ¡ at ¡z~1.5 ¡in ¡dense ¡environments

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The ¡K-­‑band ¡Multi-­‑Object ¡Spectrograph

Integral-­‑Field ¡Unit ¡(IFU) ¡spectrograph ¡in ¡the ¡near-­‑infrared 24 ¡Arms ¡ 7.2’ ¡patrol ¡field ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡2.8” ¡x ¡2.8” ¡FoV -­‑ 0.2”/spaxel Optimal ¡for ¡cluster ¡studies Five ¡gratings ¡(IZ, ¡YJ, ¡H, ¡K ¡, ¡HK) ¡-­‑ R ¡~ ¡3500 ¡(R ¡~ ¡2000 ¡for ¡HK)

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Study ¡of ¡high-­‑z ¡galaxies ¡with ¡KMOS ¡(GTO ¡@MPE)

KMOS3D Survey ¡(P.I. ¡N. ¡Forster-­‑Schreiber, ¡D. ¡Willman):

• ~600 ¡galaxies ¡at ¡0.7 ¡< ¡z ¡< ¡2.7 ¡in ¡the ¡CANDELS ¡fields
• Goals: ¡Gas ¡kinematics ¡(Hα ¡maps); ¡gas ¡metallicity etc.
• Well-­‑calibrated ¡environmental ¡metrics:

Wisnioski et ¡al.~2015

VIRIAL: ¡VLT ¡IR ¡IFU ¡Absorption ¡Line ¡Survey ¡

(P.I. ¡T. ¡Mendel, ¡R. ¡Saglia; ¡Mendel ¡et ¡al. ¡2015 ¡& ¡in ¡prep.) ¡

• Absorption ¡line ¡kinematics ¡of ¡~130 ¡passive ¡galaxies ¡at ¡z ¡> ¡ ¡1.5
• UVJ-­‑selected ¡passive ¡galaxies ¡in ¡the ¡CANDELS ¡fields
• Goal: ¡ ¡Stellar ¡kinematics ¡for ¡passive ¡galaxies ¡“in ¡the ¡field”

Fossati et ¡al. ¡submitted

0.0 0.5 1.0 1.5 2.0

V - J VIRIAL YJ 1.45 ≤ z ≤ 2.0

log SSFR [Gyr−1] 0.5 1.0 1.5 2.0

U - V

Courtesy: ¡ T. ¡Mendel

KCS: ¡KMOS-­‑Cluster ¡Survey ¡(P.I. ¡R. ¡Bender, ¡R. ¡Davies) ¡– Beifiori et ¡al. ¡in ¡prep

• MPE/USM ¡Munich ¡+ ¡Oxford/Durham ¡Collaboration
• Absorption ¡line ¡kinematics ¡of ¡~100 ¡quiescent ¡galaxies ¡at ¡z ¡> ¡1.4 ¡in ¡clusters
• Aim: ¡Stellar ¡kinematics ¡for ¡passive ¡galaxies ¡“in ¡dense ¡environments”

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The ¡KMOS-­‑Cluster ¡Survey ¡-­‑ Sample

XMMUJ2235-­‑2557 z ¡= ¡1.39 Mullis ¡ et ¡al. ¡2005 XMMXCSJ2215.9-­‑1738 z ¡= ¡1.46 Jee et ¡al. ¡2011 RCS234526-­‑3632.6 z ¡= ¡1.04 Jee et ¡al. ¡2011 Cl0332-­‑2742 z ¡= ¡1.62 Kurk et ¡al. ¡2009 JKCS ¡ 041 z = ¡1.8 Newman ¡ et ¡al. ¡2013

Redshift

Cluster ¡selection ¡/ ¡Requirements:

• Multi-­‑band ¡HST ¡photometry ¡(for ¡light/mass-­‑weighted ¡structural ¡parameters)
• Deep ¡complementary ¡imaging ¡(for ¡red-­‑sequence ¡studies ¡and ¡SED ¡fitting) ¡
• Large ¡number ¡of ¡spectroscopically confirmed ¡members ¡(for ¡selection ¡efficiency) ¡
• Adequate ¡redshift ¡to ¡avoid ¡absorption ¡lines ¡falling ¡into ¡telluric ¡contaminated ¡regions

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The ¡KMOS-­‑Cluster ¡Survey

Since ¡P92: ¡ 90 ¡sources ¡-­‑ in ¡YJ ¡-­‑ 15-­‑20hr/source 70 ¡red ¡sequence ¡targets ↓ ~30 confirmed or ¡new ¡redshifts 20 ¡stellar ¡velocity ¡dispersions First ¡measurements ¡in ¡dense ¡regions ¡ at ¡z ¡> ¡1.3

Literature ¡z ¡> ¡1.35: ¡27 ¡sources KCS: ¡20 ¡new ¡measurements

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The ¡KMOS-­‑Cluster ¡Survey

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The ¡fundamental ¡plane ¡of ¡cluster ¡galaxies ¡at ¡z~1.5

• KMOS ¡stellar ¡velocity ¡dispersions ¡σe:
• ­‑

pPXF (Cappellari & ¡Emsellem 2004)

• ­‑

Maraston &Strömbäck (2011) ¡SSP ¡ models ¡based ¡on ¡the ¡ELODIE ¡v3.1 ¡ stellar ¡library

• HST (archival ¡+ ¡new ¡Cycle ¡22 ¡WFC3):
• ­‑

Structural ¡parameters ¡(rest-­‑B): ¡

• ­‑

Size ¡/ ¡Effective ¡radius ¡Re

• ­‑

Source ¡surface ¡brightness ¡Ie

• ­‑

KMOS ¡source ¡extraction ¡spaxels Image Model Residuals Beifiori et ¡al. ¡in ¡prep Chan ¡et ¡al. ¡2016

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The ¡fundamental ¡plane ¡of ¡cluster ¡galaxies ¡at ¡z~1.5

• Assume homology -­‑ Adopt local slope coefficients
• Evolution of mass-­‑to-­‑light ratio with z (galaxies are getting younger)
• Different evolution/formation age for different clusters

Beifiori et ¡al. ¡in ¡prep

Low-­‑z reference: z = 0 Coma cluster (Jørgensen et al. 2006) -­‑ z~0.7: EDisCS (Saglia et al. 2010)

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The ¡fundamental ¡plane ¡of ¡cluster ¡galaxies ¡at ¡z~1.5

Beifiori et ¡al. ¡in ¡prep

z ¡= ¡1.39: ¡3.18 ¡± 0.63 ¡Gyr z = ¡1.46: ¡1.78 ¡± 0.34 ¡Gyr z = ¡1.61: ¡1.37 ¡± 0.33 ¡Gyr

FP ¡ages ¡consistent ¡with ¡luminosity-­‑ weighted ¡ages ¡derived ¡from ¡stack-­‑and-­‑fit ¡

• f ¡galaxies ¡using ¡Mendel ¡et ¡al. ¡2015

Passive ¡galaxies ¡in ¡XMMUJ2235-­‑2557 ¡ have ¡much ¡older ¡median ¡ages ¡than ¡in ¡ the ¡two ¡other ¡structures. ¡ ↓ Stopped ¡their ¡SF ¡earlier ↓ ¡ Accelerated ¡evolution ¡for ¡galaxies ¡in ¡ more ¡massive ¡and ¡virialized clusters

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Passive ¡galaxies ¡evolution ¡in ¡different ¡environments

Mendel ¡ et ¡al. ¡2015

Mendel ¡et ¡al. ¡2015

Cl0332 XMMXCSJ2215 XMMUJ2235

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Conclusions ¡/ ¡Perspectives

20 ¡(for ¡now) ¡new ¡measurements ¡of ¡stellar ¡σe in ¡clusters ¡at ¡z~1.5 Older ¡ages ¡in ¡massive ¡and ¡virialized clusters than ¡in ¡the ¡field

• XMMXCSJ2215.9 ¡and ¡Cl0332-­‑2742 ¡ages ¡are ¡consistent ¡with ¡the ¡field.
• XMMUJ2235-­‑2557 ¡passive ¡population ¡has ¡older ¡ages.

On-­‑going ¡projects ¡/ ¡perspectives: ¡

• z = ¡1.8 ¡cluster
• SF ¡fillers ¡/ ¡gas ¡kinematics

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The ¡evolution ¡of ¡passive ¡galaxies

in ¡a ¡large-­‑scale ¡structure ¡at ¡z=0.65 ¡in ¡UDS

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LSS ¡at ¡z ¡~ [0.6-­‑0.7] ¡in ¡UKIDSS ¡UDS

VIMOS ¡follow-­‑up ¡-­‑ 6 ¡masks; ¡~750 ¡sources

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LSS ¡at ¡z ¡~ [0.6-­‑0.7] ¡in ¡UKIDSS ¡UDS

• ~ ¡10 ¡confirmed ¡clusters/groups ¡-­‑ 3 ¡LSS ¡at ¡z ¡~ ¡0.6-­‑0.7
• Confirmed ¡super-­‑cluster ¡at ¡z ¡= ¡0.645:
• 8 confirmed ¡clumps
• including ¡at ¡least ¡2 ¡clumps ¡with ¡M200 ¡≥ 1014M☉

Galametz ¡et ¡al. ¡in ¡prep

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The ¡LSS ¡passive ¡population ¡ The ¡LSS ¡passive ¡population ¡

Class ¡ E: ¡Strong ¡Absorption ¡ only ¡ Class ¡ E/SF: ¡Strong ¡Abs ¡+ ¡Emission ¡ (EW[OII] ¡ < ¡-­‑5A) Class ¡ SF: ¡Strong ¡Emission

• ­‑ Stellar ¡velocity ¡dispersions ¡for ¡ ¡~115 ¡sources

(Ppxf / ¡miuscat Vazdekis2012 ¡SSP ¡models)

• ­‑ Structural ¡parameters ¡from ¡CANDELS ¡& ¡UKIDSS