We study the star formation rate (SFR)–stellar mass (M⋆) relation in a self-consistent manner from 0 < z < 2.5 with 22,816 star-forming galaxies selected from the NEWFIRM Medium-Band Survey. We find a significant nonlinear slope of the relation, SFR∝M0.6⋆, and a constant observed scatter of 0.34 dex, independent of redshift and M⋆. However, if we select only blue galaxies we find a linear relation SFR∝M⋆, similar to previous results at z = 0 by Peng et al. This selection excludes red, dusty, star-forming galaxies with higher masses, which brings down the slope. By selecting on LIR/LUV (a proxy for dust obscuration) and the rest-frame U − V colors, we show that star-forming galaxies fall in three distinct regions of the log(SFR)–log(M⋆) plane: (1) actively star-forming galaxies with "normal" dust obscuration and associated colors (54% for log (M⋆) > 10 at 1 < z < 1.5), (2) red star-forming galaxies with low levels of dust obscuration and low-specific SFRs (11%), and (3) dusty, blue star-forming galaxies with high-specific SFRs (7%). The remaining 28% comprises quiescent galaxies. Galaxies on the "normal" star formation sequence show strong trends of increasing dust attenuation with stellar mass and a decreasing specific SFR, with an observed scatter of 0.25 dex. The dusty, blue galaxies reside in the upper envelope of the star formation sequence with remarkably similar spectral shapes at all masses, suggesting that the same physical process is dominating the stellar light. The red, low-dust star-forming galaxies may be in the process of shutting off and migrating to the quiescent population.

We investigate the properties of quiescent and star-forming galaxy populations to z~2 with purely photometric data, employing a novel rest-frame color selection technique. From the UKIDSS Ultra-Deep Survey Data Release 1, with matched optical and mid-IR photometry taken from the Subaru XMM Deep Survey and Spitzer Wide-Area Infrared Extragalactic Survey respectively, we construct a K-selected galaxy catalog and calculate photometric redshifts. Excluding stars, objects with uncertain z_phot solutions, those that fall in bad or incomplete survey regions, and those for which reliable rest-frame colors could not be derived, 30108 galaxies with K<22.4 (AB) and z<2.5 remain. The galaxies in this sample are found to occupy two distinct populations in the rest-frame U-V vs. V-J color space: a clump of red, quiescent galaxies (analogous to the red sequence) and a track of star-forming galaxies extending from blue to red U-V colors. This bimodal behavior is seen up to z~2. Due to a combination of measurement errors and passive evolution, the color-color diagram is not suitable to distinguish the galaxy bimodality at z>2 for this sample, but we show that MIPS 24um data suggest that a significant population of quiescent galaxies exists even at these higher redshifts. At z=1-2, the most luminous objects in the sample are divided roughly equally between star-forming and quiescent galaxies, while at lower redshifts most of the brightest galaxies are quiescent. Moreover, quiescent galaxies at these redshifts are clustered more strongly than those actively forming stars, indicating that galaxies with early-quenched star formation may occupy more massive host dark matter halos. This suggests that the end of star formation is associated with, and perhaps brought about by, a mechanism related to halo mass.

We study the growth of massive galaxies from z=2 to the present using data from the NEWFIRM Medium Band Survey. The sample is selected at a constant number density of n=2x10^-4 Mpc^-3, so that galaxies at different epochs can be compared in a meaningful way. We show that the stellar mass of galaxies at this number density has increased by a factor of ~2 since z=2, following the relation log(M)=11.45-0.15z. In order to determine at what physical radii this mass growth occurred we construct very deep stacked rest-frame R-band images at redshifts z=0.6, 1.1, 1.6, and 2.0. These image stacks of typically 70-80 galaxies enable us to characterize the stellar distribution to surface brightness limits of ~28.5 mag/arcsec^2. We find that massive galaxies gradually built up their outer regions over the past 10 Gyr. The mass within a radius of r=5 kpc is nearly constant with redshift whereas the mass at 5-75 kpc has increased by a factor of ~4 since z=2. Parameterizing the surface brightness profiles we find that the effective radius and Sersic n parameter evolve as r_e~(1+z)^-1.3 and n~(1+z)^-1.0 respectively. The data demonstrate that massive galaxies have grown mostly inside-out, assembling their extended stellar halos around compact, dense cores with possibly exponential radial density distributions. Comparing the observed mass evolution to the average star formation rates of the galaxies we find that the growth is likely dominated by mergers, as in-situ star formation can only account for ~20% of the mass build-up from z=2 to z=0. The main uncertainties in this study are possible redshift-dependent systematic errors in the total stellar masses and the conversion from light-weighted to mass-weighted radial profiles.

view Abstract Citations (728) References (32) Co-Reads Similar Papers Volume Content Graphics Metrics Export Citation NASA/ADS A New Method for the Identification of Non-Gaussian Line Profiles in Elliptical Galaxies van der Marel, Roeland P. ; Franx, Marijn Abstract It is usually assumed that the line profiles (i.e., the distributions of stars over line-of-sight velocities) of elliptical galaxies have Gaussian shapes, characterized by a line strength γ, mean radial velocity V, and velocity dispersion σ. We relax this unnecessarily restrictive assumption and propose a decomposition of the line profile into orthogonal functions: the Gauss-Hermite series. This series naturally leads to two extra parameters that measure deviations of the line profile from a Gaussian: a parameter h_3_ measuring asymmetric deviations and a parameter h_4_ measuring symmetric deviations. Model calculations for the outer parts of spherical galaxies yield line profiles that can deviate significantly from Gaussians. Even for models with only mild velocity dispersion anisotropy the rms deviations from a Gaussian can be of order 10%. Approximating these line profiles by Gaussians yields systematic errors in the estimates of the mean radial velocity and velocity dispersion of 10% or more. The new method is used to derive line profiles for the elliptical galaxies IC 1459, NGC 1374, and NGC 4278. All three galaxies have asymmetric line profiles on the major axis, similar to those found earlier in galaxies with kinematically distinct cores. In addition we find evidence for symmetric deviations from a Gaussian. By fitting Gaussians to these asymmetric line profiles the amplitude of the rotation curve can be overestimated by 30% or more. The results for h_3_ and h_4_ are not strongly dependent on the spectral resolution of the observations. The results confirm the notion that elliptical galaxies have complex structures, due to their complex formation history. It is expected that accurate measurements of line profiles will provide additional constraints on models of galaxy structure and formation. Publication: The Astrophysical Journal Pub Date: April 1993 DOI: 10.1086/172534 Bibcode: 1993ApJ...407..525V Keywords: Elliptical Galaxies; Galactic Structure; Line Spectra; Astronomical Models; Computational Astrophysics; Galactic Evolution; Astrophysics; GALAXIES: KINEMATICS AND DYNAMICS; GALAXIES: ELLIPTICAL AND LENTICULAR; CD; LINE: PROFILES full text sources ADS | data products SIMBAD (3) NED (3)

We use the ACS BViz data from the HUDF and all other deep HST ACS fields (including the GOODS fields) to find large samples of star-forming galaxies at z ~ 4 and ~5 and to extend our previous z ~ 6 sample. These samples contain 4671, 1416, and 627 B-, V-, and i-dropouts, respectively, and reach to extremely low luminosities [(0.01-0.04)L or MUV ~ -16 to -17], allowing us to determine the rest-frame UV LF and faint-end slope α at z ~ 4-6 to high accuracy. We find faint-end slopes α = -1.73 ± 0.05, -1.66 ± 0.09, and -1.74 ± 0.16 at z ~ 4, ~5, and ~6, respectively, suggesting that the faint-end slope is very steep and shows little evolution with cosmic time. We find that M brightens considerably in the 0.7 Gyr from z ~ 6 to ~4 (by ~0.7 mag from M = -20.24 ± 0.19 to -20.98 ± 0.10). The observed increase in the characteristic luminosity over this range is almost identical to that expected for the halo mass function, suggesting that the observed evolution is likely due to the hierarchical coalescence and merging of galaxies. The evolution in ϕ* is not significant. The UV luminosity density at z ~ 6 is modestly lower than (0.45 ± 0.09 times) that at z ~ 4 (integrated to -17.5 mag) although a larger change is seen in the dust-corrected SFR density. We thoroughly examine published LF results and assess the reasons for their wide dispersion. We argue that the results reported here are the most robust available. The extremely steep faint-end slopes α found here suggest that lower luminosity galaxies play a significant role in reionizing the universe. Finally, recent search results for galaxies at z ~ 7-8 are used to extend our estimates of the evolution of M* from z ~ 7-8 to z ~ 4.

The remarkable Hubble Space Telescope (HST) data sets from the CANDELS, HUDF09, HUDF12, ERS, and BoRG/HIPPIES programs have allowed us to map the evolution of the rest-frame UV luminosity function (LF) from to . We develop new color criteria that more optimally utilize the full wavelength coverage from the optical, near-IR, and mid-IR observations over our search fields, while simultaneously minimizing the incompleteness and eliminating redshift gaps. We have identified 5859, 3001, 857, 481, 217, and 6 galaxy candidates at , , , , , and , respectively, from the ∼1000 arcmin2 area covered by these data sets. This sample of >10,000 galaxy candidates at is by far the largest assembled to date with HST. The selection of 4–8 candidates over the five CANDELS fields allows us to assess the cosmic variance; the largest variations are at . Our new LF determinations at and span a 6 mag baseline and reach to –16 AB mag. These determinations agree well with previous estimates, but the larger samples and volumes probed here result in a more reliable sampling of galaxies and allow us to reassess the form of the UV LFs. Our new LF results strengthen our earlier findings to significance for a steeper faint-end slope of the UV LF at , with α evolving from at to at (and at ), consistent with that expected from the evolution of the halo mass function. We find less evolution in the characteristic magnitude M* from to the observed evolution in the LF is now largely represented by changes in . No evidence for a non-Schechter-like form to the z ∼ 4–8 LFs is found. A simple conditional LF model based on halo growth and evolution in the M/L ratio of halos provides a good representation of the observed evolution.

Several recent studies have shown that about half of the massive galaxies at z ∼ 2 are in a quiescent phase. Moreover, these galaxies are commonly found to be ultra-compact with half-light radii of ∼1 kpc. We have obtained a ∼29 hr spectrum of a typical quiescent, ultra-dense galaxy at z = 2.1865 with the Gemini Near-Infrared Spectrograph. The spectrum exhibits a strong optical break and several absorption features, which have not previously been detected in z > 2 quiescent galaxies. Comparison of the spectral energy distribution with stellar population synthesis models implies a low star formation rate (SFR) of 1–3 M☉ yr−1, an age of 1.3–2.2 Gyr, and a stellar mass of ∼2 × 1011 M☉. We detect several faint emission lines, with emission-line ratios of [N ii]/Hα, [S ii]/Hα, and [O ii]/[O iii] typical of low-ionization nuclear emission-line regions. Thus, neither the stellar continuum nor the nebular emission implies active star formation. The current SFR is <1% of the past average SFR. If this galaxy is representative of compact quiescent galaxies beyond z = 2, it implies that quenching of star formation is extremely efficient and also indicates that low luminosity active galactic nuclei (AGNs) could be common in these objects. Nuclear emission is a potential concern for the size measurement. However, we show that the AGN contributes ≲8% to the rest-frame optical emission. A possible post-starburst population may affect size measurements more strongly; although a 0.5 Gyr old stellar population can make up ≲10% of the total stellar mass, it could account for up to ∼40% of the optical light. Nevertheless, this spectrum shows that this compact galaxy is dominated by an evolved stellar population.

Spectroscopic+photometric redshifts, stellar mass estimates, and rest-frame colors from the 3D-HST survey are combined with structural parameter measurements from CANDELS imaging to determine the galaxy size–mass distribution over the redshift range 0 < z < 3. Separating early- and late-type galaxies on the basis of star-formation activity, we confirm that early-type galaxies are on average smaller than late-type galaxies at all redshifts, and we find a significantly different rate of average size evolution at fixed galaxy mass, with fast evolution for the early-type population, Reff∝(1 + z)−1.48, and moderate evolution for the late-type population, Reff∝(1 + z)−0.75. The large sample size and dynamic range in both galaxy mass and redshift, in combination with the high fidelity of our measurements due to the extensive use of spectroscopic data, not only fortify previous results but also enable us to probe beyond simple average galaxy size measurements. At all redshifts the slope of the size–mass relation is shallow, , for late-type galaxies with stellar mass >3 × 109 M☉, and steep, , for early-type galaxies with stellar mass >2 × 1010 M☉. The intrinsic scatter is ≲0.2 dex for all galaxy types and redshifts. For late-type galaxies, the logarithmic size distribution is not symmetric but is skewed toward small sizes: at all redshifts and masses, a tail of small late-type galaxies exists that overlaps in size with the early-type galaxy population. The number density of massive (∼1011 M☉), compact (Reff < 2 kpc) early-type galaxies increases from z = 3 to z = 1.5–2 and then strongly decreases at later cosmic times.

[Abridged] We present the evolution of the stellar mass function (SMF) of galaxies from z=4.0 to z=1.3 measured from a sample constructed from the deep NIR MUSYC, the FIRES, and the GOODS-CDFS surveys, all having very high-quality optical to mid-infrared data. This sample, unique in that it combines data from surveys with a large range of depths and areas in a self-consistent way, allowed us to 1) minimize the uncertainty due to cosmic variance and empirically quantify its contribution to the total error budget; 2) simultaneously probe the high-mass end and the low-mass end (down to ~0.05 times the characteristic stellar mass) of the SMF with good statistics; and 3) empirically derive the redshift-dependent completeness limits in stellar mass. We provide, for the first time, a comprehensive analysis of random and systematic uncertainties affecting the derived SMFs. We find that the mass density evolves by a factor of ~17(+7,-10) since z=4.0, mostly driven by a change in the normalization Phi*. If only random errors are taken into account, we find evidence for mass-dependent evolution, with the low-mass end evolving more rapidly than the high-mass end. However, we show that this result is no longer robust when systematic uncertainties due to the SED-modeling assumptions are taken into account. Taking our results at face value, we find that they are in conflict with semi-analytic models of galaxy formation. The models predict SMFs that are in general too steep, with too many low-mass galaxies and too few high-mass galaxies. The discrepancy at the high-mass end is susceptible to uncertainties in the models and the data, but the discrepancy at the low-mass end may be more difficult to explain.

We have analysed the shape of the Fundamental Plane (FP) for a sample of 226 E and SO galaxies in 10 clusters of galaxies. We find that the distribution of galaxies is well approximated by a plane of the form log re=1.24 log σ — 0.82 log 〈I〉e+γ for photometry obtained in Gunn r. This result is in good agreement with previous determinations. The FP has a scatter of 0.084 in log re. For galaxies with velocity dispersion larger than 100 km s−1 the scatter is 0.073. If the FP is used for distance determinations this scatter is equivalent to 17 per cent uncertainties on distances to single galaxies. We find that the slope of the FP is not significantly different from cluster to cluster. Selection effects and measurement errors can introduce biases in the derived slope. The residuals of the FP correlate weakly with the velocity dispersion and the surface brightness. Some of the coefficients used in the literature give rather strong correlations between the residuals and absolute magnitudes. This implies that galaxies need to be selected in a homogeneous way to avoid biases of derived distances on the level of 5–10 per cent or smaller. The FP has significant intrinsic scatter. No other structural parameters like ellipticity or isophotal shape can reduce the scatter significantly. This is in contradiction to simple models, which predict that the presence of discs in E and SO galaxies can introduce scatter in the FP. It remains unknown what the source of scatter is. It is therefore unknown whether this source produces systematic errors in distance determinations. The Mg2–σ relation for the cluster galaxies differs slightly from cluster to cluster. Galaxies in clusters with lower velocity dispersions have systematically lower Mg2. The effect can be caused by both age and metallicity variations. With the current stellar population models, the best agreement with our results regarding the FP is if the offsets are mainly caused by differences in metallicity. Most of the distances that we derive from the FP imply small peculiar motions ( < 1000 km s−1). The zero point of the FP must therefore be quite stable. Only for one cluster, located 28° from the direction towards the 'Great Attractor', do we find a peculiar motion of 1300 km s−1. This motion is reduced to 890 km s−1 if we use the FP corrected for the offset of the Mg2–σ relation. This confirms earlier suggestions that the residuals from the Mg2–σ relation can be used to flag galaxies with deviant populations, and possibly to correct the distance determinations for the deviations.