Investigating the link between bulge growth and quenching in massive galaxies through polychromatic bulge-disk decompositions in the CANDELS fields
Étudier le lien entre le grossissement du bulbe et le quenching dans les galaxies massives à travers une décomposition polychromatique entre le disque et le bulbe dans l'échantillon CANDELS
Résumé
Passive galaxies have different morphologies and structural properties than star-forming galaxies of similar mass. The evidence of a bimodal distribution of galaxy properties suggests a link between the quenching process and and galaxy structure. Understanding the origin of this correlation requires establishing constraints on the mechanisms as well as on the timing of bulge formation. How are bulges formed?Do bulges grow in the main sequence? Are galaxies re-accreting a star forming disk? Do galaxies start to quench from the inside? etc.Proper answers to these questions require resolving the internal components of galaxies at different epochs.Thanks to the CANDELS high-resolution multi-wavelength data, I performed 2-D bulge-disk decompositions of the surface brightness profile of ≃ 17'300 galaxies (F160W≺23, 0≺z≺2) in 4-7 filters, covering a spectral distribution of 430-1600 nm. A novel approach, based on deep-learning, allowed us to make an a-priori selection of the best profile. Stellar parameters are computed trough the SED fitting. The final catalog contains structural/morphological informations together with the stellar population properties for a large sample of bulges and disks within galaxies. This is the largest and more complete catalog of bulge-disc decompositions at z≻0.The catalog is then used to investigate how galaxies quench and transform their morphologies.The size of disks and massive bulge is independent of the bulge-to-total ratio (M_{*}≻10¹⁰} M_{odot}). It suggests a unique formation process for massive bulges and also that disk survival/regrowth is a common phenomenon after bulge formation. However pure bulges (B/T≻0.8), are ~30% larger than bulges embedded in disks at fixed stellar mass and have larger Sersic indices. This is compatible with a later growth of these systems through minor mergers.Bulges in star-forming galaxies are found to be 30% larger than bulges in quenched systems, at fixed stellar mass. Regarding the disks the systematic difference is only a factor of ∼ 0.1. This can be interpreted as a signature that galaxies experience an additional morphological transformation during or after quenching. However, this result is not free of progenitor bias.Moreover, the vast majority (if not all) of pure disks (B/T≺0.2) in our sample lie in the main-sequence. It suggests that quenching without any bulge growth is not a common channel at least in the general field environment probed by our data. Pure "blue" bulges (B/T≻0.8) do exist however, suggesting that the formation of bulges happens while galaxies are still star forming.Finally, in order to put constraints on the formation times of bulges and disks I analyzed the UVJ colors rest frame. Almost all galaxies in our sample present negative color gradients. Bulges are always redder than the disks at all redshifts. This is compatible with a scenario of inside-out quenching put forward by previous works. However rejuvenation through disk accretion could lead to similar signatures.
Les galaxies passives présentent des morphologies et propriétés structurelles différentes des galaxies de masse similaire formant des étoiles. La preuve d'une distribution bimodale dans propriétés des galaxies suggère un lien entre les processus de quenching et les structures des galaxies. Contraindre les mécanismes et la chronologie de la formation du bulbe s'avère fondamental pour comprendre l'origine de cette corrélation. Les bulbes grossissent-ils au cours de la séquence principale? Les galaxies ré-accrètent-elles un disque formant des étoiles? Les galaxies stoppent-elles leur formation d'étoile à partir des régions internes? etc. Répondre de manière pertinente à ces questions nécessite de résoudre les parties internes des galaxies à différentes époques. Grâce aux données de haute résolution en multi-longueur d'onde fournies par CANDELS, j'ai réalisé une décomposition séparant le bulbe du disque à partir des courbes de brillance de surface de 17'300 galaxies (F160W≺23,0≺z≺2) dans 4 à 7 filtres couvrant un intervalle spectral compris entre 430 et 1600 nm. Une approche novatrice, basée sur un deep-learning, nous permet de sélectionner a priori les meilleurs profils et de réduire de fait la contamination. J'ai ajusté la SED (densité spectrale d'énergie) avec des modèles de population stellaires (BC03) de disque et de bulbe de manière indépendante afin d'obtenir les paramètres des populations stellaires (masses stellaires, couleurs). Cette procédure fournit un catalogue contenant à la fois les informations structurelles/morphologiques et les propriétés des populations stellaires d'un vaste échantillon de bulbes et de disques galactiques fournit à la communauté (lerma.obspm.fr/huertas/form_CANDELS). Il s'agit du catalogue le plus grand et le plus complet décomposant le bulbe du disque galactique à des redshifts z≻0. J'ai utilisé le catalogue ainsi obtenu pour comprendre comment les galaxies stoppent leur formation d'étoile et déterminer l'impact que le quenching peut avoir sur les composantes internes. Les propriétés structurelles des bulbes et des disques, bien que différentes, dépendent peu de la morphologie globale de la galaxie hôte et de son activité de formation d'étoile. Si il existe un seul mécanisme de formation pour tous les types de galaxie ou plusieurs mécanismes contribuant à l'augmentation de la densité centrale, aucune trace dans la structure de la composante interne n'est gardée. De plus, les bulbes et les disques évoluant dans des galaxies soit éteintes, soit formant des étoiles (SF), bien qu'ils présentent des propriétés structurelles similaires, possèdent des distributions de couleurs différentes. Le processus de quenching ne semble pas avoir un impact significatif sur les propriétés des composantes internes.La seconde question clé est de savoir à quel moment les bulbes se forment. La distribution en morphologie le long du graphe SFR-masse montre un manque de galaxie calme (quiescent) avec B/T≺0.3 alors que les galaxies avec B/T≻0.3 sont présentes tout au long de la séquence principale. Cela suggère que la formation du bulbe doit commencer au cours de la séquence principale. De plus, nous n'avons aucune preuve d'un quelconque processus quenching sans qu'il y ait grossissement du bulbe. Nous n'excluons cependant pas la possibilité que les bulbes de la séquence principale correspondent à des galaxies ayant ré-accrété un disque formant des étoiles. La connaissance des âges est à ce niveau nécessaire pour réellement contraindre ce scénario. Une analyse élargie qui inclurait de l'imagerie à bande étroite (SHARDS) permettrait d'explorer les âges typiques des bulbes et des disques afin de placer des contraintes sur leur temps de formation.
Origine : Version validée par le jury (STAR)