(يمكن العثور على الانتماءات بعد المراجع)
تاريخ الاستلام 18 أغسطس 2023 / تاريخ القبول 18 ديسمبر 2023

الكلمات الرئيسية: المجرات: التطور – المجرات: الزخارف العالية – المجرات: الحركيات والديناميات – المجرات: الهيكل

في الكون القريب، تظهر المجرات مجموعة متنوعة من الهياكل الديناميكية والمكونات الهيكلية التي تعكس تاريخ تجميع كتلتها (على سبيل المثال، كابيلاري 2016؛ فان دي ساندي وآخرون 2018؛ فالكون-باروسو وآخرون 2019). ومع ذلك، لا تزال تفاصيل تشكيل وتطور هذه الهياكل، التي تدعمها بشكل اسمي الأقراص المدارة دورانيًا والنتوءات الكروية المدعومة بشكل أساسي بالتشتت، غير واضحة. من المحتمل أن تلعب الظروف الفيزيائية في الكون المبكر، والتطور العلماني للمجرات، والاندماجات مع أنظمة أخرى أدوارًا مهمة. سؤال بارز واحد على وجه الخصوص هو متى وكيف استقرت المجرات المبكرة في أقراص ديناميكية باردة.

على الرغم من أن هذا السؤال يُجاب عليه بشكل مثالي من خلال قياس الحركيات النجمية المكانية عبر الزمن الكوني، إلا أن مثل هذه القياسات لم تكن ممكنة إلا حتى (على سبيل المثال، فان هودت وآخرون 2021)، باستثناء عدد قليل من المجرات الضخمة ذات العدسات القوية في (نيو مان وآخرون 2018). بدلاً من ذلك، يوفر الغاز المؤين في الوسط بين النجمي (ISM) رؤى حاسمة حول الخصائص الديناميكية للمجرات (التي تشكل النجوم) عبر نطاق أوسع بكثير من الانزياح الأحمر (للمراجعة، انظر فورستر شرايبر ووو يوتس 2020). وقد ركزت العديد من الدراسات على استنتاج الخصائص الديناميكية للمجرات من خطوط الانبعاث الضوئي في إطار الراحة لرسم تطور تباين السرعة ( ) ونسبة سرعة الدوران والتشتت ( )، الذي يقيس درجة الدعم الدوراني للنظام.

قياسات حركيات الغاز المؤين من عدة مسوحات طيفية كبيرة لمجرات تشكل النجوم في

1-4 أظهرت أن تشتت سرعة المجرات التي تشكل النجوم يزداد مع الانزياح نحو الأحمر، بينما ينخفض الدعم الدوراني إلى بواسطة (على سبيل المثال، ويسنيوفسكي وآخرون 2015، 2019؛ ستوت وآخرون 2016؛ سيمونز وآخرون 2017؛ تيرنر وآخرون 2017؛ برايس وآخرون 2020). بالإضافة إلى ذلك، أظهرت الدراسات التصويرية أن أشكال المجرات أقل شبهاً بالأقراص وأكثر تكتلاً عند أطوال موجات الأشعة فوق البنفسجية في إطار الراحة عند الانزياحات الحمراء الأعلى (على سبيل المثال، فان دير ويل وآخرون 2014؛ قوه وآخرون 2015؛ زانغ وآخرون 2019؛ ساتاري وآخرون 2023). وقد اقترحت النماذج النظرية والمحاكاة أن عدم الاستقرار الجاذبي، وتراكم الغاز والأنظمة الأصغر من الشبكة الكونية، والتغذية الراجعة النجمية قد تسبب زيادة الاضطراب عند الانزياحات الحمراء الأعلى (على سبيل المثال، ديكل وآخرون 2009ب؛ جينيل وآخرون 2012؛ سيفيرينو وآخرون 2012؛ كرمولز وآخرون 2018).

ومع ذلك، باستخدام ملاحظات تحت الملليمتر من مصفوفة أتاكاما الكبيرة للملليمتر (ALMA)، وجدت عدة دراسات أقراصًا ديناميكية باردة في (على سبيل المثال، نيلمان وآخرون 2020؛ جونز وآخرون 2021؛ ليلي وآخرون 2021؛ ريزو وآخرون 2021؛ بارلنتي وآخرون 2023؛ بوب وآخرون 2023)، حتى العثور على في (فراتيرنالي وآخرون 2021). تثير هذه الملاحظات السؤال حول كيفية تشكيل هذه الأنظمة واستقرارها بسرعة كبيرة (خلال )، وكيف يمكن التوفيق بين هذه الملاحظات والدراسات المذكورة آنفًا في وقت الظهيرة الكونية. ومع ذلك، تستنتج ملاحظات ALMA حركيات المجرة من الانتقالات تحت الحمراء البعيدة والمليمترية (CO، [CII])، التي تتبع الغاز الأكثر برودة من خطوط الطيف البصري في إطار الراحة، مما يفسر على الأرجح جزءًا من التباين (Übler et al. 2019؛ Rizzo et al. 2023). بالإضافة إلى ذلك، من المحتمل أن تلعب تأثيرات الاختيار دورًا مهمًا، حيث أن العديد من

ملاحظات. رقم الهوية يتوافق مع رقم الهوية NIRSpec كما هو موضح في Bunker وآخرون (2023). إحداثيات أفضل ملاءمة من النمذجة الشكلية إلى تصوير NIRCam. هذه تختلف قليلاً عن الإحداثيات في معرف JADES بسبب تحديث علم الفلك.
تستكشف ملاحظات ALMA بشكل أساسي أكثر المجرات ضخامة .

لفهم تطور الأنماط الأكثر شيوعًا تتطلب المجرات الطيفية المكانية المحللة لمجرات خافتة عند انزياحات حمراء عالية. في هذا النطاق، لا تستطيع التلسكوبات الأرضية رصد خطوط الانبعاث الضوئي في إطار الراحة، بينما يمكن للمرافق تحت المليمتر (submm) من حيث المبدأ رصد مثل هذه الأنظمة، ولكن بتكلفة مرتفعة للغاية. لقد مكنت إطلاق تلسكوب جيمس ويب الفضائي (JWST) من إجراء الطيفية بحساسية عالية جداً ودقة مكانية عالية (غاردنر وآخرون 2023؛ ريجبي وآخرون 2023). باستخدام وضع الطيفية بدون شق لـ JWST/NIRCam (ريكي وآخرون 2023أ)، يكشف نيلسون وآخرون (قيد الإعداد) عن حركيات الغاز المؤين في مجرة ضخمة عند . ومع ذلك، فإن أداة NIRSpec فقط هي التي توفر الدقة الطيفية اللازمة لحل حركيات المجرات للأنظمة ذات الكتلة المنخفضة ( لشق مضاء بشكل موحد؛ جاكوبسن وآخرون 2022). يوفر JWST/NIRSpec أيضًا وضع الطيف المتعدد الأجسام (MOS) (فيرويت وآخرون 2022)، مما يسمح بالمراقبة المتزامنة لـ الأجسام، مما يجعل الملاحظات للأهداف ذات الانزياح الأحمر العالي فعالة للغاية. ومع ذلك، فإن الملاحظات المعتمدة على الشقوق باستخدام مصفوفة الميكروشتر (MSA) تضحي بعدٍ مكاني واحد مقارنةً بطيف الحقل المتكامل (IFS؛ بوكر وآخرون 2022، انظر أيضًا برايس وآخرون 2016). لذلك، يتطلب الأمر عناية إضافية لاستخراج المعلومات المكانية والديناميكية من بيانات NIRSpec MSA.

في هذه الورقة، نقدم الخصائص الديناميكية لستة مجرات ذات انزياح أحمر عالٍ ( ) في مسح جي دبليو إس تي المتقدم العميق خارج المجرة (JADES؛ آيزنشتاين وآخرون 2023). هذه الأجسام تمتد مكانيًا في تصوير NIRCam العميق وتمت متابعتها باستخدام وضع MOS عالي الدقة لـ NIRSpec، مما يوفر طيفًا مكانيًا مفصلًا لخطوط انبعاثها الضوئية في إطار الراحة. يتم تقديم البيانات في القسم 2. لنمذجة حركيات المجرة، قمنا بنشر نماذج تحليلية من خلال جهاز NIRSpec المحاكي، واستخدمنا أخذ عينات سلسلة ماركوف مونت كارلو (MCMC) لتناسب البيانات (القسم 3)، باستخدام تصوير NIRCam كأولوية على الشكل. نقدم نتائج نمذجاتنا في القسم 4، مما يظهر مجموعة متنوعة من الهياكل الحركية في مجموعة من المجرات لم يتم استكشافها سابقًا. نناقش إمكانية أن تكون بعض الأنظمة اندماجات في مراحل متأخرة في القسم 5، ونتناول التباين الكبير بين الكتل الديناميكية والكتل النجمية المستنتجة. نلخص نتائجنا في القسم 6.

استخدمنا ملاحظات NIRSpec MOS في مجال مسح أصول المراصد الكبرى العميق جنوبًا (GOODS-S) التي تم أخذها كجزء من برامج JADES العميقة والمتوسطة (أرقام الهوية 1210 و1286، PI ن. لوتزديندورف؛ بانكر وآخرون 2023؛ آيزنشتاين وآخرون 2023). تم اختيار الأهداف من مزيج من تصوير JWST/NIRCam وتلسكوب هابل الفضائي (HST) وتمت متابعتها باستخدام JWST/NIRSpec باستخدام المنشور منخفض الدقة (
)، وثلاثة شبكات متوسطة الدقة ( )، والشبكة عالية الدقة الأكثر احمرارًا ( لشق مضاء بشكل موحد). هنا، نركز بشكل أساسي على الطيف عالي الدقة، على الرغم من أننا استخدمنا أيضًا بيانات المنشور لتقدير الكتل النجمية ومعدلات تكوين النجوم (SFRs). تم الحصول على الأطياف في عينتنا باستخدام نمط تذبذب ثلاثي النقاط، وتختلف في العمق، حيث تتراوح من 2.2 ساعة إلى 7.0 ساعات من إجمالي وقت التكامل لشبكة G 395 H (ملخص في الجدول 1). تتراوح أوقات التعرض الإجمالية للمنشور من 2.2 ساعة إلى 28 ساعة. تم تقليل بيانات NIRSpec باستخدام خط أنابيب تعاون ملاحظات الوقت المضمون لـ NIRSpec (GTO) (كارنياني وآخرون في الإعداد)، والذي تم وصفه أيضًا في كورتيس-ليك وآخرون (2023) وبانكر وآخرون (2023). من المهم، على عكس الدراسات الأخرى التي استخدمت بيانات NIRSpec حتى الآن، أن تحليلنا لا يعتمد إلى حد كبير على الأطياف النهائية المصححة والمجمعة والمستخرجة ثنائية وثنائية الأبعاد التي تم إنشاؤها بواسطة خط الأنابيب. بدلاً من ذلك، نقوم بأداء نمذجة ديناميكية لمنتجات البيانات الوسيطة: نستخدم قصاصات ثنائية الأبعاد من الكاشف من التعرضات الفردية التي تم طرح الخلفية منها وتم تسويتها. بهذه الطريقة، نخفف من الضوضاء المرتبطة والتوسيع الاصطناعي الذي يتم تقديمه بخلاف ذلك بواسطة خوارزمية التصحيح والتركيب لخط أنابيب التخفيض. نلاحظ أيضًا أن هذه المنتجات الوسيطة لا تصحح أي خسائر في الشق بسبب الامتداد المكاني للمصادر لأن هذه التأثيرات قد تم حسابها بالكامل بالفعل في نمذجاتنا (القسم 3).

ومع ذلك، تم استخدام الأطياف عالية الدقة المصححة ثنائية الأبعاد واستخراجاتها أحادية البعد للفحص البصري الأولي واختيار العينة. استخدمنا أيضًا بيانات المنشور المستخرجة أحادية البعد لنمذجة توزيع الطاقة الطيفية (SED) في القسم 4 لتقدير الكتل النجمية ومعدلات تكوين النجوم (SFRs).

2.2. تصوير NIRCam

FRESCO هو في الأساس مسح شبكي، إلا أن المسح حصل أيضًا على تصوير بثلاثة فلاتر مختلفة لـ NIRCam (

و و )، على الرغم من أوقات التعرض المخفضة بشكل كبير مقارنة بتصوير JADES.

تم تقليل جميع الصور كما هو موضح في ريكي وآخرون (2023ب). استخدمنا خط أنابيب معايرة JWST v1.9.6 مع سياق خريطة خط أنابيب CRDS (pmap) 1084. قمنا بتشغيل المراحل 1 و2 من خط الأنابيب مع المعلمات الافتراضية، ولكن قدمنا سماء مسطحة خاصة بنا للتسوية. بعد المرحلة 2، قمنا بإجراء طرح مخصص لـ الضوضاء، وتأثيرات الضوء المتناثر (” wisps “)، والخلفية واسعة النطاق. قمنا بإجراء محاذاة فلكية باستخدام نسخة مخصصة من JWST TweakReg، حيث قمنا بمحاذاة صورنا مع mosaics HST وF160W في مجال GOODS-S مع فلكية مرتبطة بإصدار بيانات غايا المبكر 3 (EDR3؛ ج. برامر، اتصال خاص). حققنا محاذاة جيدة بشكل عام مع انزلاقات نسبية بين النطاقات تقل عن 0.1 بكسل قصير الموجة ( ). ثم قمنا بتشغيل المرحلة 3 من خط أنابيب JWST، مجمعين جميع التعرضات لفلاتر معينة وزيارة معينة.

لتحليلنا، اخترنا فلتر NIRCam الذي يمثل بشكل أقرب شكل خط انبعاث الهدف. نظرًا لعرض المعادلات العالية لخطوط الانبعاث في عينتنا، استخدمنا النطاق المتوسط الذي يغطي خط الانبعاث حيثما كان متاحًا (أربعة من أصل ستة أجسام). بالنسبة للجسمين المتبقيين، استخدمنا بدلاً من ذلك فلاتر عريضة النطاق. نستخدم الأطياف المتاحة منخفضة الدقة لتحديد التدفق الناتج عن خطوط الانبعاث مقابل الاستمرارية النجمية في الملحق ب. بالنسبة للأربعة أجسام ذات الصور متوسطة النطاق، نقدر أن من تدفق NIRCam ناتج عن خطوط الانبعاث، وبالتالي نقدم خريطة جيدة للغاز المؤين. بالنسبة للجسمين ذوي الصور عريضة النطاق، تهيمن الاستمرارية النجمية (تساهم تدفقات خطوط الانبعاث )، ونناقش كيف قد يؤثر ذلك على المعلمات الحركية المستنتجة في الأقسام 4 و5.2.

قمنا بفحص بصري لجميع (358) أهداف JADES في GOODS-S التي تتوفر لها طيف NIRSpec عالي الدقة حتى الآن. اخترنا الأجسام التي تقع عند انزياح أحمر مرتفع ( ، أي عندما كان عمر الكون أقل من 1 مليار سنة)، وتمتد مكانيًا في تصوير NIRCam ( )، ولها خطوط انبعاث ساطعة، أي نسبة إشارة إلى ضوضاء متكاملة . بالإضافة إلى ذلك، طلبنا أن لا يظهر الطيف أحادي البعد أي دليل واضح على وجود مكون خط عريض، مما قد يدل على تدفقات واسعة النطاق (أي، العينة التي تم مناقشتها في كارنياني وآخرون 2023). تتكون العينة الناتجة من ستة أجسام تمتد عبر نطاق الانزياح الأحمر . نلاحظ في اثنين من هذه الأجسام، و[OIII] في الأربعة المتبقية. بالنسبة لأعلى هدفين في الانزياح الأحمر، خارج نطاق الطول الموجي لـ NIRSpec ( ). بالنسبة لجسمين ، لا نلاحظ لأن آثار الأطياف عالية الدقة طويلة وبالتالي تقع جزئيًا خارج الكاشف.

تُعرض الصور المركبة والمصححة ثنائية الأبعاد لخطوط الانبعاث في الشكل 1 مع قصاصات من تصوير NIRCam، حيث اخترنا فلتر NIRCam الأقرب إلى خط الانبعاث كما هو موضح في القسم السابق. تظهر مواقع الميكروشتر في اللون البرتقالي.

نلاحظ أنه نظرًا لوظيفة الاختيار المعقدة لـ JADES (بانكر وآخرون 2023) ومعايير الاختيار الإضافية التي فرضناها أثناء الفحص البصري، فإن العينة المختارة بعيدة عن الاكتمال من حيث (الكتلة النجمية) أو السطوع أو معدلات تكوين النجوم. ومع ذلك، هدفنا هو إظهار قدرة NIRSpec/MOS على قياس حركيات المجرة في نظام جديد تمامًا: الشكل 2 يظهر
أن الأهداف في عينتنا ليست فقط عند انزياح أحمر أعلى مما كان ممكنًا حتى الآن مع مطياف الأشعة تحت الحمراء القريب القائم على الأرض، ولكنها أيضًا أصغر بكثير وأقل كتلة. نؤجل تحليلًا شاملاً لحركيات المجرة كدالة للانزياح الأحمر والكتلة إلى ورقة مستقبلية، حيث سيتطلب ذلك مجموعات بيانات JADES وNIRSpec WIDE الكاملة (آيزنشتاين وآخرون 2023؛ ماسيدا وآخرون، في الإعداد) بالإضافة إلى فهم شامل لوظائف الاختيار لمستويات المسح المختلفة.

استخدمنا نهج النمذجة الأمامية بايزي لتقدير الخصائص الديناميكية للمجرات من طيف الانبعاث ثنائي الأبعاد، الذي تم رصده من خلال فتحات MSA الخاصة بـ NIRSpec. أولاً، قمنا بإنشاء مكعبات نموذجية بارامترية لتوزيع الفلكس ( ) بناءً على ملفات السطوع السطحي التحليلية وملفات السرعة. ثانياً، نمذجة التعقيدات الخاصة بأداة NIRSpec التي تُطبع على البيانات عند رسم النماذج الحركية على كاشف NIRSpec وهمي. ثالثاً، استخدمنا طريقة أخذ العينات MCMC لتناسب النماذج مع الأطياف، معتمدين على ملاءمات ملف سيرسيك لتصوير NIRCam كأولوية. نحن نؤجل وصفًا تفصيليًا لهذا البرنامج الخاص بالنمذجة الأمامية والتناسب (msafit) إلى ورقة مستقبلية، حيث سنظهر أيضًا اختبارات التقارب والمقارنة مع بيانات المعايرة. في هذا القسم، نقدم فقط نظرة عامة ملخصة عن النماذج والبرامج، التي نطلقها علنًا مع هذه الورقة .

على الرغم من أن الدقة المكانية والطيفية لـ JWST/NIRSpec عالية، فإن الأنظمة الصغيرة في عينتنا قريبة من حد الدقة. وهذا يشير إلى أنه يجب علينا أن نقتصر على نموذج هندسي وديناميكي بسيط نسبيًا: قرص رقيق دوار. على الرغم من أنه رقيق هندسيًا، سمحنا للقرص بأن يكون دافئًا حركيًا من خلال إضافة ملف تشتت السرعة. نناقش القيود المحتملة لاختيار نموذجنا في القسم 5.

قمنا بنمذجة توزيع الفلكس المكاني لخط الانبعاث كملف سيرسيك (سيرسيك 1968)، الذي يتم وصفه بأربعة معلمات: الفلكس الكلي ، نصف قطر الضوء (المحور الرئيسي)، نسبة المحور الصغير إلى المحور الكبير المتوقعة ، ومؤشر سيرسيك . حيث افترضنا نموذج القرص الرقيق، فإن نسبة المحور المتوقعة مرتبطة مباشرة بزاوية الميل (i) للنظام. بالإضافة إلى ذلك، تدخل ثلاث معلمات مهمة تعتمد على الموقع في النموذج: زاوية الموقع (PA) بالنسبة لفتحة MSA كما تم قياسها من المحور الإيجابي – (أي، درجة تمثل المحاذاة المثالية مع الشق)، وموقع مركز الثقل للجسم داخل الغالق.

بالنسبة لحقل السرعة، استخدمنا الوصف التجريبي الشائع لمنحنى دوران القوس (Courteau 1997)،
,
حيث هي السرعة الحدية أو القصوى بالنسبة للسرعة النظامية للمجرة، و هو نصف قطر التحول. قمنا ببرمجة السرعة النظامية كمتوسط الطول الموجي لخط الانبعاث . للسماح بقرص دافئ حركيًا،

افترضنا أيضًا ملف تشتت سرعة ثابت عبر القرص.

مجمعة، هذا يشكل نموذجًا مكونًا من 11 معلمة ( ، ، و ). قمنا بدمج ملف الفلكس وملفات السرعة لتشكيل مكعب فلكس نموذجي ، حيث و هي الإحداثيات في مستوى MSA وتم أخذ عينات في فترات يحددها المستخدم. لبناء هذه المكعبات، تأكدنا من أن الأبعاد المكانية والطول الموجي تم أخذ عينات عليها على الأقل عند تردد نايكويست لوظيفة انتشار النقطة (PSF) عند الطول الموجي المعني أو حجم بكسل NIRSpec (0.1″)، أيهما أصغر. ومع ذلك، ستكون هذه العينة نادرة جدًا لتقييم ملفات سيرسيك الحادة عند نصف قطر صغير. من أجل دمج ملفات سيرسيك بدقة، قمنا أولاً بأخذ عينات زائدة للشبكة المكانية ديناميكيًا، بحيث تم أخذ عينات المنطقة الداخلية ( ) بعامل 500 والمناطق الخارجية ( ) بعامل 10، ثم دمجنا الملف على الشبكة الأكثر خشونة.

على الرغم من أنه تم تطوير برامج النمذجة الأمامية لعلم الطيف متعدد الأجسام القائم على الشقوق من قبل (Price et al. 2016)، هناك العديد من التحديات الفريدة لنمذجة بيانات NIRSpec MOS: (i) PSF المحدودة الانكسار لـ JWST، التي تمكن من دقة مكانية عالية، لكنها معقدة للغاية في الشكل. (ii) الهندسة المعقدة لـ NIRSpec MSA، التي تتكون من ميكروغالق مفصولة بجدران الغالق، تطبع
أنماط انكسار إضافية (على شكل زائد بسبب فتحة الشق) بالإضافة إلى الظلال على الكاشف (“ظلال الشريط”). أخيرًا، (iii) تشير البكسلات الكبيرة نسبيًا ( ) لكاشف NIRSpec إلى أن PSF غير مأخوذ بعين الاعتبار عند جميع الأطوال الموجية .

نتيجة للتحديين الأول والثاني، يتغير شكل PSF داخل الغالق بشكل كبير. غالبًا ما تكون الأجسام خارج المجرة ذات الانزياح الأحمر العالي مشابهة في الحجم لعرض PSF الخاص بـ NIRSpec وحجم البكسل، وبالتالي فإن موقع مركز الثقل للفلكس داخل الغالق يؤثر بشدة على شكل توزيع الفلكس على الكاشف. علاوة على ذلك، فإن جدران الغالق ( ) صغيرة نسبيًا مقارنة بحجم البكسل، مما يجعل تأثيرات ظلال الشريط معقدة للنمذجة. أخيرًا، فإن المنطقة المفتوحة للميكروغالق صغيرة نسبيًا ( ; Jakobsen et al. 2022) مقارنة بحجم PSF. لذلك، فإن خسائر الشقوق كبيرة، حتى في مركز الغالق.

حاولنا التقاط كل هذه التأثيرات ضمن نمذجة لدينا. أولاً، قمنا بإنشاء مكتبات من نماذج PSF الاصطناعية على مجموعة من الأطوال الموجية المختلفة والانحرافات المكانية، مع مراكز PSF تأخذ عينات من الغالق كل واستخدام عامل أخذ عينات زائد خمسة لصور PSF. تمثل هذه PSFs الصورة ثنائية الأبعاد لمصدر نقطة مع خط انبعاث ضيق بشكل لا نهائي في مستوى الكاشف، والذي يحتوي بالتالي على كل من التوزيع المكاني على طول الشق والتوزيع في اتجاه الطول الموجي. قمنا بإنشاء PSFs باستخدام

محاكاة بصرية فورية مخصصة، تتبع مصادر النقاط أحادية اللون عبر NIRSpec إلى مستوى بؤرة الكاشف. تلتقط هذه النماذج PSF المدمجة لـ JWST و NIRSpec، بما في ذلك الانكسار وفقدان الضوء (غالبًا ما يُشار إليه بفقدان المسار) الناتج عن حجب شقوق الميكرو شاتر وبؤرة الطيف. نحن نؤجل الوصف التفصيلي إلى دي غراف وآخرون (قيد الإعداد)، لكن نلاحظ أن بناء هذه PSFs هو إلى حد كبير نفس ما تم تقديمه أو استخدامه في الأعمال السابقة التي قدمت أو استخدمت محاكي أداء أداة NIRSpec (IPS؛ بيكيراس وآخرون 2008، 2010؛ جياردينو وآخرون 2019؛ ياكوبسن وآخرون 2022). الاختلاف الرئيسي هو أن التنفيذ المستخدم في هذا العمل يعتمد على بايثون ويستخدم مكتبات انتشار البصريات الفيزيائية في بايثون (POPPY؛ بيرين وآخرون 2012)، مما يسمح بأخذ عينات مستقلة عن الطول الموجي بدقة في كل من صور الكاميرا ومستوى البؤرة. على الرغم من أن هذه النماذج تعتمد على المعايرات أثناء الطيران حيثما كان ذلك ممكنًا، تم إنشاء عدد من ملفات المرجع الضرورية قبل الإطلاق. لذلك، نحذر من أنه من المحتمل أن يكون هناك عدم يقين منهجي في العرض الحقيقي وشكل هذه PSFs. للأسف، لا توجد حاليًا بيانات معايرة كافية أو مخصصة. نناقش الحالة الحالية للمعايرات بمزيد من التفصيل في الملحق أ، ونقدر عدم اليقين المنهجي في في عرض PSF الكامل عند نصف الحد الأقصى (FWHM؛ كل من المكاني والطيفي) لنماذجنا.

ثانيًا، قمنا بإنشاء مكتبات من المسارات الطيفية لجميع الميكرو شاتر والمشتتات، باستخدام نموذج الأداة لدورنا وآخرون (2016) وجياردينو وآخرون (2016)، والتي تم ضبط معلماتها خلال مرحلة التكليف أثناء الطيران (لوتزديندورف وآخرون 2022؛ ألفيس دي أوليفيرا وآخرون 2022). توفر هذه المسارات خريطة من مركز شاتر معين والطول الموجي المختار إلى مستوى الكاشف . استخدمنا أيضًا هذا النموذج لاشتقاق زاوية الميل للشقوق بالنسبة للمسار في مستوى الكاشف (بضع درجات لـ G 395 H).

ثالثًا، قمنا بإنشاء كواشف نموذجية، حيث يتم أخذ عينات البكسلات في البداية بمعدل 5 مرات. لتقليل التكلفة الحاسوبية، لم نقم بنمذجة الكواشف الكاملة ، ولكن أنشأنا قصاصات بحوالي بكسل حول منطقة ذات اهتمام، مع تتبع إحداثيات الكاشف المقابلة.

مع هذه المكتبات والنماذج في مكانها، قمنا بنمذجة مكعب التدفق التحليلي من القسم 3.1. نظرًا لأن PSF يتغير بشكل كبير مع موضع الشاتر الداخلي، لا يمكن أن يتم دمج مكعب النموذج مع PSF واحد. بدلاً من ذلك، عالجنا مكعب النموذج كمجموعة من مصادر النقاط، وبالتالي قمنا بنشر كل نقطة في المكعب مع PSF المحلي الخاص بها. ثم تم إسقاط شرائح مكعب النموذج على الكاشف النموذجي المأخوذ بعين الاعتبار باستخدام مكتبة المسار، مع تحديد شاتر . أخيرًا، تم تقليل حجم الكاشف بمعدل 5 مرات ليتناسب مع الحجم الحقيقي لبكسل الكاشف، وتم دمجه مع نواة لمحاكاة تأثيرات الربط السعوي بين البكسلات (IPC). أدى ذلك إلى صورة نموذجية خالية من الضوضاء لمكعب بيانات الإدخال على الكاشف.

تولد إجراءات القسم 3.2 نموذجًا لمجموعة واحدة من المعلمات. لتقدير توزيعات الاحتمالات اللاحقة للمعلمات، استخدمنا عينة مجموعة MCMC المنفذة في حزمة emcee (فورمان-ماكي وآخرون 2013).

من المهم، أننا قمنا بإجراء المقارنة بين النماذج والبيانات في مستوى الكاشف لتخفيف الضوضاء المرتبطة. لذلك لم نستخدم الطيف المدمج ثنائي الأبعاد، ولكن قمنا بملاءمة متعددة التعرضات في وقت واحد (الشكل 3)، مع حجب البكسلات التي تم الإشارة إليها على أنها متأثرة بأشعة كونية أو بكسلات ساخنة. دالة الاحتمالية لمجموعة من المعلمات هي

حيث هو عدد التعرضات، هو عدد البكسلات غير المحجوبة لكل تعرض، و و و

الشكل 3. مثال على إجراء الملاءمة لكائن JADES-NS-00016745 (الشكل 1). على الرغم من أن التركيبة النهائية لجميع التعرضات (يسار) تم استخدامها لفحصنا البصري الأولي واختيار العينة، فإن البكسلات في هذا الطيف مرتبطة بشدة. بدلاً من استخدام هذا الطيف المدمج، قمنا بملاءمة جميع التعرضات الفردية التي تم الحصول عليها في وقت واحد. في حالة JADES-NS-00016745، تم أخذ تعرضين لكل موضع تمايل، مما أدى إلى ستة قياسات مستقلة لنمط تمايل ثلاثي النقاط مع NIRSpec. لأخذ في الاعتبار PSF غير المأخوذ بعين الاعتبار لـ NIRSpec، قمنا بنمذجة في مستوى الكاشف، ناشرين النماذج البارامترية إلى نفس الموقع بالضبط على الكاشف كما هو الحال مع البيانات الملاحظة. ثم يتم حساب الاحتمالية من تركيبة جميع الصور المتبقية. يتم حجب البكسلات التي تم الإشارة إليها من خلال خط أنابيب التخفيض على أنها متأثرة بأشعة كونية وتظهر باللون الرمادي. التدفق المرصود، التدفق النموذجي، وعدم اليقين في البكسل

، على التوالي. Å ) للطول الموجي، و

عدم يقين في التدفق الكلي على الكاشف. أخيرًا، سمحنا بعدم يقين صغير في موضع الشاتر الداخلي للمصدر بسبب دقة التوجيه المحدودة لـ JWST، والتي استخدمنا لها أولويات غاوسية بتشتت قدره 25 mas، وهي دقة التوجيه النموذجية بعد اكتساب هدف MSA (بكر وآخرون 2023). بالنسبة لمعلمات النموذج الديناميكي، السرعة القصوى ( ) وتشتت السرعة ( )، استخدمنا أولويات موحدة. بالنسبة للملاءمة، قمنا ببارامترية نصف قطر التحول كنسبة ، وافترضنا أولوية موحدة لهذه النسبة. نعرض مثالًا على الملاءمة في الأشكال 3 و 4، مما يوضح أن و محددان بشكل جيد رسميًا ( دلالة). نصف قطر التحول غير محدد بشكل جيد ويشكل أكبر مصدر لعدم اليقين في بسبب التداخل بين و
. من المحتمل أن يكون ذلك بسبب مزيج من الدقة المكانية المتوسطة ومدى المساحة المحدودة التي تم استكشافها بواسطة الميكرو شاتر. في القسم 4، نقوم بدلاً من ذلك بحساب السرعة الدورانية عند ، والتي يتم تحديدها بشكل أفضل من خلال البيانات (التوزيعات الزرقاء في الجزء العلوي الأيمن من الشكل 4).

نلاحظ أن مدى المصدر النسبي الكبير مقارنة بحجم الشاتر قد يؤدي أيضًا إلى فقدان التدفق، حيث أن خطوة طرح الخلفية في خط أنابيب التخفيض تطرح التدفق من المصدر (المجاور) الذي يقع في الشاتر المجاور. لاختبار حجم هذا التحيز المحتمل، قمنا أيضًا بنمذجة على تخفيض منفصل استبعد التعرضات التي يقع فيها المصدر في الشاتر المركزي وشمل فقط التمايلات الخارجية، مما يقلل من أي طرح ذاتي وتلوث (لكن على حساب انخفاض طفيف في الإجمالي . نجد أن التدفق المستعاد متسق ضمن حدود الخطأ مع الملاءمة للتقليص القياسي الذي يستخدم جميع مواضع التموج الثلاثة. لذلك، فإن نموذجنا قوي ضد الانخفاض الذاتي الطفيف الموجود في الطيف، والذي ساعده على الأرجح المعلومات السابقة المقدمة من تصوير NIRCam ومدى الامتداد المكاني الصغير نسبيًا للمصادر مقارنة بحجم الغالق.

نقدم نتائج نمذجة عينة من ستة أجسام في الجداول 2 و 3. تم الكشف عن دوران كبير في ثلاثة من الأجسام وتم الكشف عنه بشكل هامشي أو متسق مع الصفر في الحالات الأخرى. نظرًا لأننا لم نقم بإزالة المجرات التي تتماشى بشكل كبير مع الشق، قد تحتوي بعض هذه الأجسام (مثل الجسم JADES-NS-00019606) على تدرج سرعة لا يمكن ملاحظته ببساطة عند زاوية موضع الغالق هذه. ومع ذلك، فإن قياس تشتت السرعة لا يزال مفيدًا في هذه الحالات، كما أنه يوفر تأكيدًا على أن نموذجنا قادر على العودة على الرغم من افتراضنا المسبق بأن النظام يدور.

نجد أن تشتت السرعة لخمس أجسام أوسع من وظيفة انتشار الخط (LSF) للأداة لمصدر نقطي ( ; انظر الملحق A)، والذي

هي LSF ذات الصلة بعد الأخذ في الاعتبار شكل المصدر. الشكوك الرسمية حول التشتت صغيرة، وهو ما يرجع على الأرجح إلى افتراضنا لقرص رقيق، مما يعني أن تقديرنا للخطأ على لا يتضمن عدم اليقين الناجم عن التداخل بين سمك القرص الحقيقي وزاوية الميل. الجسم السادس (JADES-NS-20086025) له شكل معقد للغاية مع انبعاث منتشر واضح (خط). نظرًا لانخفاض لهذا الانبعاث والمنطقة المزدحمة حول الهدف، فإن الملاءمة الشكلية لصورة F410M باستخدام lenstronomy لهذا الجسم لا تتقارب. لذلك، لنمذجة الديناميات، قمنا بتخفيف القيود الشكلية بشكل كبير لهذا الجسم: قمنا بتعيين قيود موحدة على مؤشر سيرسيك، وفرضنا فقط قيودًا ضعيفة
على نصف القطر الفعال (قيود غاوسية من )، نسبة المحور (قيود غاوسية من )، وزاوية الموضع ( ). وجدنا تقاربًا للنموذج الديناميكي، على الرغم من أن العديد من المعلمات المستنتجة لديها شكوك أكبر من الأجسام الأخرى في عيّنتنا.

الشكل 5 يُظهر تشتت السرعة لعينة لدينا كدالة من الانزياح الأحمر. قارننا ذلك مع مجموعة من الدراسات القريبة من الأشعة تحت الحمراء القائمة على الأرض: نتائج MOS لـ Price et al. (2020، الوسيطات لعينة مفككة ومتوافقة)، عينات IFU لـ Turner et al. (2017) و Förster Schreiber et al. (2018)، والملاءمة التحليلية لاستطلاع IFU الكبير KMOS3D عند من Übler et al. (2019).

ملاحظات. القيم هي الوسيط لتوزيعات الاحتمالات اللاحقة، وتعكس الشكوك النسب المئوية 16 و 84. يتم قياس الانحرافات داخل الغالق من حيث خط الغالق بدلاً من الثواني القوسية لأن هذه الوحدة ثابتة لجميع الغالق ولا تعتمد على التشوه المكاني عبر MSA. يتم مناقشة شكل هذا المصدر أيضًا في Baker et al. (2023).

ملاحظات. القيم هي الوسيط لتوزيعات الاحتمالات اللاحقة، وتعكس الشكوك النسب المئوية 16 و 84. تشير إشارة معلمة النموذج إلى الاتجاه المرصود لتدرج السرعة على طول الشق.

تشير استقراء الملاءمة بواسطة Übler et al. (2019) عند إلى إلى أن الغاز المؤين في المجرات متقلب للغاية في العصور المبكرة. بالمقابل، نجد أن جميع الأجسام تقع تحت هذا الاستقراء، وبدلاً من ذلك لديها تشتت سرعات يساوي تقريبًا متوسط التشتت عند . من ناحية أخرى، فإن الكتلة النجمية النموذجية لعينة لدينا أقل بكثير من بيانات الأدبيات (الشكل 2). إذا كان تشتت السرعة يعتمد على الكتلة النجمية (كما تنبأت المحاكاة، مثل Pillepich et al. 2019)، فقد لا يزال يحتوي ISM في هذه الأنظمة منخفضة الكتلة على تقلبات عالية نسبيًا.

كما قارننا نتائجنا مع الدراسات التي استخدمت ALMA لحل حركيات المجرات عند نفس الانزياح الأحمر مثل عيّنتنا (مثلثات زرقاء؛ Neeleman et al. 2020؛ Rizzo et al. 2020، 2021؛ Fraternali et al. 2021؛ Lelli et al. 2021؛ Herrera-Camus et al. 2022؛ Parlanti et al. 2023). على الرغم من أن هذه الأجسام تقع عند نفس الانزياح الأحمر، إلا أن القياسات تختلف بشكل كبير: غالبًا ما تكون المجرات المرصودة بواسطة ALMA أكثر كتلة ( )، وتميل خطوط الانبعاث المرصودة إلى تتبع غاز أبرد بكثير. من المثير للاهتمام، على الرغم من هذه الاختلافات، أن تشتت السرعة المستند إلى ALMA مشابه جدًا لقياساتنا للغاز المؤين بناءً على خطوط الانبعاث الضوئية في إطار الراحة. قد يكون السبب في ذلك هو أن تأثيرات الكتلة الأعلى ودرجة حرارة الغاز المنخفضة على تشتت السرعة تعمل في اتجاهين متعاكسين. ستكون الملاحظات لنفس الأنظمة باستخدام كل من ALMA و JWST حاسمة لتقييد هذه التأثيرات.

بعد ذلك، قمنا بحساب النسبة وفحصنا اعتمادها على الانزياح الأحمر في الشكل 6 من خلال مقارنتها بنفس الأدبيات المذكورة سابقًا. أظهرت الدراسات حول الظهر الكوني انخفاضًا واضحًا وتدريجيًا في درجة الدعم الدوراني نحو انزياح أحمر أعلى. بناءً على هذه القياسات، قد نتوقع أن لا تكون أي من المجرات مهيمنة
بالدوران ( ). ومع ذلك، نجد تنوعًا مثيرًا للاهتمام في عيّنتنا، حيث أن ثلاثة أجسام منها لديها حتى عند أعلى الانزياحات الحمراء ( ). نناقش في القسم 5 ما إذا كانت هذه الأجسام قد تشكل حقًا أقراص دوارة باردة، أو إذا كانت تعكس تدرجات السرعة داخل أنظمة غير مفعلة.

مرة أخرى، قارننا عيّنتنا مع الدراسات المستندة إلى ALMA، والتي هي جميعها أنظمة مهيمنة بالدوران مع نسب مرتفعة نسبيًا. تُظهر عيّنتنا تنوعًا أكبر، وهو ما قد يرجع إلى حقيقة أن مؤشرات الغاز تختلف وأن نطاق الكتلة المستكشف مختلف بشكل كبير. قد يؤدي عدم توافق بعض الأجسام مع الغالق الصغير أيضًا إلى التقليل من تقدير النسبة لبعض الأنظمة. لذلك، هناك حاجة إلى عينات أكبر لفهم الخصائص الحركية المختلفة لمراحل الغاز التي تتبعها ALMA و JWST عند الانزياحات الحمراء العالية.

أخيرًا، نعيد زيارة القسم 2.2، حيث وصفنا أنه بالنسبة لجسمين من ستة، فإن صورة NIRCam المستخدمة كأولوية في نمذجة خطوط الانبعاث تتبع بشكل أساسي انبعاث الاستمرارية النجمية بدلاً من انبعاث الخط. إذا كان شكل خط الانبعاث يختلف بشكل كبير عن الاستمرارية، فقد يؤدي ذلك إلى تحيز المعلمات الحركية المستنتجة، خاصة إذا كانت المجرة ممدودة بدلاً من نموذج القرص الرقيق المفرط الذي نفترضه. أحد هذين الجسمين (JADES-NS-00016745؛ الشكل 3) له محور رئيسي في صورة NIRCam يتماشى جيدًا مع الغالق الصغير، ونلاحظ تدرج سرعة قوي في الطيف ثنائي الأبعاد مع وجود انحراف صغير فقط بين محور PA الرئيسي من التصوير والوسيط لتوزيع الاحتمالات اللاحقة لـ PA (الموضح في الشكل 4). لذلك، فإن الشكل الممدود غير محتمل للغاية لهذا الجسم. طبيعة الجسم الثاني (JADES-NS-100016374) أكثر عدم يقين، حيث أننا نكتشف الدوران بشكل هامشي فقط. إذا كان المحور الرئيسي الحركي للغاز المؤين يختلف بشكل كبير عن المحور الرئيسي الضوئي، فإن الدوران الحقيقي

السرعة و قد تكون أعلى بكثير مما تم استنتاجه من نمذجة لدينا.

استخدمنا النماذج الديناميكية لفحص ميزانية الكتلة للمجرات. بالنسبة لنظام في توازن فيريالي، يتم حساب الكتلة الديناميكية المحصورة ضمن نصف القطر كالتالي

حيث أن هي السرعة الدائرية، و هو معامل فيريال، و هو الثابت الجاذبي. ومع ذلك، للمقارنة مع الكتلة النجمية الكلية، نعرف الكتلة الديناميكية ‘الكلية’ كما هو موصوف في Price وآخرون (2022)،

كما افترضنا نموذج القرص الرقيق، اعتمدنا ، وهو معامل فيريال لإمكان مفلطحة مع و (Price وآخرون 2022، الشكل 4). ومع ذلك، فإن الشكل الحقيقي للإمكان غير محدد بشكل جيد، وبالتالي فإن هذا الاختيار لـ يقدم عدم يقين منهجي في تقديرات الكتلة الديناميكية لأن يمكن أن يتغير بمقدار يصل إلى عامل 2.

بعد Burkert وآخرون (2010)، قمنا بحساب السرعة الدائرية كالتالي

الذي يأخذ في الاعتبار تأثيرات تدرجات الضغط على السرعة الدورانية ويعتمد على طول مقياس القرص . عند نصف القطر الفعال، يتقلص مصحح الضغط إلى . نلاحظ أنه بالنسبة للجسم الوحيد ذو الشكل المفلطح أو الممدود غير المؤكد (القسم 4.1)، قد يكون هذا الحساب لـ غير صحيح. ومع ذلك، كما تم مناقشته في القسم 5.2، من المحتمل أن تكون الكتلة الديناميكية المستنتجة أقل تأثرًا.

بعد ذلك، قارننا هذه الكتل الديناميكية الكلية مع الكتل النجمية. لتقدير الكتل النجمية ومعدلات تشكيل النجوم، قمنا بإجراء نمذجة SED باستخدام كود التناسب بايزي BEAGLE (Chevallard & Charlot 2016) لطيف الأشعة تحت الحمراء المنخفضة الدقة. تم تشغيل التناسبات بافتراض تاريخ تشكيل نجمي مكون من مكونين يتكون من أسلوب أسي متأخر مع انفجار حالي، ودالة كتلة أولية من Chabrier (2003) بحد أعلى للكتلة قدره ، وقانون إضعاف الغبار من Charlot & Fall (2000) بافتراض من الغبار في ISM المنتشر. نلاحظ أن أطياف الأشعة تحت الحمراء 1D تم معايرتها من حيث التدفق بافتراض شكل يشبه النقطة ودون النظر في فوتومترية NIRCam. على الرغم من أن تصحيح فقدان الشق هذا يصحح تقريبًا لتغير PSF FWHM مع الطول الموجي، إلا أن هناك انزياحًا منهجيًا بين التدفق الكلي للجسم والتدفق الملتقط بواسطة الشق. قدرنا هذا التصحيح باستخدام برنامج النمذجة لدينا والشكل في فلتر الطول الموجي الطويل ( ؛ مقاسًا باستخدام lenstronomy كما هو موصوف في القسم 3.3)، ووجدنا عوامل تصحيح في النطاق 1.2-2.5، وطبقنا ذلك على الكتل النجمية ومعدلات تشكيل النجوم. يتم تقديم الخصائص المستنتجة في الملحق ب، مع مثال لطيف طيفي ونموذج SED.

نقارن الكتل الديناميكية والنجمية المقدرة في الشكل 7، وللإشارة، نرسم نفس الدراسات الأرضية في الأشعة تحت الحمراء القريبة كما في الأشكال 5 و6. كما قد يُتوقع من حقيقة أن تشمل الكتلة المظلمة والباريونية، جميع الأجسام

في عينة لدينا لديها كتل ديناميكية تتجاوز الكتل النجمية المقدرة. ومع ذلك، فإن الفرق بين الكتلتين أكبر بكثير مما كان عليه في الدراسات السابقة. ينحرف بمقدار يصل إلى عامل 30 في المتوسط. فقط Topping وآخرون (2022) أبلغوا عن اختلافات كبيرة مماثلة بين الكتلة النجمية والديناميكية عند ، ولكن لمجرات أكثر ضخامة واستنادًا إلى قياسات عرض الخط المدمجة مكانيًا بدلاً من النمذجة الديناميكية المحللة مكانيًا، كما في هذه الورقة. نناقش الأصول المحتملة لهذا الاختلاف بين الكتل النجمية والديناميكية بالتفصيل في القسم 5.2.

هذه البيانات والنمذجة قد أخذتنا إلى نظام جديد تمامًا من حركيات المجرات: المجرات منخفضة الكتلة عند . نتائج نمذجة لدينا مقيدة بشكل جيد للغاية، والقيود الناتجة على المعلمات (مثل، مقابل ) على ظاهرها تعني نتائج مذهلة. ومع ذلك، فإن نظرة على الشكل 1 توضح أيضًا أن نماذجنا البسيطة المتناظرة قد لا تلتقط الهندسة المعقدة للأنظمة. لذلك، فإن نتائجنا تتطلب وتستدعي مناقشة دقيقة.

باستخدام نهج النمذجة الأمامية، تمكنا من تقييد الشكل، وتدرج السرعة، وتشتت السرعة الجوهري لكل جسم من JADES بشكل منفصل. للقيام بذلك، افترضنا نموذجًا أساسيًا لقرص رقيق دوار (القسم 3.1). تشير تدرجات السرعة المقاسة في سياق نموذجنا إلى أن الأنظمة ديناميكيًا باردة نسبيًا مع نسب أعلى مما هو متوقع من (الشكل 6) استنادًا إلى استقراء الدراسات الحركية عند .

ومع ذلك، فقد اقترحت كل من الملاحظات والنماذج النظرية أن معدل الاندماجات (الرئيسية) يرتفع بسرعة نحو
(على سبيل المثال، Rodriguez-Gomez وآخرون 2015؛ Bowler وآخرون 2017؛ Duncan وآخرون 2019؛ O’Leary وآخرون 2021). لذلك، من المحتمل أن بعض الأجسام في عينة لدينا هي أنظمة اندماج، أو قد اندمجت مؤخرًا مع مجرة أخرى. نجد بالفعل أشكالًا معقدة (خط انبعاث) لعدة أجسام، وخاصةً واضحة في الأجسام JADES-NS-00016745 وJADES-NS-20086025 (انظر الشكل 1)، وأظهر Baker وآخرون (2023) أن الجسم JADES-NS-00047100 يمكن وصفه بثلاثة مكونات شكلية منفصلة. لذلك، من الممكن أن تعكس السرعات الدورانية المستنتجة تحت فرضية نظام فيريالي في الواقع انزياح السرعة بين جسمين (أو أكثر) أو تدرجات السرعة الناتجة عن التفاعل الجاذبي في مرحلة ما قبل أو ما بعد الاندماج.

من ناحية أخرى، تظهر الملاحظات أيضًا أن المجرات عالية الانزياح الأحمر غالبًا ما تحتوي على كتل كبيرة من تشكيل النجوم، وأن تكتل المجرات بشكل عام يزداد نحو انزياحات حمراء أعلى وكتل أقل (على سبيل المثال، Guo وآخرون 2015؛ Carniani وآخرون 2018؛ Zhang وآخرون 2019؛ Sattari وآخرون 2023). من المهم أن هذه الكتل لا تؤدي بالضرورة إلى نظام غير مستقر عالميًا ويمكن أن تستمر ضمن قرص مدعوم دورانيًا ولكنه دافئ (Förster Schreiber وآخرون 2011؛ Mandelker وآخرون 2014).

مع المقاييس الزاوية الصغيرة واختلافات السرعة ( ) المعنية بالأنظمة المدروسة في هذه الورقة، من الصعب جداً التمييز بين نظام اندماج وكتل تتشكل فيها النجوم مع دوران منظم. لقد تم مناقشة هذه التداخلات بشكل موسع في الأدبيات، على الرغم من أنها كانت في انزياحات حمراء أقل ومقاييس زاوية أكبر (على سبيل المثال، Krajnović et al. 2006؛ Shapiro et al. 2008؛ Wisnioski et al. 2015؛ Rodrigues et al. 2017). استخدم Simons et al. (2019) محاكاة لمجرات الاندماج لبناء ملاحظات وهمية وبالتالي تحديد تكرار تصنيف هذه الأنظمة بشكل خاطئ كأقراص دوارة، مما يظهر أن التصنيفات الخاطئة شائعة جداً ( )، ما لم يتم تطبيق معايير اختيار أقراص صارمة جداً. وبالمثل، أظهر Hung et al. أنه يصبح من الصعب بشكل متزايد التمييز بين الاندماجات والأنظمة الدوارة نحو المراحل اللاحقة في التفاعل بين المجرات. من ناحية أخرى، استخدم Robertson et al. (2006) محاكاة هيدروديناميكية لإظهار أن الاندماجات بين الأنظمة الغنية بالغاز يمكن أن تؤدي أيضاً إلى تشكيل أقراص دوارة ذات زخم زاوي عالٍ. وبالتالي، فإن التفاعل الجاذبي بين المجرات وتشكيل الأقراص الدوارة ليس بالضرورة متعارضاً، والنسب العالية من الغاز المستنتجة في القسم التالي 5.2 تتماشى مع السيناريو المقترح في هذه المحاكاة.

لذلك، بالنسبة لأي مجرة فردية في عيّنتنا، لا يمكننا أن نستنتج بشكل قاطع ما إذا كانت حقاً قرصاً دواراً أو نظام اندماج جارٍ. على الرغم من أن بيانات NIRSpec MOS غير مسبوقة من حيث العمق والدقة والحساسية للمجرات في هذه الكتلة والانزياح الأحمر، إلا أن الأجسام تم حلها بواسطة عدد قليل فقط من عناصر الدقة على طول اتجاه مكاني واحد. يمكن أن توفر الملاحظات اللاحقة باستخدام وضع NIRSpec IFS خرائط حقل سرعة ثنائية الأبعاد محسوبة لهذه الأنظمة، والتي يمكن مقارنتها بعد ذلك بمعايير اختيار الأقراص لـ Wisnioski et al. (2015) و Simons et al. (2019) لتحسين القيود على حالاتهم الديناميكية. ومع ذلك، فإن الملاحظات عالية الدقة المطلوبة من NIRSpec IFS ليست ممكنة لعينة كبيرة من الأجسام. لذلك يبدو أنه من الحتمي في الوقت الحالي قبول حقيقة أن طبيعة المجرات الفردية لا تزال غامضة. قد يوفر إطار إحصائي يجمع بين معدلات الاندماج للمجرات وحركيات خطوط الانبعاث المرصودة طريقة للمضي قدماً لتقييد استقرار المجرات في أقراص باردة عند انزياحات حمراء عالية، مع إحصائيات عددية ستوفرها المسوحات القادمة.

وجدنا تبايناً كبيراً بين الكتل النجمية والديناميكية لأجسام JADES. الكتلة الديناميكية تعكس على الأرجح مجموع الكتلة المظلمة والنجمية وكتلة الغاز داخل نصف القطر الفعال. لذلك، ليس من غير المتوقع أن تكون الكتل الديناميكية أعلى من الكتل النجمية. ومع ذلك، فإن حجم التباين في الكتلة (أكثر من ترتيب من حيث الحجم) هو أمر مفاجئ لأنه أعلى بكثير من الدراسات السابقة عند انزياحات حمراء أقل وكتلة منخفضة (على سبيل المثال، Maseda et al. 2013).

بالنظر إلى مناقشة القسم السابق، يجب علينا أولاً فحص متانة كتلنا الديناميكية. لحساب الكتلة الديناميكية (المعادلة (4))، افترضنا أن المجرات قد تم تحقيق توازنها؛ لحساب السرعة الدائرية، افترضنا أن ملف الكتلة يتماشى تقريباً مع قرص دوار وتوزيع كتلة أسي. بالنسبة للأجسام التي تهيمن عليها التشتت، قد تكون الفرضية الأخيرة مشكلة. عندما نفترض بدلاً من ذلك توزيع كتلة كروية لهذه الأجسام، يمكننا متابعة حساب الكتلة الديناميكية للأنظمة المدعومة بالتشتت بواسطة Cappellari et al. (2006),
,
حيث يعتمد معامل التوازن على مؤشر Sérsic، . ومع ذلك، بالنسبة لمؤشرات Sérsic المنخفضة في عيّنتنا، وبالتالي فهي قابلة للمقارنة مع المعاملات التي تدخل في المعادلة (4)، كما . وبالمثل، في حالة توزيع كتلة ممدود، نتوقع (Price et al. 2022) و . بعبارة أخرى، لن يتم المبالغة في تقدير الكتلة الديناميكية كثيراً إذا كانت الأنظمة في الواقع مهيمنة بالتشتت. على العكس من ذلك، بالنسبة للجسم في عيّنتنا مع شكل غير مؤكد (Sect. 4.1)، قد يتم التقليل من تقدير السرعة الدورانية، مما سيؤدي إلى تقليل تقدير الكتلة الديناميكية وتباين الكتلة النجمية إلى الديناميكية.

من ناحية أخرى، بالنسبة للأجسام المهيمنة بالدوران، ستتأثر بقيمة . إذا لم تعكس هذه السرعة السرعة الدورانية لنظام متوازن ولكنها تعكس انزياحاً في السرعة بين جسمين، فلا يمكننا توقع أن يكون تقدير الكتلة الديناميكية دقيقاً. استكشفت كل من Simons et al. (2019) و Kohandel et al. (2019) آثار الافتراضات الفيزيائية والملاحظات غير الصحيحة على التقديرات الناتجة لـ و باستخدام ملاحظات وهمية لمجرات محاكاة. أظهر Simons et al. (2019) أنه بالنسبة لنظام اندماج (مع ملاحظة أن هذه مجرد محاكاة واحدة)، يتم المبالغة في تقدير السرعة الدائرية في المتوسط بمقدار ، مما يترجم إلى مبالغة في تقدير بمقدار 2 (0.3 dex). أظهر Kohandel et al. (2019) أنه اعتماداً على زاوية الميل المفترضة، يمكن أن يتم تقدير بشكل أقل أو أكثر في حالة الاندماج، وحصلوا على تباين في الكتلة بمقدار dex لانزياحات السرعة بنفس الحجم كما هو موجود في عيّنتنا. مع عدم اليقين في معامل التوازن (انظر Sect. 4.2)، نستنتج بالتالي أن الكتل الديناميكية قد يتم المبالغة في تقديرها بمقدار يصل إلى ، مما لا يمكن أن يفسر الفروق الكبيرة التي نجدها بين الكتل النجمية والديناميكية.

من المهم، افترضنا أعلاه أن الحركيات الغازية المستنتجة تهيمن عليها الحركات الجاذبية. إذا كانت تشتت السرعات أو تدرجات السرعة بدلاً من ذلك نتيجة لحركات غير جاذبية، أي، الاضطراب والتدفقات الناتجة عن ردود الفعل النجمية، فإن الكتل الديناميكية قد يتم المبالغة في تقديرها بشكل كبير. كما تم مناقشته بالتفصيل في Übler et al. (2019)، استناداً إلى نماذج نظرية، فإن الاضطراب-

يبدو أن الاضطراب الناتج عن ردود الفعل النجمية يقع في نطاق (Ostriker & Shetty 2011؛ Shetty & Ostriker 2012؛ Krumholz et al. 2018). هذا أقل بكثير من السرعات الدائرية المقاسة لعينة المجرات لدينا وبالتالي لا يمكن أن يؤدي إلى انحياز كبير في كتلنا الديناميكية.

ومع ذلك، قد تشكل التدفقات مصدراً أكبر من عدم اليقين. لقد اخترنا ضد الأجسام في JADES التي تحتوي على تدفقات كما تم تقديمه في Carniani et al. (2023)، الذين قياسوا سرعات التدفق . من الصعب اكتشاف سرعات التدفق المنخفضة، ولكن قد لا تزال موجودة في بياناتنا. لذلك، توجهنا إلى ملاحظات لمجرات انفجار النجوم عند انزياحات حمراء منخفضة للمقارنة. اكتشف Heckman et al. (2015) و Xu et al. (2022) التدفقات باستخدام خطوط امتصاص المعادن في الأشعة فوق البنفسجية وأظهروا أن النسبة تتوافق مع كل من معدل تكوين النجوم المحدد (sSFR ) وكثافة سطح معدل تكوين النجوم ( ). استناداً إلى الشكل 10 من Xu et al. (2022) وحقيقة أنه بالنسبة لعيّنتنا، sSFR و ، نقدر . وهذا يعني مبالغة في تقدير السرعة الدائرية بمقدار 3 أو بمقدار 10 في الكتلة الديناميكية. ومع ذلك، من غير الواضح ما إذا كانت الغاز المتدفقة التي تتبعها خطوط امتصاص الأشعة فوق البنفسجية في إطار الزمان الراهن تتبع أيضاً خطوط الانبعاث الضوئية في إطار الزمان الراهن، وكيف سيترجم ذلك بدوره إلى عدم اليقين في الكتلة الديناميكية. على سبيل المثال، وجد Erb et al. (2006) عدم وجود علاقة بين عرض خط (ومن ثم الكتلة الديناميكية) وسرعات التدفق المجري المقاسة من خطوط امتصاص الأشعة فوق البنفسجية في إطار الزمان الراهن لمجرات تشكيل النجوم الأكثر ضخامة عند .

إذا كانت الكتلة الديناميكية قوية (على مستوى عامل 2)، يجب أن نوجه انتباهنا إلى مكونات الكتلة الأخرى التي تساهم في ميزانية الكتلة الكلية. أحد المكونات الواضحة التي لم يتم مناقشتها حتى الآن هو كتلة الغاز. لقد أظهرت الدراسات الرصدية والنظرية أنه من المهم أخذ محتوى الغاز في الاعتبار (برايس وآخرون 2016؛ ويست وآخرون 2016) لأن نسبة الغاز النموذجية ترتفع بسرعة نحو انزياح أحمر أعلى وكتل أقل (للمراجعة، انظر تاكوني وآخرون 2020). لقد قدرنا كتل الغاز لعينة دراستنا بناءً على معدلات تشكيل النجوم المستمدة من نمذجة SED إلى طيفية المنشور. استخدمنا معكوس علاقة كينيكوت (1998) بين كثافة كتلة الغاز السطحية
( ) ومعدل تشكيل النجوم لاستنتاج الكتلة الكلية للغاز. على الرغم من أنها تم معايرتها فقط عند انزياحات حمراء منخفضة، إلا أن هذا من المحتمل أن يوفر تقديرًا معقولًا لمرتبة الحجم لكثافات سطح معدل تشكيل النجوم العالية لعينة دراستنا (دادّي وآخرون 2010؛ كينيكوت وإيفانز 2012).

من هذا، نجد كتل الغاز بحوالي مع نسبة متوسطة . يمكننا الآن مقارنة هذه الكتل الغازية والكتل الباريونية الناتجة ( ) مع الكتل الديناميكية في الشكل 8. على الرغم من أن كتلة الغاز أعلى من كتلة النجوم ( ; متوافقة مع قياسات المجرات الأكثر كتلة عند من هاينتس وآخرون 2022)، إلا أن هناك تباينًا بحوالي عامل من بين الكتلة الباريونية والديناميكية يبقى لكل شيء ما عدا كائن واحد. يحمل تقديرنا لكتل الغاز عدم يقين منهجي لأنه يفترض، على سبيل المثال، كفاءة ثابتة لتشكيل النجوم. أظهر برايس وآخرون (2020) أن مقدرًا مختلفًا لكتلة الغاز (اتباعًا لتاكوني وآخرون 2018) يؤدي إلى فرق متوسط في كتلة الغاز قدره 0.13 دكس لعينة من المجرات الأكثر كتلة عند الظهر الكوني. العلاقات ذات القياس الغازي نفسها مقيدة بشكل سيء، إن وجدت، عند في نظام كتلة النجوم الذي تم النظر فيه في هذا العمل، وبالتالي لا يمكننا إجراء نفس المقارنة لعينة دراستنا. ومع ذلك، فإن زيادة كتل الغاز وجعل الكتل الباريونية متوافقة مع الكتل الديناميكية ستتطلب، مع ذلك، تقليلًا بعامل من في كفاءة تشكيل النجوم لمعظم عينة دراستنا. ومع ذلك، أظهر بيلبيتش وآخرون (2019) أنه في المحاكاة الكونية TNG50، تزداد نسبة الغاز في المجرات ذات الكتلة المنخفضة ( ) بسرعة مع الانزياح الأحمر حتى ، ولكنها تبدو مسطحة عند انزياحات حمراء أعلى مع . ستكون الملاحظات الإضافية وكذلك البيانات المحاكية عند كتل النجوم الأقل وانزياحات حمراء أعلى ضرورية لتقييد كتل الغاز للكائنات المشابهة لعينة JADES.

من المهم أن كتل النجوم قد تتأثر أيضًا بعدم اليقين المنهجي. تمتد الطيفية ذات الدقة المنخفضة عبر نطاق واسع من الأطوال الموجية ( )، مستكشفة UV إلى بصري في إطار الراحة لجميع الكائنات، وبالتالي، توفر قيودًا جيدة على تاريخ تشكيل النجوم الحديث (SFH). ومع ذلك، قد تتأثر هذه القياسات بتأثير التوهج، حيث تهيمن مجموعة من النجوم الشابة على SED، مما يجعل من شبه المستحيل اكتشاف مجموعة تحتية من النجوم القديمة عند الأطوال الموجية البصرية في إطار الراحة (على سبيل المثال، ماراستون وآخرون 2010؛ بفور وآخرون 2012؛ سوربا وساويكي 2018؛ خيمينيز-أرتياغا وآخرون 2023؛ تاكشيلا وآخرون 2023؛ ويتلر وآخرون 2023). هذا مهم بشكل خاص لعينة دراستنا لأننا اخترنا خطوط انبعاث ساطعة لأداء نمذجة ديناميكية، وتميل هذه الخطوط إلى أن تكون ذات عرض مكافئ عالٍ. باستخدام ملاحظات وهمية من المحاكاة الكونية، أظهر نارايانان وآخرون (2024) أن تأثير التوهج قد يبالغ في تقدير كتل النجوم بمقدار دكس عند اعتمادًا على الأولوية المختارة لـ SFH. هذا يعني أن التقدير المحتمل الكبير لكتلة النجوم هو المصدر الأكثر إشكالية للأخطاء المنهجية في ميزانية كتلنا. قد تقدم التصوير عند أطوال موجية أطول مع JWST/MIRI وتناسب SED المحلولة مكانيًا تحسينات في تقديرات كتل النجوم في المستقبل (على سبيل المثال، عبد الرؤوف وآخرون 2023؛ خيمينيز-أرتياغا وآخرون 2023؛ بيريز-غونزاليس وآخرون 2023). ومع ذلك، نلاحظ أن حتى هذا التأثير سيكون له تأثير ضئيل في النظام حيث هو .

باختصار، قد تساهم عدد من التأثيرات المنهجية في التباين الكبير بعامل 30 بين كتل النجوم والديناميكية لهذه العينة ذات الكتلة المنخفضة والانزياح الأحمر العالي. نحن نؤكد أن الكتل الديناميكية مقيدة بشكل جيد نسبيًا، مع عدم يقين قدره دكس كحد أقصى، حتى في حالة اندماج مستمر، على الرغم من أننا لا يمكننا استبعاد تحيز في بعض
من قياسات الكتلة الديناميكية بسبب تدفقات خارجية على نطاق مجري. من الواضح أن كمية كبيرة من الغاز يجب أن تكون موجودة في هذه المجرات ذات تشكيل النجوم العالي، ونقدر أن هذا يمكن أن يمثل دكس في التباين بين كتلة النجوم والديناميكية. على الرغم من أن كتل الغاز غير مؤكدة وأن العلاقات القياسية بين معدل تشكيل النجوم وكثافات الغاز السطحية لها تباين كبير، نعتبر أنه من غير المحتمل أن يتم التقليل من كتل الغاز بعامل كبير لجميع الكائنات في عينة دراستنا. وهذا يترك إمكانية أن كتل النجوم قد تكون بدلاً من ذلك مقدرة بشكل كبير لأنها تفتقر إلى القيود عند أطوال الموجة الأطول في إطار الراحة حيث قد تكون مجموعة من النجوم القديمة قابلة للقياس.

في هذه المناقشة، تجاهلنا حتى الآن مكون كتلة واحد: المادة المظلمة. على المقاييس المكانية الصغيرة التي تم استكشافها ( )، قد لا يبدو أن هذا عامل مهيمن في ميزانية الكتلة، خاصةً حيث أظهرت دراسات متعددة زيادة سريعة في نسبة الباريون المركزية نحو انزياحات حمراء أعلى (على سبيل المثال، فان دوكوم وآخرون 2015؛ برايس وآخرون 2016؛ ويست وآخرون 2016؛ غينزل وآخرون 2017، 2020). ومع ذلك، من المثير للاهتمام أن نعتبر حالة مع وجود مادة مظلمة كبيرة داخل الأشعة الفعالة عند هذه الانزياحات. ضمن نموذج الكون ، تهيمن المادة المظلمة على محتوى الكتلة في الكون. تحت تشكيل الهيكل الهرمي، تتشكل هالات المادة المظلمة الصغيرة أولاً، بينما تتشكل النجوم فقط بعد أن يبرد الغاز داخل تلك الهالات بشكل كافٍ، مما ينمو لاحقًا إلى مجرات من خلال الالتحام (تيارات الغاز الباردة، الاندماجات؛ على سبيل المثال، وايت وريز 1978؛ ديكل وآخرون 2009a؛ أوسر وآخرون 2010). في هذا السيناريو، قد يكون من الممكن أن تهيمن المجرات الشابة جدًا على المادة المظلمة حتى في المناطق المركزية لأن الكتلة الباريونية لا تزال تتجمع. هذا مهم بشكل خاص لأن المجرات في نظام كتلة النجوم الذي تم استكشافه في هذه الورقة ( ) قد تكون أسلاف المجرات ذات الكتلة عند (موستر وآخرون 2018؛ بهروزي وآخرون 2019)، والتي لديها مراكز مهيمنة من الباريون. نظرًا لأن الملاحظات المذكورة أعلاه عند الظهر الكوني عادةً ما تكون أيضًا لمجرات أكثر كتلة ( )، فقد لا يختلف الفرق في النسب الباريونية المركزية بين عملنا والقياسات عند الظهر الكوني، ولكن يعكس تطور الوقت في توزيع الكتلة المظلمة والباريونية مع نمو المجرات وتجميع كتلتها النجمية. نستكشف هذه الفكرة بشكل أعمق باستخدام المحاكاة الكونية في دي غراف وآخرون (قيد الإعداد). ومع ذلك، سيتطلب الوصول إلى استنتاج قاطع حول ما إذا كان هذا السيناريو قد ينطبق على مجرات JADES فهمًا شاملاً لعدم اليقين المنهجي على مكونات الكتلة المختلفة.

استخدمنا عينة JADES الطيفية في GOODS-S لاختيار ستة أهداف عند التي تمتد مكانيًا في تصوير NIRCam، والتي تم الحصول على طيفية عالية الدقة ( ) باستخدام NIRSpec MSA. أظهرنا أن هذه المجرات تقع في جزء غير مستكشف سابقًا من فضاء المعلمات: ليس فقط بسبب انزياحاتها الحمراء العالية، ولكن أيضًا بسبب أحجامها الصغيرة ( ) وكتلها النجمية المنخفضة ( ). تكشف الأطياف عالية الدقة عن خطوط انبعاث بصرية في إطار الراحة ([OIII] و ) التي تم توسيعها ولها تدرجات سرعة مكانية.

لاستخراج الخصائص الديناميكية، قمنا بنمذجة الأجسام كأقراص رقيقة ولكن دافئة تدور. وصفنا برنامج نمذجة متقدم جديد لأخذ عدة تعقيدات في الاعتبار للبيانات المأخوذة باستخدام أداة NIRSpec: دالة الانتشار النقطي، هندسة الغالق وظلال القضبان، والتجزئة. باستخدام تصوير NIRCam كمرجع على شكل خط الانبعاث، تمكنا من تحديد سرعات الدوران وتشتت السرعات للأجسام في
عينة لدينا، وبالتالي، تمكنا أيضًا من تقدير الكتل الديناميكية. يمكن تلخيص نتائجنا على النحو التالي.

الشكر والتقدير. يشكر AdG M. Fouesneau و I. Momcheva على ملاحظاتهم القيمة خلال تطوير msafit، و J. Davies على المناقشات المفيدة حول بيانات JWST و NIRSpec. تستخدم هذه البحث بيانات ESA Datalabs (datalabs.esa.int)، وهي مبادرة من قسم علوم البيانات والأرشيفات في إدارة العلوم والعمليات، مديرية العلوم. استخدمت هذه البحث POPPY، وهي حزمة برمجية مفتوحة المصدر للبصريات تم تطويرها في الأصل لمشروع تلسكوب جيمس ويب الفضائي (Perrin et al. 2012). يعترف SC بالدعم من منحة بدء ERC رقم 101040227 – WINGS من الاتحاد الأوروبي. يعترف ECL بدعم زمالة ويب STFC (ST/W001438/1). يعترف RM و WB بالدعم من مجلس مرافق العلوم والتكنولوجيا (STFC)، ومن ERC من خلال منحة متقدمة 695671 “QUENCH”. كما يعترف RM بالدعم من منحة أبحاث Frontier Research من UKRI RISEandFALL وتمويل من أستاذية بحثية من الجمعية الملكية. يعترف AJB و AJC و JC و GCJ بالتمويل من منحة “FirstGalaxies” المتقدمة من المجلس الأوروبي للبحث (ERC) تحت برنامج الأفق 2020 للبحث والابتكار التابع للاتحاد الأوروبي (اتفاقية المنحة رقم 789056). يعترف SA بالدعم من منحة PID2021127718 NB-I00 الممولة من وزارة العلوم والابتكار الإسبانية/الوكالة الحكومية للبحث (MICIN/AEI/ 10.13039/501100011033). يعترف HÜ بامتنان بالدعم من مؤسسة إسحاق نيوتن ومن مؤسسة كافلي من خلال زمالة نيوتن-كافلي للشباب. يتم دعم DJE كمحقق من سيمونز. يتم دعم DJE و BJJ و CNAW من خلال عقد JWST/NIRCam مع جامعة أريزونا، NAS5-02015. يعترف BER بالدعم من

عقد فريق علوم NIRCam مع جامعة أريزونا، NAS5-02015. يتم دعم أبحاث CCW من قبل NOIRLab، الذي تديره جمعية الجامعات للبحث في علم الفلك (AURA) بموجب اتفاق تعاوني مع المؤسسة الوطنية للعلوم. يقر KB بالدعم المقدم من مركز التميز الأسترالي لعلم الفلك في جميع السماء في ثلاثة أبعاد (ASTRO 3D)، من خلال رقم المشروع CE170100013. يقر RH بالتمويل المقدم من جامعة جونز هوبكنز، معهد الهندسة والعلوم المعتمدة على البيانات (IDIES).

Abdurro’uf, Coe, D., Jung, I., et al. 2023, ApJ, 945, 117
Alves de Oliveira, C., Lützgendorf, N., Zeidler, P., et al. 2022, SPIE Conf. Ser., 12180, 121803S
Baker, W. M., Tacchella, S., Johnson, B. D., et al. 2023, Nat. Astron., submitted, [arXiv:2306.02472]
Behroozi, P., Wechsler, R. H., Hearin, A. P., & Conroy, C. 2019, MNRAS, 488, 3143
Birrer, S., & Amara, A. 2018, Phys. Dark Universe, 22, 189
Birrer, S., Shajib, A., Gilman, D., et al. 2021, J. Open Source Software, 6, 3283
Böker, T., Arribas, S., Lützgendorf, N., et al. 2022, A&A, 661, A82
Böker, T., Beck, T. L., Birkmann, S. M., et al. 2023, PASP, 135, 038001
Bowler, R. A. A., Dunlop, J. S., McLure, R. J., & McLeod, D. J. 2017, MNRAS, 466, 3612
Bunker, A. J., Cameron, A. J., Curtis-Lake, E., et al. 2023, A&A, submitted, [arXiv:2306.02467]
Burkert, A., Genzel, R., Bouché, N., et al. 2010, ApJ, 725, 2324
Cappellari, M. 2016, ARA&A, 54, 597
Cappellari, M., Bacon, R., Bureau, M., et al. 2006, MNRAS, 366, 1126
Carniani, S., Maiolino, R., Amorin, R., et al. 2018, MNRAS, 478, 1170
Carniani, S., Venturi, G., Parlanti, E., et al. 2023, A&A, in press, [arXiv:2306.11801]
Ceverino, D., Dekel, A., Mandelker, N., et al. 2012, MNRAS, 420, 3490
Chabrier, G. 2003, ApJ, 586, L133
Charlot, S., & Fall, S. M. 2000, ApJ, 539, 718
Chevallard, J., & Charlot, S. 2016, MNRAS, 462, 1415
Courteau, S. 1997, AJ, 114, 2402
Curtis-Lake, E., Carniani, S., Cameron, A., et al. 2023, Nat. Astron., 7, 622
Daddi, E., Elbaz, D., Walter, F., et al. 2010, ApJ, 714, L118
Dekel, A., Birnboim, Y., Engel, G., et al. 2009a, Nature, 457, 451
Dekel, A., Sari, R., & Ceverino, D. 2009b, ApJ, 703, 785
Dorner, B., Giardino, G., Ferruit, P., et al. 2016, A&A, 592, A113
Duncan, K., Conselice, C. J., Mundy, C., et al. 2019, ApJ, 876, 110
Eisenstein, D. J., Willott, C., Alberts, S., et al. 2023, ApJS, submitted, [arXiv:2306.02465]
Erb, D. K., Steidel, C. C., Shapley, A. E., et al. 2006, ApJ, 646, 107
Falcón-Barroso, J., van de Ven, G., Lyubenova, M., et al. 2019, A&A, 632, A59
Ferruit, P., Jakobsen, P., Giardino, G., et al. 2022, A&A, 661, A81
Foreman-Mackey, D., Hogg, D. W., Lang, D., & Goodman, J. 2013, PASP, 125, 306
Förster Schreiber, N. M., & Wuyts, S. 2020, ARA&A, 58, 661
Förster Schreiber, N. M., Shapley, A. E., Erb, D. K., et al. 2011, ApJ, 731, 65
Förster Schreiber, N. M., Renzini, A., Mancini, C., et al. 2018, ApJS, 238, 21
Fraternali, F., Karim, A., Magnelli, B., et al. 2021, A&A, 647, A194
Gardner, J. P., Mather, J. C., Abbott, R., et al. 2023, PASP, 135, 068001
Genel, S., Dekel, A., & Cacciato, M. 2012, MNRAS, 425, 788
Genzel, R., Förster Schreiber, N. M., Übler, H., et al. 2017, Nature, 543, 397
Genzel, R., Price, S. H., Übler, H., et al. 2020, ApJ, 902, 98
Giardino, G., Luetzgendorf, N., Ferruit, P., et al. 2016, SPIE Conf. Ser., 9904, 990445
Giardino, G., Ferruit, P., Chevallard, J., et al. 2019, in Astronomical Data Analysis Software and Systems XXVII, eds. P. J. Teuben, M. W. Pound, B. A. Thomas, & E. M. Warner, ASP Conf. Ser., 523, 645

Giménez-Arteaga, C., Oesch, P. A., Brammer, G. B., et al. 2023, ApJ, 948, 126
Guo, Y., Ferguson, H. C., Bell, E. F., et al. 2015, ApJ, 800, 39
Heckman, T. M., Alexandroff, R. M., Borthakur, S., Overzier, R., & Leitherer, C. 2015, ApJ, 809, 147

Heintz, K. E., Oesch, P. A., Aravena, M., et al. 2022, ApJ, 934, L27
Herrera-Camus, R., Förster Schreiber, N. M., Price, S. H., et al. 2022, A&A, 665, L8
Hung, C.-L., Rich, J. A., Yuan, T., et al. 2015, ApJ, 803, 62
Hung, C.-L., Hayward, C. C., Smith, H. A., et al. 2016, ApJ, 816, 99
Jakobsen, P., Ferruit, P., Alves de Oliveira, C., et al. 2022, A&A, 661, A80
Johnson, B. D. 2019, SEDPY: Modules for storing and operating on astronomical source spectral energy distribution, Astrophysics Source Code Library [record ascl:1905.026]
Jones, G. C., Vergani, D., Romano, M., et al. 2021, MNRAS, 507, 3540

Kennicutt, R. C., Jr 1998, ARA&A, 36, 189
Kennicutt, R. C., & Evans, N. J. 2012, ARA&A, 50, 531
Kohandel, M., Pallottini, A., Ferrara, A., et al. 2019, MNRAS, 487, 3007
Krajnović, D., Cappellari, M., de Zeeuw, P. T., & Copin, Y. 2006, MNRAS, 366, 787
Krumholz, M. R., Burkhart, B., Forbes, J. C., & Crocker, R. M. 2018, MNRAS, 477, 2716
Lelli, F., Di Teodoro, E. M., Fraternali, F., et al. 2021, Science, 371, 713
Lützgendorf, N., Giardino, G., Alves de Oliveira, C., et al. 2022, SPIE Conf. Ser., 12180, 121800Y
Mandelker, N., Dekel, A., Ceverino, D., et al. 2014, MNRAS, 443, 3675
Maraston, C., Pforr, J., Renzini, A., et al. 2010, MNRAS, 407, 830
Maseda, M. V., van der Wel, A., da Cunha, E., et al. 2013, ApJ, 778, L22
Moster, B. P., Naab, T., & White, S. D. M. 2018, MNRAS, 477, 1822
Narayanan, D., Lower, S., Torrey, P., et al. 2024, ApJ, 961, 73
Neeleman, M., Prochaska, J. X., Kanekar, N., & Rafelski, M. 2020, Nature, 581, 269
Newman, A. B., Belli, S., Ellis, R. S., & Patel, S. G. 2018, ApJ, 862, 126
Nidever, D. L., Gilbert, K., Tollerud, E., et al. 2023, Early Disk-Galaxy Formation from JWST to the Milky Way, eds. F. Tabatabaei, B. Barbuy, & Y.-S. Ting, Proc. Int. Astron. Union, 377, 115

Oesch, P. A., Brammer, G., Naidu, R. P., et al. 2023, MNRAS, 525, 2864
O’Leary, J. A., Moster, B. P., Naab, T., & Somerville, R. S. 2021, MNRAS, 501, 3215
Oser, L., Ostriker, J. P., Naab, T., Johansson, P. H., & Burkert, A. 2010, ApJ, 725, 2312
Ostriker, E. C., & Shetty, R. 2011, ApJ, 731, 41
Parlanti, E., Carniani, S., Pallottini, A., et al. 2023, A&A, 673, A153
Pérez-González, P. G., Barro, G., Annunziatella, M., et al. 2023, ApJ, 946, L16
Perrin, M. D., Soummer, R., Elliott, E. M., Lallo, M. D., & Sivaramakrishnan, A. 2012, SPIE Conf. Ser., 8442, 84423D

Pforr, J., Maraston, C., & Tonini, C. 2012, MNRAS, 422, 3285
Pillepich, A., Nelson, D., Springel, V., et al. 2019, MNRAS, 490, 3196
Piquéras, L., Legay, P. J., Legros, E., et al. 2008, SPIE Conf. Ser., 7017, 70170Z
Piquéras, L., Legros, E., Pons, A., et al. 2010, SPIE Conf. Ser., 7738, 773812
Pope, A., McKinney, J., Kamieneski, P., et al. 2023, ApJ, 951, L46
Price, S. H., Kriek, M., Shapley, A. E., et al. 2016, ApJ, 819, 80
Price, S. H., Kriek, M., Barro, G., et al. 2020, ApJ, 894, 91
Price, S. H., Übler, H., Förster Schreiber, N. M., et al. 2022, A&A, 665, A159
Rieke, M. J., Kelly, D. M., Misselt, K., et al. 2023a, PASP, 135, 028001a
Rieke, M. J., Robertson, B., Tacchella, S., et al. 2023b, ApJS, 269, 16
Rigby, J., Perrin, M., McElwain, M., et al. 2023, PASP, 135, 048001
Rizzo, F., Vegetti, S., Powell, D., et al. 2020, Nature, 584, 201
Rizzo, F., Vegetti, S., Fraternali, F., Stacey, H. R., & Powell, D. 2021, MNRAS, 507, 3952
Rizzo, F., Roman-Oliveira, F., Fraternali, F., et al. 2023, A&A, 679, A129
Robertson, B., Bullock, J. S., Cox, T. J., et al. 2006, ApJ, 645, 986
Rodrigues, M., Hammer, F., Flores, H., Puech, M., & Athanassoula, E. 2017, MNRAS, 465, 1157
Rodriguez-Gomez, V., Genel, S., Vogelsberger, M., et al. 2015, MNRAS, 449, 49
Sattari, Z., Mobasher, B., Chartab, N., et al. 2023, ApJ, 951, 147
Sérsic, J. L. 1968, Atlas de Galaxias Australes (Cordoba, Argentina: Observatorio Astronomico)
Shapiro, K. L., Genzel, R., Förster Schreiber, N. M., et al. 2008, ApJ, 682, 231
Shetty, R., & Ostriker, E. C. 2012, ApJ, 754, 2
Simons, R. C., Kassin, S. A., Weiner, B. J., et al. 2017, ApJ, 843, 46
Simons, R. C., Kassin, S. A., Snyder, G. F., et al. 2019, ApJ, 874, 59
Sorba, R., & Sawicki, M. 2018, MNRAS, 476, 1532
Stott, J. P., Swinbank, A. M., Johnson, H. L., et al. 2016, MNRAS, 457, 1888
Suess, K. A., Williams, C. C., Robertson, B., et al. 2023, ApJ, 956, L42
Tacchella, S., Johnson, B. D., Robertson, B. E., et al. 2023, MNRAS, 522, 6236
Tacconi, L. J., Genzel, R., Saintonge, A., et al. 2018, ApJ, 853, 179
Tacconi, L. J., Genzel, R., & Sternberg, A. 2020, ARA&A, 58, 157
Topping, M. W., Stark, D. P., Endsley, R., et al. 2022, MNRAS, 516, 975
Turner, O. J., Cirasuolo, M., Harrison, C. M., et al. 2017, MNRAS, 471, 1280
Übler, H., Genzel, R., Wisnioski, E., et al. 2019, ApJ, 880, 48
van de Sande, J., Scott, N., Bland-Hawthorn, J., et al. 2018, Nat. Astron., 2, 483 van der Wel, A., Bell, E. F., Häussler, B., et al. 2012, ApJS, 203, 24
van der Wel, A., Chang, Y.-Y., Bell, E. F., et al. 2014, ApJ, 792, L6 van Dokkum, P. G., Nelson, E. J., Franx, M., et al. 2015, ApJ, 813, 23 van Houdt, J., van der Wel, A., Bezanson, R., et al. 2021, ApJ, 923, 11 Whitaker, K. E., Franx, M., Leja, J., et al. 2014, ApJ, 795, 104 White, S. D. M., & Rees, M. J. 1978, MNRAS, 183, 341
Whitler, L., Stark, D. P., Endsley, R., et al. 2023, MNRAS, 519, 5859
Wisnioski, E., Förster Schreiber, N. M., Wuyts, S., et al. 2015, ApJ, 799, 209
Wisnioski, E., Förster Schreiber, N. M., Fossati, M., et al. 2019, ApJ, 886, 124
Wuyts, S., Förster Schreiber, N. M., Wisnioski, E., et al. 2016, ApJ, 831, 149
Xu, X., Heckman, T., Henry, A., et al. 2022, ApJ, 933, 222
Zhang, H., Primack, J. R., Faber, S. M., et al. 2019, MNRAS, 484, 5170
Max-Planck-Institut für Astronomie, Königstuhl 17, 69117 Heidelberg, Germany e-mail: degraaff@mpia.de
Scuola Normale Superiore, Piazza dei Cavalieri 7, 56126 Pisa, Italy
Department of Astronomy and Astrophysics University of California, Santa Cruz, 1156 High Street, Santa Cruz, CA 96054, USA
Kavli Institute for Particle Astrophysics and Cosmology and Department of Physics, Stanford University, Stanford, CA 94305, USA
Sorbonne Université, CNRS, UMR 7095, Institut d’Astrophysique de Paris, 98 bis bd Arago, 75014 Paris, France
Centre for Astrophysics Research, Department of Physics, Astronomy and Mathematics, University of Hertfordshire, Hatfield AL10 9AB, UK
Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA, Cra. de Ajalvir Km. 4, 28850 Torrejón de Ardoz, Madrid, Spain
Kavli Institute for Cosmology, University of Cambridge, Madingley Road, Cambridge CB3 0HA, UK
Cavendish Laboratory – Astrophysics Group, University of Cambridge, 19 JJ Thomson Avenue, Cambridge CB3 0HE, UK
School of Physics, University of Melbourne, Parkville 3010, VIC, Australia
ARC Centre of Excellence for All Sky Astrophysics in 3 Dimensions (ASTRO 3D), Australia
Department of Physics, University of Oxford, Denys Wilkinson Building, Keble Road, Oxford OX1 3RH, UK
European Southern Observatory, Karl-Schwarzschild-Strasse 2, 85748 Garching, Germany
Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian, 60 Garden St., Cambridge, MA 02138, USA
15 Leiden Observatory, Leiden University, PO Box 9513, 2300 AA Leiden, The Netherlands
16 Steward Observatory, University of Arizona, 933 N. Cherry Avenue, Tucson, AZ 85721, USA
17 Department of Physics and Astronomy, The Johns Hopkins University, 3400 N. Charles St., Baltimore, MD 21218, USA
18 Department of Physics and Astronomy, University College London, Gower Street, London WC1E 6BT, UK
19 Department of Astronomy, University of Wisconsin-Madison, 475 N. Charter St., Madison, WI 53706, USA
Department for Astrophysical and Planetary Science, University of Colorado, Boulder, CO 80309, USA
European Space Agency (ESA), European Space Astronomy Centre (ESAC), Camino Bajo del Castillo s/n, 28692 Villafranca del Castillo, Madrid, Spain
NSF’s National Optical-Infrared Astronomy Research Laboratory, 950 North Cherry Avenue, Tucson, AZ 85719, USA
NRC Herzberg, 5071 West Saanich Rd, Victoria, BC V9E 2E7, Canada