红移4.658的巨大静态星系

　　图1所示的光谱数据是在2022年11月16日获取的。该目标是通过广泛的孔径获取（WATA）直接获取的，这意味着该物体非常良好地集中 。通过NIRSPEC固定缝隙（S200A1）进行光谱观测 ，该缝隙的宽度为0.2英寸。使用G235M和G395M光栅获取数据，提供平均光谱分辨率为R = 1,000
。在每个光栅的情况下
，沿着缝隙的不同抛弃位置总共进行了五个集成。所使用的读出模式为NRSIRS2，分别为两个光栅的每集成30组和20组 ，分别提供3小时2小时的总集成时间 。 　　我们使用JWST校准参考数据的v.1017使用JWST Science校准管道V.1.8.4降低了NIRSPEC数据
。为了改善数据的分光光度校准
，我们还减少了A-Type标准星2MASS J18083474+6927286（参考文献43）的观察结果，作为JWST调试计划1128的一部分（首席研究员：Lützgendorf）44使用同一仪器模式。我们将所得的恒星光谱与来自CalSpec Library45恒星的光谱模型进行了比较 ，以构建校准函数
，然后将其应用于GS-9209的观察结果 。所得的分光光度法与可用的近红外光度数据良好匹配，并且我们拟合的校准多项式以及风笛模型仅在大约10％水平下进一步变化
。我们还发现 ，管道输出的不确定性仅被中度低估
，在我们的风笛模型中，错误栏扩展术语导致管道生产的不确定性增加了50％ ，与其他最近的分析一致（例如
，https://github.com/github.com/spacetelescope/jwscope/jwscope/jwst/sissuse/7362）。 　　我们的大多数光度数据直接来自Candels Gosess South Catalogue46 。我们用新的JWST NIRCAM光度数据作为超深场中型调查47（程序ID：1963; PI：Williams）的一部分补充了这些数据
。数据可在F182M，F210M ，F430M，F460M和F480M频段中找到。我们使用底漆增强的NIRCAM图像处理库（Pencil）7降低了这些数据
，这是JWST Science校准管道（V.1.8.0）的自定义版本，并使用JWST校准参考数据的V.1011使用 。我们测量了GS-9209的光度通量 ，以大的1英寸直径孔径
，以确保我们测量每个频段中的总通量（对象是分离的，在此半径内没有其他来源；图4）
。我们测量了不确定性作为最接近100个空白孔的通量值的标准偏差 ，将附近的物体掩盖48。 　　我们使用风笛代码与我们的新光谱数据并行拟合了可用的光度法 。18。我们的模型总共有22个自由参数
，描述了光谱的恒星，灰尘 ，星云和AGN成分
。这些参数的完整列表及其相关的先验在扩展数据表1中给出。我们使用多节嵌套采样算法将模型拟合到数据中 。在扩展数据中显示了安装在我们组合数据集中的完整风笛
，以及残差图1
。在扩展数据表2中给出了我们适合数据的后百分位数。 　　我们使用了Miles Stellar Spectral Library54和修订的Stellar Evolutionary Tracks 55,56，使用了BC03的2016年修订版（Ref 。52,53）恒星种群模型
。我们假设具有双重幂律SFH型号18,19。我们允许恒星金属度的对数z* ，从log10（z*/z）= -2.45到0.55自由变化 。这些是BC03模型网格相对于我们采用的太阳金属度值（Z = 0.0142）所跨越的范围的限制（参考文献57）
。 　　由于可能的AGN贡献
，我们在风笛拟合期间掩盖了频谱中的狭窄发射线，而风笛只能仅从恒星形成区域对发射线进行建模。但是 ，我们确实在风笛中包含了一个nebular模型，以允许从星形形成区域发出Nebular Continum发射 。我们假设出色的出生云寿命为10 MYR
，并将电离参数u的对数从log10（u）= -4到-2
。我们还允许气相金属性ZG的对数从log10（zg/z）= -2.45到0.55自由变化。由于我们最终的拟合模型在过去的10个MYR中仅包含极少量的恒星形成，因此该模型组件对拟合模型频谱的贡献可忽略不计 。 　　我们使用Noll等人的模型对上述组件进行了对上述组件的衰减。58和Salim等人59 ，该模型被参数化为与Calzetti Dust衰减Law60的幂律偏差
，还包括一个DRUDE曲线，以建模2,175-ÅBump
。我们允许V波段衰减从0到4个幅度不等。我们进一步假设 ，衰减乘以10岁以下的所有恒星且产生的雾发射的所有恒星的额外因素 。通常认为该因素为2；但是
，我们允许它从1到5不等
。 　　我们允许红移变化，使用狭窄的高斯先验 ，平均值为4.66
，标准偏差为0.01。我们还将光谱模型与速度空间中的高斯内核进行了卷积，以解释目标银河系中的速度分散体 。该内核的宽度可以在50 - 500 km s -1的范围内与对数先前变化
。我们的光谱数据的分辨率足够高 ，以至于总分散体在目标银河系中的恒星速度分散率支配
，该标准偏差为σ≈250km s -1，与σ≈128km s -1的平均工具分散相比。 　　与上述组件分开 ，我们还包括了AGN连续体，宽Hα和Hβ发射的模型 。在Vanden Berk等人的61之后
，我们用破裂的功率定律对AGN连续发射进行了建模，其频谱指数在λrest=5,000Å中的断裂
。我们在λrest上改变了光谱指数< 5,000 Å using a Gaussian prior with a mean value of αλ = −1.5 (αν = −0.5) and standard deviation of 0.5. We also varied the spectral index at λrest >5,000Å使用高斯先验 ，平均值为αλ= 0.5（αν= -2.5）
，标准偏差为0.5。我们使用F5100，REST-FRAME5,100Å的通量对AGN连续分量的归一化进行了参数 ，我们允许在0到10-19 ERG S-1 cm-2Å-1的线性先前变化 。 　　我们使用线性先验使用高斯组件对宽Hα进行了建模
，从0到2.5×10-17 erg s -1 cm -2的归一化，使用对数先验的剩余框架中的速度分散体从1,000 km s -1
。我们在模型中还包括了一个宽的Hβ成分 ，该模型具有与宽Hα线相同的参数
，但标准化除以案例B重组理论的标准2.86比例。但是，如图2所示 ，该Hβ模型在我们的频谱中的噪声水平附近达到峰值
，因此该线在观察到的光谱中没有明显检测到该线是合理的 。 　　我们使用了使用Inoue等人的模型进行了伴形的培养基吸收。62
。为了允许对光谱数据进行不完善的分光光度校准，我们还包括了一个二阶Chebyshev多项式63,64,65 ，在与我们的光谱数据进行比较之前，我们合并模型的上述组件均以该组件的形式除以。我们最终拟合了一个额外的白噪声项
，该项将JWST管道中的光谱不确定性乘以一个因子A，我们随着对数的先前1到10的变化而变化 。 　　众所周知 ，用于建模星系SFH的功能形式基本影响物理参数推断19,20,21
，系统不确定性的程度高度依赖于感兴趣的物理参数，数据的类型和正在研究的星系
。在本节中 ，我们测试了GS-9209对所使用的SFH模型的推断形成和淬火时间的依赖性。我们重新运行风笛完整的光谱拟合分析
，用上述双重幂律SFH模型代替了连续性非参数Model20，第二个是简单的顶级帽子（常数）SFH模型 。对于连续性模型 ，我们使用8个时箱
，在观察前0、10 、100、200
、200、400 、600
、600、800 、1,000和1,260 Myr
。对于顶级帽子模型，我们改变了恒星形成在大爆炸和观察时间之间以统一的先验打开的时间。我们改变了恒星形成的时间 ，然后从恒星形成开始观察时间开始就以统一的统一停止 。 　　这些替代拟合运行的结果显示在扩展数据图2中
。该图显示了图3的两个替代版本
，连续性非参数模型结果显示在面板A和B中，以及面板C和D中显示的顶级帽子模型结果。SFH的后代虽然详细的形状有所不同 ，但总体上与我们的原始双重幂律模型保持了良好的一致性 。对于双重法则模型，我们在大爆炸后恢复了tform = 0.76±0.03 Gyr和Gyr
。在其他两个模型的假设下返回的值与1σ以内一致。对于连续性非参数模型
，我们恢复了GYR和GYR 。对于顶帽模型，我们恢复了tform = 0.74±0.02 gyr and gyr。这两种模型还在GS-9209的峰值历史SFR上以比双重法模型低的水平产生更强的约束 ，尽管在1σ之内仍然保持一致
。我们得出的结论是
，我们的主要结果并不强烈依赖于我们选择的SFH模型。 　　从我们的风笛中，我们在静止框架波长λRest=5,100Å的F5100 = 0.06±0.01×10-19-19 erg s-1 cm-2Å-1中恢复了观察到的AGN连续通量 。这大约是观察到的GS-9209总通量的7.5％ ，λ=2.9μm
。我们测量了λrest时αλ= -0.5±0.3的AGN连续发射的幂律指数< 5,000 Å and αλ = 0.4 ± 0.3 at λrest >5,000Å。在蓝色端的蓝色端（λ=1.7μm）和红色端（λ=5μm）时
，AGN对从GS-9209的连续通量的贡献升至约10％ 。在λ≈7,000Å处的Lyman断裂上方，AGN的贡献约为观察到的通量的35％
。 　　鉴于我们测量的FHα（宽）比我们的AGN连续体测量更直接 ，因此Greene和HO29提供的局部AGN的平均关系预测
，F5100比我们测量的F5100更明亮。但是，鉴于它们报告的0.2 dex的固有散射 ，我们测得的F5100仅比平均关系低1σ 。观察到的Balmer吸收的极端等效宽度牢固地脱离了更强的AGN连续发射
。 　　如下所示
，我们在频谱中拟合了狭窄的Hα和[n]线。我们首先从观察到的频谱中减去了后中值风笛模型从我们的完整光谱拟合中 。然后，我们同时将高斯组件拟合到两条线上 ，假设两者的速度宽度相同，则可以变化
。该过程在图2中可视化。我们还显示了AGN模型中的宽Hβ线
，为此我们假设宽度与宽Hα相同，以及案例B重组 。可以看出 ，宽Hβ线在我们频谱中的噪声水平附近峰值
，因此在我们的数据中太弱了，无法清楚地观察到。 　　在本节中 ，我们将讨论GS-9209 SFR的可用观测指标
。定义静态星系的常用SSFR阈值是SSFRTHRESHOLD = 0.2/Th
，其中TH是宇宙的年龄23。对于z = 4.658和log10（m*/m）≈10.6的GS-9209，这对应于log10（ssfrthreshold/yr-1）≈-9.8或sfrthreshold≈6m yr-1 。 　　在Santini等人的66中 ，作者报告说
，GS-9209在Atacama大毫米/亚毫米阵列（ALMA）band-6数据中未被发现，其通量为-0.0.0.0.05±0.16 mjy ，每光束均为41 M yr-yr-yr-yr-yr-yr-yr-yr-yr a1σ上限
。他们还执行了一个堆叠实验
，对选择为3 <z <5静态星系（包括GS-9209）的20个对象的样品的堆叠ALMA BAND-6数据仍未产生检测，这意味着该样品的平均SFR远低于个体对象检测限。该物体在其余框红色光谱至近红外的极蓝色光谱形状（观察到的框架2–8μm；扩展数据图1）也一致 ，没有实质性遮盖的恒星形成或AGN分量 。该对象的更深的ALMA数据对于设置模糊的恒星形成上更严格的直接上限将是有价值的
。 　　正如主文本中所述，我们观察到的光谱中的高[n]/hα比率强烈表明该线发射由AGN活性或冲击驱动。但是
，如果我们假设所有狭窄的Hα发射都是通过持续的恒星形成，忽略灰尘衰减的驱动 ，则我们获得SFR = 1.9±0.1 m yr -1（参考文献67）（参考文献67）
，对应于log10（ssfr/yr -1）= -10.3±0.1 。Hα发射AHα的平均灰尘衰减的测量尚未在z≈5下可用
。但是，从0 <z <2开始 ，发现恒星质量是预测灰尘衰减水平的最重要因素68,69
，在此红移间隔中几乎没有观察到进化。在z≈2.3时，log10（m*/m）≈10.6的星系的平均AHα为1.25幅度69 ，这表明GS-9209的SFR大约为6 m yr-1 。但是
，鉴于我们发现了Hα线的大量非固有组件的多种证据，再加上极低的恒星连续体AV意味着气相衰减也很低70 ，很可能是GS-9209的SSFR比theShold的SSFR相当低于用于选择性的theSholds sperspers for theSholds oppatiens for theSholds oplected opection for seplecencencencencencencencencencencencencencencencencencencencencencencencencencencencencencencencencencencencencencencencencencencecencencepen
。 　　Candels/3D-HST Team33通过sérsic拟合
，在HST F125W滤波器中，GS-9209的有效半径为RE = 0.029±0.002“ ，以及SérsicIndex，n = 6.0±0.8。在z = 4.658时
，这对应于re = 189±13 parsecs 。我们使用上面讨论的新获得的JWST NIRCAM F210M成像数据对此进行了修改。我们使用Petrofit71对GS-9209的光分布进行了建模
。我们使用多节嵌套采样算法49,50,51将这些石化模型拟合到我们的数据中。由于f210m的AGN贡献较小，并且它位于Balmer突破之上 ，因此我们使用F210M优先于F182M频段
，因此更多地代表了出现的恒星质量，而不是任何持续的恒星形成 。 　　由于我们的光谱数据包含了AGN的有力证据 ，因此我们同时拟合了Sérsic和Delta功能组件
，并由经验估计的点扩散函数（PSF）卷积，并通过堆叠明亮的恒星得出
。在初步拟合中 ，我们发现这两个组件的相对通量与Sérsic参数完全退化。因此
，我们根据我们的完整频谱拟合结果预测了该频段中通量的AGN贡献，获得了8％±1％的值 。然后 ，我们将此作为高斯先验
，对Sérsic和Delta功能组件的相对贡献
。我们模型的11个自由参数是整体通量归一化，我们将其拟合为对数之前；有效半径 ，re;Sérsic索引，n；Sérsic成分的椭圆度和位置角；两个组件的X和Y质体；PSF的位置角；以及根据我们的完整频谱拟合结果
，我们拟合了三角洲功能组件中的光的比例，平均为8％ ，标准偏差为1％。 　　F200W或F277W频段中的更深的成像数据（例如
，来自JWST Advanced Deep Deep Argagalactic调查）将对GS-9209的尺寸测量提供有用的检查，尤其是考虑到F277W频段中AGN的较低分数 。