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Galaxias Galaxias LymanLyman--BreakBreak

GiavaliscoGiavalisco, 2002 , 2002 ARA&AARA&A 40,57940,579

SteidelSteidel et al, 1996 et al, 1996 ApJApJ 462, L17462, L17

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SumarioSumario

LA TÉCNICA LYMAN-BREAK

SURVEYS DE GALAXIAS LYMAN-BREAK

GALAXIAS LYMAN-BREAK: PROPIEDADES

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Earlier suggestions Earlier suggestions that the bulk of that the bulk of

galaxies formation galaxies formation occurred at z<1 and occurred at z<1 and that that ““essentially no essentially no galaxies are to be galaxies are to be

expected at expected at redshiftsredshifts z>1z>1”” (1993, (1993, actual quote) were actual quote) were

dismissed.dismissed.

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TTéécnica cnica LymanLyman--BreakBreakDiscontinuidad en el continuo a

912A

Producido en atmósferas de estrellas masivas, en el borde de ionización del hidrógeno

Más pronunciado por la absorción fotoeléctrica del HIinterestelar, abundante en galaxias jóvenes, también por el HI atravesado.

Espectroscopía del rest-frameUV lejano muestra evidencias directas del break tanto galaxias con formación estelar locales como distantes.

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TTéécnica cnica LymanLyman--BreakBreak ((contcont))• La elección de bandas determina

el redshift del survey• Para z>2, el espectro se observa

en λ ópticas → permite surveys con telescopios terrestres y CCDs.

• 2.5 ≤ z ≤ 3.5 : rango más sensible - combinación de :

– Distribución de color en galaxias que hay en medio

– Función de luminosidad de los targets

– Sensibilidad de la tecnología actual en el óptico

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LymanLyman--BreakBreak zz~3~3• U-dropouts: Conjunto de 2

colores basados en 3 bandas: U, G y R:

– U contiene el break de Lyman– G contiene el Ly-forest– R el espectro libre de opacidad

• B-dropout: z~4• V-dropout: z~5• R-dropout: z~6• …• J-dropout: z~10

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FotometrFotometríía a -- DetecciDeteccióónn

Ejemplo de imagen completa obtenida con una cámara CCD en Palomar.

Las galaxias con “U-dropouts” se muestran en círculos

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CandidatosCandidatos• Se seleccionan de acuerdo a su posición en el

diagrama color-color.• Colores esperados a partir de modelos de

síntesis de población de galaxias con formación estelar.

αν λ−∝f

•α~0.5 → Brotes jóvenes

•α~0 → Formación contínua

•α<0 → Brotes decadentes

)(4.010)()( VBxExAia xFF −−= λλλ

• Efecto del polvo:

• El cálculo de los colores esperados también tiene en cuenta: opacidad, absorción de la radiación ionizante

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Más

lejo

s

Más joven

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EspectroscopEspectroscopííaa -- confirmaciconfirmacióónn

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SURVEYSSURVEYS• Después de la identificación espectroscópica (IS) de candidatos iniciales

(Steidel et al. 1996) (2.2<z<3.6) …

• DOS GRANDES SURVEYS (complementarios)

1. Survey desde Tierra (Monte Palomar)

• Continuación de los trabajos anteriores (Steidel, 1996)

• Se extiende a galaxias hasta z~4

• Incluye ~1000 redshifts confirmados espectroscópicamente y variosmiles de otros candidatos (Steidel et al, 1999)

2. HST

• Dos campañas diferentes

• Norte – IS en Keck

• Sur – IS en VLT

• Una muestra con flujo límite V~27.5 (alcanza objetos 2.5mag másdébiles que el survey desde tierra).

• Morfología de las galaxias.

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SurveySurvey Monte PalomarMonte PalomarU-dropout (UnGR) z~3

2.1)(6.1)(

)(1)(

≤−≥−

−+≥−

RGGU

RGGU

n

n

G-dropout (GRI) z~4

6.0)(5.1)(2)(

0.2)(

≤−+−≥−

≥−

IRIRxRG

RG

•Cont. U-dropout: Estrellas G y K (3.4% a R=25.5)•Cont. G-dropout: Galaxias primeros tipos (~20% I=24)

•E(B-V)=0 (triángulos)•E(B-V)=0.15 (cuadrados)•E(B-V)=0.3 (pentágonos)•E(B-V)=0.45 (hexágonos)

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SurveySurvey Monte Palomar (Monte Palomar (contcont))

• La IS de los candidatos demuestra que la técnica Lyman-Break es muy eficiente:

• Imagen multibanda permite seleccionar el color hasta flujos R~25.5 para U-dropout e I~25 para G-dropout.

• Resultados:– 2000 U-band candidatos de 9

campos (~1000 IC)– 200 G-band candidatos (~50 IC)

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SurveySurvey HSTHST• Sistema fotométrico de

WFPC2:– U300, B450, V606 e I814

• Número de candidatos varía según el criterio

– Ej. Dickinson (1998)U300 dropout

B450 dropout

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HDFHDF--N N SurveySurvey SampleSample

Dickinson et al, 1998

-U300 dropout (2<z<3.5): 25 IS LBGs

-Fuente de contaminación: estrellas – fácilmente reconocibles por WFPC2 y excluídas

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Densidad SuperficialDensidad Superficial2sec/06.021.1)5.25( −±=∑ arcgalaxiasUn

2sec/02.047.0)25( −±=∑ arcgalaxiasG-Alta densidad superficial:

-Modernos espectrógrafos multiobjeto (muchos datos en poco tiempo)-Alta confirmación espectroscópica:

-85% para los U-dropouts-~3.4% de contaminación de estrellas de la galaxia-Resto sin identificar (falta de S/N)

-45% para los G-dropouts-Los targets son más débiles -Las características espectrales se han desplazado de 4500-6000A a 6500-7500A-Contaminación de ~20% de primeros tipos de galaxias de z intermedios

GroundGround--BasedBased SurveySurvey

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Densidad Superficial (Densidad Superficial (cont.cont.))

-Dificultad de extender los surveys a z mayores-Targets son débiles-Poca densidad superficial-Dificultad de confirmación

HDF HDF SurveySurvey2sec/5.34.29)27(300 −±=∑ arcgalaxiasU

2sec/57.8)25(450 −±=∑ arcgalaxiasB

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DistribuciDistribucióón de zn de z

UU--dropoutdropout

GroundGround--basedbased surveysurvey

GG--dropoutdropout

GroundGround--basedbased surveysurvey

HDF UHDF U--dropoutdropout

•Corte a z bajos: (Un-G) o (G-R) no son suficientemente rojos.

•Corte a z altos: gal´saparecen más rojas blanketing del continuo Lyman

HDF: FunciHDF: Funcióón de n de distribucidistribucióón esperada Un esperada U--dropoutdropout

•32 z espectroscópicos

•λ eff (U300)≈ 600A < λ(Un)

•B-dropout: 1 confirmación (z=4.02)

Efecto De SelecciEfecto De Seleccióón:n:

La distribuciLa distribucióón de n de colores es mcolores es máás azul a z s azul a z

altosaltos

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FunciFuncióón de Luminosidadn de Luminosidad• Steidel et al. (1999)• z~3 z~4 Ground-based survey• Cosmología Einstein de Sitter

Magnitud aparente

UU--DROPOUTSDROPOUTS•Consistencia entre HDF y Ground Surveys•Ajuste a una función de Schechter•Pendiente consistente con la tendencia de gal´s con formación estelarGG-- BB-- DROPOUTSDROPOUTS•Poco solapamiento•Ajuste de F. Luminosidad a z~3 desplazada al rojo:

•Se ajusta bien en el ladobrillante•Sobreestima el número de gal´s HDF débiles ~ 2 (posibleefecto observacional)

M*(1700A) M*(1700A) ~ ~ --21.221.2

ΦΦ*(K) *(K) ~ ~ --1.08x101.08x10--22

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FunciFuncióón de Luminosidad (n de Luminosidad (contcont))

CONCLUSICONCLUSIÓÓNN

No hay evidencias No hay evidencias significativas de significativas de evolucievolucióón en la n en la

funcifuncióón de n de luminosidad en las luminosidad en las galaxias galaxias LymanLyman--

BreakBreak entre zentre z~3 y z~4~3 y z~4

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Otras Galaxias con SF a alto z (UV)Otras Galaxias con SF a alto z (UV)

•• LBGsLBGs a z>4a z>4– Identificadas, la mayoría del HDF– Menos detalle que U-dropouts G-dropouts– Algunas confirmaciones espectroscópicas (S/N bajo o

muestran una sola línea de emisión)• Spinrad et al. (1998)

– 2 V-dropouts (HDF) z = 5.34±0.01• Weynmann et al. (1998)

– V-dropout (HDF) z = 5.60• Dickinson et al. (2000)

– J-dropout (NICMOS (J,H) + WFPC2: 1) Galaxia con exceso de polvo a z ≥ 2, 2) Galaxia elíptica vieja a z ≥ 3 o, 3)Objecto a z ≥10 donde la opacidad ha eliminado la λ más cortas de 1.1µm

HAY MÁS DATOS AHORA!!!

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•• Galaxias Galaxias LyLyαα– Galaxias identificadas por la intensidad en la emisión de Lyα (hasta

z~5.7) (banda estrecha o espectroscopía de rendija larga)– Semejantes a LBGs: Lum UV poco oscurecida por polvo

• Steidel et al. (2000): LBGs y Lyα pertenecen a una misma población• Kudritzki et al. (2000), Cowie & Hu (1998): Lyα gal´s contribuyen igual

a la SF cósmica que LBGs en su z.– DESVENTAJAS SOBRE LBGs

• Sólo las líneas con Wα ≈ 20A se incluyen en la muestra → surveys en banda estrecha pierden gal´s identificadas por el continuo

– VENTAJAS SOBRE LBGs• Sensible a gal´s con un continuo más débil (siempre que tengan suficiente

emisión Liα) → z>4• Establece la distribución espacial de gal´s en intervalos estrechos de z (la

técnica Lyman-Break sería muy costosa)

– Detección de galaxias con grandes anchuras equivalentes

Otras Galaxias con SF a alto z (UV)Otras Galaxias con SF a alto z (UV)

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Propiedades de Propiedades de LBGsLBGs

•Espectros LBGs: Keck – LRIS – Oke et al. 1995

•Espectro NGC 4214 (starburst gal. Local): HST – espectrógrafo GHPS –Leitherer et al. 1996

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Tasa de FormaciTasa de Formacióón Estelarn Estelar

•Kennicutt 1998 SFR SFR αα LuvLuv•Constante de Proporcionalidad

•A partir de modelos de síntesis de población estelar(Bruzual & Charlot 1993)•Rango óptimo : 1250 <λ<2500, cubierto en gran parte en los surveys de LBGs•Madau et al. (1998) :

•SFR MO yr-1 = 1.4 x 10-28 Lν(λ1500)•Salpeter IMF M∈[0.1,100]MO•Escala de tiempo T>5x107 años (SF contínua)

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Tasa de FormaciTasa de Formacióón Estelarn Estelar••LEY DE EXTINCILEY DE EXTINCIÓÓN DE GALAXIAS STARBURSTN DE GALAXIAS STARBURST ((CalzettiCalzetti))

•Starburst brillantes en el UV muestran una correlacion entre la pendiente del continuo UV y la opacidad del polvo ⇒ calibracion de los colores UV observados en funcion de la extincion del polvo ⇒estimacion del la emision UV instrinseca ⇒ SFR

Desviacion de esta relacion:ULIRGs (Ultra Luminous IR Galaxies)Gal’s con propiedades IR intermedias

LBGsLBGs????Parece que sigue el modelo de atenuacion de los starburst UV brillantes

Adelberger & Steidel, 2000, Calzetti 2001SED en el UV y optico + emisiones en el IR lejano

⇒ Ley de Calzetti: enrojecimiento y la correccion

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Tasa de FormaciTasa de Formacióón Estelarn Estelar

Flujos UV observados (sombreado completo)Flujos UV corregidos de extinción:

som.medio: Calzetti - SF continuasom.ligero: modelo síntesis

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Tasa de FormaciTasa de Formacióón Estelarn Estelar

LLÍÍNEAS DE EMISINEAS DE EMISIÓÓN EN EL N EN EL ÓÓPTICO PTICO HHαα y Hy Hββ

•Pettini et al. (2000): Muestra de 14 galaxias•Valores individuales SFR(Hβ) > SFR(UV), (dispersión de los datos)••Ambos indicadores sin corregir de Ambos indicadores sin corregir de extincionextincion estanestan afectados afectados igualmente por la igualmente por la extincionextincion del polvo y del polvo y estadisticamenteestadisticamente conducen a conducen a los mismos SFR.los mismos SFR.

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FormaciFormacióón Estelar Cn Estelar CóósmicasmicaMadau et al. (1996) recopiló la información empírica de la evolución de la

SFR con el tiempo.

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FormaciFormacióón Estelar Cn Estelar Cóósmicasmicaλλλλ φρ dLzLLSdzzfz ),()()( 1* ∫ ∫−=

•Madau et al. (1996,1998) Recopilación inicial de datos 0<z<5 (LBGs del HDF)

•Dickinson (1998) LBG φ estimada a partir de la distribucion de magnitudes de la muestra HDF, sin correccion por la extincion del polvo•RESULTADO: SFRD crece hasta z∼1 , maximo ancho, y SFRD decrece hacia z altos (triangulos)

•Steidel et al. (1999) Ground-based survey

••SFRD CONSTANTE HASTA z SFRD CONSTANTE HASTA z ∼∼5!5!

•Estimacion de los efectos de incompletitud con simulaciones de Monte Carlosobre los datos

•Intento de incluir efectos de extincion: todos los datos han sido corregidos con la misma tecnica (E(B-V)∼0.15, Ley para Starburst de Calzetti)

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MetalicidadMetalicidad

• Presencia de intensas lineas de absorcion interestelares ⇒enriquecido en metales– PERO! Estas lineas no permiten obtener la metalicidad, porque

aparecen saturadas (valores ∈ [1/1000, 1]Z son compatibles) : Se necesita mas resolucion

• Pettini & Lipman (1995) : Espectro de cB58 (afectada de lente gravitacional) alto S/N– Abundancia : 1/3 – 1/5 Z

Importante para entender la conexion entre LBGs y las galaxias actuales

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MetalicidadMetalicidad ((contcont))•• MEDIDAS DIRECTAS MEDIDAS DIRECTAS

DE ENRIQUECIMIENTO DE ENRIQUECIMIENTO DEL ISMDEL ISM– [OII]+[OIII] respecto

Hβ (R23)

[O/H]=0.3ZCONCLUSIONESCONCLUSIONES–– LBGsLBGs demasiado luminosa demasiado luminosa

para su Z o de baja Z para su para su Z o de baja Z para su L (correlaciL (correlacióón entre Z y MB n entre Z y MB para para galgal´́ss con SF o de con SF o de úúltimos ltimos tipos) tipos) ⇒⇒ Baja M/L Baja M/L debidodebido a a susu SFSF

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z~3 LBG Metallicities: R23

LBG nebular O/H ~ 0.1-1.0 Zsun,2-4 mags brighter than local L-Z relation

(Pettini et al. 2001)

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Masa Estelar y EdadMasa Estelar y Edad

• Observaciones en el ÓPTICO REST-FRAME y en λ más largas (ej J,KJ,K ((KeckKeck) )) )– (UV rest-frame sólo informa de las estrellas masivas y jóvenes de la nueva población)

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Masa Estelar y Edad (Masa Estelar y Edad (contcont))

Ajuste de la población estelar en formación

Papovich et al. (2001)Ajuste de dos poblaciones:•Población vieja ya formada•Brote actual

Incluso las masa de la población joven abarca el rango desde la masa típica de una galaxia L* actual, M* = 1011MO a las galaxias enanas.

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MorfologMorfologííaa• HST puede resolver ~ 0.5h-1kpc a z~3: suficiente para resolver el tamaño de

regiones starburst• Muestras: Ground Based Survey + HDF (2 ≤ z ≤ 4)

– Pascarelle et al. 1996a,b: Galaxias Lyα (2 ≤ z ≤ 4)

•• LGBsLGBs muestranmuestran ampliaamplia dispersidispersióónn de de tipostipos morfolmorfolóógicosgicos peropero ……•• CARACTERCARACTERÍÍSTICAS COMUNES:STICAS COMUNES:

– Más pequeñas, más compactas y más irregulares que las galaxiaslocales de comparable LB

– Colores integrados más azules que las galaxias locales– SED desde UV al óptico parecidos a los tipos Irr de Hubble (Papovich

et al.2001)– No λ-dependiente

– La morfología NO se puede clasificar en función de los tipos de Hubble

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MorfologMorfologíía (a (contcont))

Ground-based surveyArriba: Galaxia a z = 3.23 con R = 25.2

•Sistemas regulares – Irregulares –Fragmentados (Merging e Interacciones)

•Valores típicos: r1/2 ~ 3-5 h-1kpc ⇒

•tamaños mayores que las galaxiasenanas

•Similares a bulbos y galaxiaselípticas de L intermedia

•Tentativas de detectar curvas rotacionales que confirmen la presencia de discos que se intuyen en las imágenes del HST

•Raras:

•Galaxias con bajo brillo superficial

•Galaxias alargadas- disco?

Abajo: Galaxia a z = 2.96 con R = 22.8- perfil r1/4

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• Meter morfologia de 4700 LBGs astro-ph/0606696

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MorfologMorfologíía (a (contcont))

Dickinson 1998Izq. WFPC2 BVI (F450W, F606W F814W)Drcha. NICMOS IJH (F814W, F125W F160W)

•Equivalentes en el Universo local:

•Espirales últimos tipos

•Irregulares

•Merging Systems

•PERO … LBGs tienen una SF mucho mayor! ⇒

••La La morfologmorfologííaa observadaobservada podrpodrííaareflejarreflejar la de la de laslas regionesregiones de de formaciformacióónn estelarestelar mmááss activasactivas, , estandoestando el el restoresto de la de la galaxiagalaxiaocultaoculta

•Explica también la no λ-dependencia

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ClusteringClustering y Estructura a Gran Escala y Estructura a Gran Escala

• LBGs muestran fuerte tendencia a formar agrupaciones (clustering)– Correlación rO~4h-1Mpc o mayor para z~3 (local surveys rO~5.7h-

1Mpc)• No se puede explicar en términos de la evolución gravitacional del

clustering

⇒⇒– LBGs ocupan regiones de distribución de densidad de masa que

están significativamente más “agrupadas” que la media– A alto z, el bias es muy fuerte y las galaxias no están

evolucionadas ⇒⇒ medirmedir laslas propiedadespropiedades de de loslos cluster de cluster de LBGsLBGs permitepermite testeartestear laslas ideas ideas fundamentalesfundamentales de la de la formaciformacióónn de de laslas galaxiasgalaxias

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MasaMasa

• Grandes incertidumbres• Actualmente no hay restricciones para masas ni

siquiera para masas de LBGs individuales

• Estimaciones de masas– Cinemática de líneas de emisión en el

óptico– Medida de la masa estelar considerando el

ratio masa estelar / masa total– Clustering

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•• CinemCinemáática de las ltica de las lííneas de emisineas de emisióónn

– Observaciones de las líneas de emisión [OII], Hβ y [OIII] conespectroscopía en el IR-cercano de 20 LBGs

• Información dinámica de las galaxias

– FWHM ~ 200-400 km s-1 ⇒⇒ velocidadvelocidad rotacirotacióónn ~ 60-120 km s-1

(< que la vrot de galaxias brillantes locales con el mismo radio)– Tamaño de LBGs conocido (HST)

⇒⇒ ((MVIR=v2 x r1/2/G)– M ≈ 1010-1011MO

• 1/10-1/100 masa total L* y ~ masa del bulbo de una espiralbrillante o elíptica de L baja o media

• Límite inferior!!

Masas (Masas (contcont))

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•• CinemCinemáática de las ltica de las lííneas de emisineas de emisióón (n (contcont))

–– Fuentes de ErrorFuentes de Error1.1. Velocidad RotaciVelocidad Rotacióón subestimadan subestimada

– El flujo total es dominado por las regiones centrales ⇒ Vrotsubestimada

– Discos?

2.2. LLííneas de emisineas de emisióón como indicadores dinn como indicadores dináámicos micos –– regiones regiones HII mHII máás brillantes?s brillantes?– Si están en las regiones centrales ⇒ Vrot subestimada– Importancia de los movimientos turbulentos (vientos …) vs.

gravitacionales ⇒ Vrot sobreestimada» Trabajos en galaxias locales muestran una

subestimación, aplicable a LBGs?

Masas (Masas (contcont))

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•• Masa Estelar respecto a Masa Total (mMasa Estelar respecto a Masa Total (ms2ts2t))

– Galaxia local L* contiene MSTAR~1011 Mo y MTOT~1012 Mo (dependedel radio dentro del cual se mide la masa)

– En galaxias locales ms2t≈10-30– Asumiendo ms2t≈10 y MSTAR~1010 - 1011 Mo ⇒ MTOT~1010 - 1012 Mo

– LGBs: starburst muy activos ⇒ muy baja M/L• M/L ~ 100 para z moderados. LBGs M/L ~ 100/2

– MTOT~1011 - 1013 Mo• Mtot ≈ LB (rest-frame) * 50

– En el universo local, valores típicos de gal´s masivas

Masas (Masas (contcont))

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Masas (Masas (contcont))••Masa Estelar respecto a Masa Total (ms2t)Masa Estelar respecto a Masa Total (ms2t)