Stellar Half-mass Radii of 0.5 z < 2.3 Galaxies: Comparison with JWST/NIRCam Half-light Radii
Arjen van der Wel, Marco Martorano, Boris Häußler, K. Nedkova, Tim B. Miller, Gabriel Brammer, Glenn van de Ven, Joel Leja, Rachel Bezanson, Adam Muzzin, Danilo Marchesini, Anna de Graaff, Erica J. Nelson, Mariska Kriek, Eric F. Bell, Marijn Franx
Abstract
Abstract We use CEERS JWST/NIRCam imaging to measure rest-frame near-IR light profiles of 435 M ⋆ > 10 10 M ⊙ galaxies in the redshift range of 0.5 < z < 2.3. We compare the resulting rest-frame 1.5–2 μ m half-light radii ( R NIR ) with stellar half-mass radii ( <mml:math xmlns:mml="http://www.w3.org/1998/Math/MathML" overflow="scroll"> <mml:msub> <mml:mrow> <mml:mi>R</mml:mi> </mml:mrow> <mml:mrow> <mml:msub> <mml:mrow> <mml:mi mathvariant="italic">M</mml:mi> </mml:mrow> <mml:mrow> <mml:mo>⋆</mml:mo> </mml:mrow> </mml:msub> </mml:mrow> </mml:msub> </mml:math> ) derived with multicolor light profiles from CANDELS Hubble Space Telescope imaging. In general agreement with previous work, we find that R NIR and <mml:math xmlns:mml="http://www.w3.org/1998/Math/MathML" overflow="scroll"> <mml:msub> <mml:mrow> <mml:mi>R</mml:mi> </mml:mrow> <mml:mrow> <mml:msub> <mml:mrow> <mml:mi mathvariant="italic">M</mml:mi> </mml:mrow> <mml:mrow> <mml:mo>⋆</mml:mo> </mml:mrow> </mml:msub> </mml:mrow> </mml:msub> </mml:math> are up to 40% smaller than the rest-frame optical half-light radius R opt . The agreement between R NIR and <mml:math xmlns:mml="http://www.w3.org/1998/Math/MathML" overflow="scroll"> <mml:msub> <mml:mrow> <mml:mi>R</mml:mi> </mml:mrow> <mml:mrow> <mml:msub> <mml:mrow> <mml:mi mathvariant="italic">M</mml:mi> </mml:mrow> <mml:mrow> <mml:mo>⋆</mml:mo> </mml:mrow> </mml:msub> </mml:mrow> </mml:msub> </mml:math> is excellent, with a negligible systematic offset (<0.03 dex) up to z = 2 for quiescent galaxies and up to z = 1.5 for star-forming galaxies. We also deproject the profiles to estimate <mml:math xmlns:mml="http://www.w3.org/1998/Math/MathML" overflow="scroll"> <mml:msub> <mml:mrow> <mml:mi>R</mml:mi> </mml:mrow> <mml:mrow> <mml:msub> <mml:mrow> <mml:mi mathvariant="italic">M</mml:mi> </mml:mrow> <mml:mrow> <mml:mo>⋆</mml:mo> </mml:mrow> </mml:msub> <mml:mo>,</mml:mo> <mml:mn>3</mml:mn> <mml:mi mathvariant="normal">D</mml:mi> </mml:mrow> </mml:msub> </mml:math> , the radius of a sphere containing 50% of the stellar mass. We present the R − M ⋆ distribution of galaxies at 0.5 < z < 1.5, comparing R opt , <mml:math xmlns:mml="http://www.w3.org/1998/Math/MathML" overflow="scroll"> <mml:msub> <mml:mrow> <mml:mi>R</mml:mi> </mml:mrow> <mml:mrow> <mml:msub> <mml:mrow> <mml:mi mathvariant="italic">M</mml:mi> </mml:mrow> <mml:mrow> <mml:mo>⋆</mml:mo> </mml:mrow> </mml:msub> </mml:mrow> </mml:msub> </mml:math> , and <mml:math xmlns:mml="http://www.w3.org/1998/Math/MathML" overflow="scroll"> <mml:msub> <mml:mrow> <mml:mi>R</mml:mi> </mml:mrow> <mml:mrow> <mml:msub> <mml:mrow> <mml:mi mathvariant="italic">M</mml:mi> </mml:mrow> <mml:mrow> <mml:mo>⋆</mml:mo> </mml:mrow> </mml:msub> <mml:mo>,</mml:mo> <mml:mn>3</mml:mn> <mml:mi mathvariant="normal">D</mml:mi> </mml:mrow> </mml:msub> </mml:math> . The slope is significantly flatter for <mml:math xmlns:mml="http://www.w3.org/1998/Math/MathML" overflow="scroll"> <mml:msub> <mml:mrow> <mml:mi>R</mml:mi> </mml:mrow> <mml:mrow> <mml:msub> <mml:mrow> <mml:mi mathvariant="italic">M</mml:mi> </mml:mrow> <mml:mrow> <mml:mo>⋆</mml:mo> </mml:mrow> </mml:msub> </mml:mrow> </mml:msub> </mml:math> and <mml:math xmlns:mml="http://www.w3.org/1998/Math/MathML" overflow="scroll"> <mml:msub> <mml:mrow> <mml:mi>R</mml:mi> </mml:mrow> <mml:mrow> <mml:msub> <mml:mrow> <mml:mi mathvariant="italic">M</mml:mi> </mml:mrow>