z ∼ 2: An Epoch of Disk Assembly

Abstract

Abstract We explore the evolution of the internal gas kinematics of star-forming galaxies from the peak of cosmic star formation at <mml:math xmlns:mml="http://www.w3.org/1998/Math/MathML" overflow="scroll"> <mml:mi>z</mml:mi> <mml:mo>∼</mml:mo> <mml:mn>2</mml:mn> </mml:math> to today. Measurements of galaxy rotation velocity V rot , which quantify ordered motions, and gas velocity dispersion <mml:math xmlns:mml="http://www.w3.org/1998/Math/MathML" overflow="scroll"> <mml:msub> <mml:mrow> <mml:mi>σ</mml:mi> </mml:mrow> <mml:mrow> <mml:mi>g</mml:mi> </mml:mrow> </mml:msub> </mml:math> , which quantify disordered motions, are adopted from the DEEP2 and SIGMA surveys. This sample covers a continuous baseline in redshift over <mml:math xmlns:mml="http://www.w3.org/1998/Math/MathML" overflow="scroll"> <mml:mn>0.1</mml:mn> <mml:mspace width="0.25em"/> <mml:mo>&lt;</mml:mo> <mml:mspace width="0.25em"/> <mml:mi>z</mml:mi> <mml:mspace width="0.25em"/> <mml:mo>&lt;</mml:mo> <mml:mspace width="0.25em"/> <mml:mn>2.5</mml:mn> </mml:math> , spanning 10 Gyr. At low redshift, nearly all sufficiently massive star-forming galaxies are rotationally supported ( <mml:math xmlns:mml="http://www.w3.org/1998/Math/MathML" overflow="scroll"> <mml:msub> <mml:mrow> <mml:mi>V</mml:mi> </mml:mrow> <mml:mrow> <mml:mi>rot</mml:mi> </mml:mrow> </mml:msub> <mml:mo>&gt;</mml:mo> <mml:msub> <mml:mrow> <mml:mi>σ</mml:mi> </mml:mrow> <mml:mrow> <mml:mi>g</mml:mi> </mml:mrow> </mml:msub> </mml:math> ). By z = 2, 50% and 70% of galaxies are rotationally supported at low ( <mml:math xmlns:mml="http://www.w3.org/1998/Math/MathML" overflow="scroll"> <mml:msup> <mml:mrow> <mml:mn>10</mml:mn> </mml:mrow> <mml:mrow> <mml:mn>9</mml:mn> </mml:mrow> </mml:msup> <mml:mo>–</mml:mo> <mml:msup> <mml:mrow> <mml:mn>10</mml:mn> </mml:mrow> <mml:mrow> <mml:mn>10</mml:mn> </mml:mrow> </mml:msup> <mml:mspace width="0.25em"/> <mml:msub> <mml:mrow> <mml:mi>M</mml:mi> </mml:mrow> <mml:mrow> <mml:mo>⊙</mml:mo> </mml:mrow> </mml:msub> </mml:math> ) and high ( <mml:math xmlns:mml="http://www.w3.org/1998/Math/MathML" overflow="scroll"> <mml:msup> <mml:mrow> <mml:mn>10</mml:mn> </mml:mrow> <mml:mrow> <mml:mn>10</mml:mn> </mml:mrow> </mml:msup> <mml:mo>–</mml:mo> <mml:msup> <mml:mrow> <mml:mn>10</mml:mn> </mml:mrow> <mml:mrow> <mml:mn>11</mml:mn> </mml:mrow> </mml:msup> <mml:mspace width="0.25em"/> <mml:msub> <mml:mrow> <mml:mi>M</mml:mi> </mml:mrow> <mml:mrow> <mml:mo>⊙</mml:mo> </mml:mrow> </mml:msub> </mml:math> ) stellar mass, respectively. For <mml:math xmlns:mml="http://www.w3.org/1998/Math/MathML" overflow="scroll"> <mml:msub> <mml:mrow> <mml:mi>V</mml:mi> </mml:mrow> <mml:mrow> <mml:mi>rot</mml:mi> </mml:mrow> </mml:msub> <mml:mspace width="0.25em"/> <mml:mo>&gt;</mml:mo> <mml:mspace width="0.25em"/> <mml:mn>3</mml:mn> <mml:mspace width="0.25em"/> <mml:msub> <mml:mrow> <mml:mi>σ</mml:mi> </mml:mrow> <mml:mrow> <mml:mi>g</mml:mi> </mml:mrow> </mml:msub> </mml:math> , the percentage drops below 35% for all masses. From z = 2 to now, galaxies exhibit remarkably smooth kinematic evolution on average. All galaxies tend toward rotational support with time, and higher-mass systems reach it earlier. This is largely due to a mass-independent decline in <mml:math xmlns:mml="http://www.w3.org/1998/Math/MathML" overflow="scroll"> <mml:msub> <mml:mrow> <mml:mi>σ</mml:mi> </mml:mrow> <mml:mrow> <mml:mi>g</mml:mi> </mml:mrow> </mml:msub> </mml:math> by a factor of 3 since z = 2. Over the same time period, V rot increases by a factor of 1.5 in low-mass systems but does not evolve at high mass. These trends in V rot and <mml:math xmlns:mml="http://www.w3.org/1998/Math/MathML" overflow="scroll"> <mml:msub> <mml:mrow> <mml:mi>σ</mml:mi> </mml:mrow> <mml:mrow> <mml:mi>g</mml:mi> </mml:mrow> </mml:msub> </mml:math> <jats:inl