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Visite du LATMOS à l’UVSQ
Nous avons eu le privilège de visiter l’Observatoire de Versailles St-Quentin-en-Yvelines, piloté par Pierre Maso Directeur technique OVSQ, responsable Plateforme d’Intégration et de Tests (PIT).
Le Laboratoire Atmosphères & Observations spatiales (LATMOS) est un laboratoire de recherche français spécialisé dans l’étude des processus physiques et chimiques de l’atmosphère terrestre, l’étude des planètes et petits corps du système solaire (atmosphères, surfaces, sub-surfaces) ainsi que la physique de l’héliosphère, de l’exosphère des planètes, et des plasmas du système solaire.
L’université de Versailles – Saint-Quentin-en-Yvelines (UVSQ), membre associé de l’université Paris-Saclay, est une université française créée en 1991, située dans le département des Yvelines ainsi que dans celui des Hauts-de-Seine ; ceci depuis 2022. De plus, elle est l’une des deux universités membres associés de l’université Paris-Saclay.
La carte SPINO de communication open source VHF / UHF du satellite Inspire-sat 7 a été développée par Yannick Avelino, CEO d’Adrelys, Membre fondateur de l’association Electrolab – Radioamateur (F4HDA). Christophe Mercier de l’association AMSAT Francophone a collaboré aux logiciels du satellite et de la station sol.
Liens :
Daniel Estevez a inclu la réception du satellite dans gr-satellite pour GNU radio
INSPIRE-SAT 7 NORAD ID: 56211 Transmitters:
- 9k6 BPSK downlink (437.410 MHz): BPSK modulation with AX.25 G3RUH framing
- 2k4 2FSK SPINO payload (435.200 MHz): FSK modulation with SPINO framing
- 9k6 2FSK SPINO payload (435.200 MHz): FSK modulation with SPINO framing
Rencontres Spatiales Radioamateur AMSAT francophone 2023
A revoir sur Twitch dans l’espace d’Electrolab
Un nouveau satellite météorologique révèle une photo spectaculaire de la Terre
Des lycéens s’initient à la radioastronomie avec leur professeur de mathématiques
En opérant le radiotélescope de la Villette, rénové par l’association Dimension Parabole, les élèves d’Olivier Haroche du lycée Elie Cartan de la Tour du Pin ont observé la nébuleuse d’Orion M42 le lundi 24/4/23 :
https://elie-cartan.ent.auvergnerhonealpes.fr
L’application Pictalk de F4GKR de nouveau utilisable
Sylvain F4GKR a mis à jour son logiciel PicTalk de décodage des trames de télémesure des pico satellites. Les sources du logiciel sont téléchargeables et peuvent se compiler sous Linux Ubuntu 22.04 / Python 3.10.
https://github.com/f4gkr/PicTalk
Les essais de réception de Picsat sont en cours. On se souvient que ce cubesat tombé en panne il y a plus de quatre ans s’était réveillé spontanément le 21 juin 2022. Sa balise avait été de nouveau entendue par — Vlad Chorney ☮️ (@EU1SAT) June 21, 2022
Transit de Venus devant le Soleil en image UV
Image Credit: NASA/SDO & the AIA, EVE, and HMI teams; Digital Composition: Peter L. Dove
https://eyes.nasa.gov/dsn/dsn.html
Gleamscope : observation de la Galaxie à différentes fréquences
La Voie Lactée est vue par la tranche avec le pole nord de la Galaxie vers le haut. Utilisez la souris pour faire défiler le ciel. Besoin de plus d’informations? Regardez un tour vidéo (il s’ouvrira dans cette fenêtre). Créé par Stuart Lowe, Rob Simpson, et Chris North. Vous pouvez aussi le télécharger pour l’exécuter localement.
06-03-23
Remercions Mathieu Merci pour ces vues rapprochées de l’astre de la nuit. La Lune va redevenir d’actualité dans les prochaines années car américains et chinois vont refaire la course perdue par l’URSS il y a 50 ans. L’Europe sera peut-être aussi présente.
De son côté, Dimension Parabole devrait être en capacité d’émettre vers ce satellite naturel de la Terre, parfois appelé par les radioamateurs adeptes de l’EME, OSCAR-0 (Orbiting Satellite Carrying Amateur Radio).
14-02-23
Capturées par Mathieu voici de très belles photos des planètes Vénus, Jupiter et Mars dans les dernières lueurs du crépuscule. Vénus restant localisée dans les basses couches de notre atmosphère pour le moment, les turbulences n’aident pas pour chercher à obtenir un maximum de détails. Quant à Mars et Jupiter, leur éloignement inéluctable par rapport à la Terre accentue également la difficulté à obtenir du détail sur leur surface. Ces acquisitions ont été réalisées avec une caméra ZWO 662 couleur derrière une PowerMate x2.5 sur un télescope newtonien de 150 mm d’ouverture. J’ai également alterné de l’imagerie visible avec de l’infrarouge ( à 850 nm ), d’où les doublons, pour compenser la perte de résolution générée par le seeing.
12-02-2023
Mathieu nous a gratifié de ses dernières observations qu’il commente ainsi : » je poste mes acquisitions solaires de ce lundi 13 février. J’ai profité d’une courte accalmie dans mes activités professionnelles pour observer cette splendide activité solaire du moment. Après avoir réalisé deux mosaïques en lumière blanche, respectivement à 540 et 395 nm, j’ai ajouté ma PowerMate x2.5 pour effectuer quelques gros plans sur les groupes de tâches les plus importants. Le tout a été produit à l’aide d’une caméra ZWO 178 monochrome au foyer d’un télescope newtonien de 150 mm d’ouverture. Le seeing était correct sans être parfaitement figé mais le résultat dans le vert fut une bonne surprise avec une granulation et une structure dans les tâches plutôt bien détaillées. »
6-02-2023
La comète ZTF capturée par Bilal, nouveau membre de Dimension Parabole : « Pas de télescope, juste une dizaine de minutes, beaucoup de pollution lumineuse autour de Paris, une lune presque pleine et un objectif de 100mm. Elle tourne autour de la magnitude 6, elle est donc assez bien visible avec une paire de jumelles. Elle se trouve en ce moment dans la constellation du Cocher, près de Capella, pas loin du zénith. »
Un télescope en Inde vient de capter un signal radio venant d’une galaxie à 8,8 milliards d’années-lumière de la terre !
26 janvier 2023 à 18h00
Des astronomes situés en Inde ont capté un signal radio venant d’une galaxie située à près de 9 années-lumière de notre planète, ceci est donc le plus loin jamais enregistré.
Il s’agit d’un exceptionnel témoin de l’évolution de l’univers, qui pourrait nous permettre d’en apprendre plus sur les premières étoiles.
Une carte postale venant d’une galaxie très éloignée
SDSSJ0826 + 5630, c’est le doux nom de la galaxie d’où vient le signal radio capté par les astronomes à l’aide du radiotélescope géant Metrewave situé à Pune en Inde. Composé de 30 antennes paraboliques, le radiotélescope a capté une fréquence radio émise à une distance de 8,8 milliards d’années-lumière de la Terre. Ce signal représente une ligne d’émission correspondant à l’hydrogène neutre, c’est-à-dire le constituant fondamental de l’univers non ionisé.
L’univers étant âgé d’environ 13,7 milliards d’années selon les estimations, ce signal représente une source d’informations potentielle très importante puisqu’il était émis lorsque l’univers avait seulement 4,9 milliards d’années. Il pourrait nous offrir un nouvel éclairage sur la formation de ce dernier, comme cela est indiqué dans le rapport d’étude publié dans les Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Ce rapport permet également d’apprendre que le signal a pu être capté grâce à l’effet de loupe gravitationnelle, qui, grossièrement, l’a amplifié grâce à un objet situé entre nous et la galaxie observée.
Un témoin de l’univers primitif
Jusqu’à présent, le signal similaire le plus lointain jamais observé venait d’un objet cosmique situé à 4,4 milliards d’années-lumière, ce qui donne bien une idée de l’importance de la récente captation. De plus, ces signaux sont extrêmement difficiles à capter et la distance n’arrange rien. L’hydrogène neutre est donc un véritable trésor pour les observateurs de l’univers, puisque ces atomes se sont formés durant
« l’âge sombre », environ 400 000 ans après le Big Bang, lorsque les électrons et les protons se sont liés aux neutrons. Ils précédaient donc parfois la formation des premières étoiles et des premières galaxies.
En effet, lorsqu’une étoile se forme, elle émet de la lumière dans l’ultraviolet, ce qui a pour effet d’ioniser les atomes d’hydrogène, qui perdent leur neutralité. Au cours de la formation des étoiles, l’intensité des ultraviolets diminue, et certains atomes d’hydrogène ionisés redeviennent neutres. Pour faire simple, l’étude du signal pourra nous permettre de mieux comprendre la formation des étoiles et ce fameux « âge sombre ». Notons enfin que les premiers résultats ont permis de déterminer la composition en gaz de la galaxie SDSSJ0826 + 5630, qui serait extrêmement massive.
Source : FastCompany
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La comète C/2022 E3 ZTF passe à 42 millions de kilomètres de la Terre le 1er février 2023. Elle sera alors visible à l’œil nu sous un très bon ciel, c’est-à-dire sans brume et sans gêne lumineuse. Déjà, en ce dernier tiers de janvier, l’astre errant est accessible avec une paire de jumelles.
The Sky Live
Mathieu a profité de quelques éclaircies pour observer une formidable activité solaire ce lundi 16 janvier 2023. Il s’agit de la plus forte activité observée depuis 10 ans et le plus gros noyau sombre actuellement visible se positionne comme la plus grande tâche solaire depuis le début du cycle 25. Ces mosaïques solaires ont été réalisées avec une caméra IMX 178 monochrome derrière un télescope de type newton 150/750 et deux filtres à bande étroite, respectivement à 540 et 394 nm.
Le télescope spatial Hubble observe un trou noir en train de déchiqueter une étoile
Des scientifiques viennent d’annoncer que le télescope spatial Hubble a capturé ce qu’il se passe lorsqu’un trou noir « accrète » une étoile. « En général, ces événements sont difficiles à observer. Vous obtenez peut-être quelques observations au début de la perturbation, lorsqu’elle est vraiment brillante », explique Peter Maksym, du Centre d’astrophysique de Harvard et du Smithsonian.
Photo montage de la lune par N5FXH
Matthieu nous a gratifié de deux photos de Mars prises vendredi 9/12/22 en fin de soirée dans des conditions difficiles de températures ( le pc et le télescope ayant ni plus ni moins « gelé » pendant les acquisitions ). Elles ont été faites en infrarouge ( à 642 nanomètres. On y voit un point clair qui se trouve être le volcan Olympus Mons ) et en ultraviolet ( à 360 nm. On y observe la circulation atmosphérique des nuages ).
Fabien, autre utilisateur du radiotélescope, est l’auteur de cette superbe image de la galaxie spirale M51, nommée « galaxie du Tourbillon » par Parsons en 1850.
Matthieu C
Matthieu, membre de Dimension Parabole, pratique également la photo astronomie. Voici son commentaire sur ses photos : « J’en profite pour partager mes dernières acquisitions solaires. Une activité particulièrement importante mais bénigne pour le moment. Un ciel presque miraculeux ( au vue des prévisions météo de cette semaine ) m’a permis d’effectuer une batterie de tests dans divers longueurs d’onde. De l’infrarouge ( 642 nm ) à l’ultraviolet ( dans la raie du calcium à 390 nm et pur centré sur 360 nm ) en passant par le visible, vers 540 nm. De quoi gâter nos yeux et nos paraboles ! »
Webb Inspects the Heart of the Phantom Galaxy
Nuages sur Titan le satellite de Jupiter observés par le JWT et le télescope Keck d’Hawaï.
Mission Artemis
Images from the mission are available on NASA’s Johnson Space Center Flickr account and Image and Video Library. When bandwidth allows, live views from Orion are available in real-time.
Cliquez sur l’image puis en bas à gauche et jouez avec la barre de zoom…
28 novembre 2022 – Trajectoire mission Artemis vers la Lune
L’immense fusée SLS (Space Launch System) a décollé le 16 novembre 2022, propulsant le vaisseau Orion vers la Lune. La NASA publie régulièrement les éphémérides de la fusée. François-Xavier N5FXH a réalisé cette animation qui montre les trajectoires respectives de la Lune et de la fusée SLS.
L’association JAXA des radioamateurs japonais n’a pas réussi à reprendre contact avec le satellite cubesat OMOTENASHI. Une tentative de localisation sera faite courant mars en espérant que les panneaux solaires seront alors mieux orienter vers le Soleil qui pourrait ainsi recharger les batteries.
Deux galaxies candidates remarquablement lumineuses à z ≈ 10–12 révélées par JWST
Rohan P. Naidu 26,1,2 , Pascal A. Oesch 3,4 , Pieter van Dokkum 5 , Erica J. Nelson 6 , Katherine A. Suess 7,8 , Gabriel Brammer 4 , Katherine E. Whitaker 9,10 , Garth Illingworth 11 , Rychard Bouwens 12 , Sandro Tacchella 13,14Afficher la liste complète des auteurs
Publié le 17 novembre 2022 • © 2022. Le(s) auteur(s). Publié par l’American Astronomical Society. Les lettres du journal astrophysique , volume 940 , numéro 1
Citation Rohan P. Naidu et al 2022 ApJL 940 L14
DOI 10.3847/2041-8213/ac9b22
(Pour obtenir les figures manquantes télécharger l’article original)
Les premiers 100 Myr à z > 10 marquent la dernière grande époque non cartographiée de l’histoire de l’univers, où une seule galaxie (GN-z11 à z ≈ 11) est actuellement confirmée par spectroscopie. Nous présentons ici une recherche de galaxies lumineuses z > 10 avec une photométrie JWST/NIRCam couvrant ≈1–5 μm et couvrant 49 minutes d’arc 2 des programmes publics JWST Early Release Science (CEERS et GLASS). Nos candidats les plus sûrs sont deux systèmes M UV ≈ −21 : GLASS-z12 et GLASS-z10. Ces galaxies présentent des ruptures abruptes ≳1,8 mag dans leurs distributions d’énergie spectrale (SED), compatibles avec l’absorption complète du flux vers le bleu de Ly α qui est décalé vers le rouge vers
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et
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Les intrus à décalage vers le rouge inférieur tels que les galaxies au repos avec de fortes cassures de Balmer seraient confortablement détectés à> 5 σ dans plusieurs bandes où, à la place, nous ne trouvons aucun flux. À partir de la modélisation SED, nous déduisons que ces galaxies ont déjà accumulé ∼10 9 masses solaires dans les étoiles sur ≲300–400 Myr après le Big Bang. La luminosité de ces sources permet des contraintes morphologiques. De manière alléchante, GLASS-z10 montre un profil lumineux exponentiel clairement étendu, potentiellement compatible avec une galaxie à disque de r 50 ≈ 0,7 kpc. Ces sources, si elles sont confirmées, rejoignent GN-z11 en défiant les prévisions de densité numérique pour les galaxies lumineuses basées sur les fonctions de luminosité UV de Schechter, qui nécessitent une zone d’étude> 10 ×plus grande que celle que nous avons étudiée ici pour trouver de telles sources lumineuses à des décalages vers le rouge aussi élevés. Ils étendent les preuves des décalages vers le rouge inférieurs pour peu ou pas d’évolution de l’extrémité brillante de la fonction de luminosité UV jusqu’à l’époque de l’aube cosmique, avec des implications sur la rapidité avec laquelle ces galaxies ont commencé à se former. Ceci, à son tour, suggère que les futures observations profondes du JWST pourraient identifier des galaxies relativement brillantes à des époques beaucoup plus anciennes que celles qui auraient pu être anticipées.
Liens connexes
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1. Introduction
2. Données
3. Sélection des échantillons et méthodes
4. Résultats
4.1. Deux z lumineux > 10 candidats galactiques
Nous confirmons les décalages photométriques vers le rouge pour les deux candidats GLASS et dérivons les propriétés de la population stellaire à l’aide du code d’ajustement Prospector SED (Leja et al. 2017 , 2019 ; Johnson et al. 2021 ). L’espace de paramètres SED exploré par Prospector est plus étendu que les combinaisons de modèles linéaires d’ EAZY , et par conséquent, il agit comme un contrôle important sur nos décalages vers le rouge dérivés. Nous utilisons FSPS (Conroy et al. 2009 , 2010 ; Conroy & Gunn 2010a ) avec les modèles stellaires MIST (Choi et al. 2017 ). Nous adoptons le modèle physique à 19 paramètres et les choix de paramètres décrits dans Tacchella et al. (2022 ) qui s’adapte au décalage vers le rouge, aux métallicités stellaires et en phase gazeuse, à la masse stellaire, à l’historique de la formation des étoiles, aux propriétés de la poussière, à l’émission des noyaux galactiques actifs (AGN) et à la mise à l’échelle de la courbe d’atténuation du milieu intergalactique (IGM). Nous apportons de légères modifications à leur configuration – en particulier, nous explorons une plage de décalage vers le rouge plus large de z = 0,1–20 et gardons deux bacs fixes à des temps de rétrospection de 0–5 et 5–10 Myr dans l’histoire de la formation d’étoiles selon Whitler et al. ( 2022 ) pour capturer les sursauts récents susceptibles d’alimenter une émission nébulaire extrême qui devrait se produire de manière générique aux décalages vers le rouge d’intérêt (par exemple, Labbe et al. 2013 ; De Barros et al. 2019 ; Endsley et al. 2020). Nous adoptons une « continuité » a priori sur l’historique de la formation des étoiles, ce qui limite la quantité de variance sur des intervalles de temps consécutifs résultant en des historiques lisses (Leja et al. 2019 ; Tacchella et al. 2022 ). Pour plus de détails, nous renvoyons les lecteurs au tableau 1 et à la section 3.4 de Tacchella et al. ( 2022 ).
Les ajustements de décalage vers le rouge de Prospector sont en excellent accord avec EAZY – nous trouvons pour GL-z10 et pour GL-z12. La photométrie et l’ inférence de décalage vers le rouge pour ces sources sont résumées dans les figures 1 et 2 , avec les flux répertoriés dans le tableau 2 . Nous confirmons qu’aucun problème significatif de qualité des données n’affecte la candidature z > 10 des sources dans l’imagerie. Nous dérivons p ( z > 10) ≈ 100 % pour GL-z12 et p ( z > 9,4) ≈ 100 % pour GL-z10, avec leurs ruptures mag dramatiques ≳1,8 expliquées par l’absorption totale des photons vers le bleu de Ly α
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par l’hydrogène neutre dans le milieu intergalactique.
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Figure 1. Résumé de la photométrie et de la solution de redshift pour GL-z12. En haut : 4 farcs.gif
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5 images couvrant ≈0,9–4,5 μm centrées sur le candidat z ≈ 12 mis en évidence avec des réticules blancs. La source est bien détectée (> 20 σ ) dans F200W et toutes les bandes plus rouges, et tombe brusquement dans les filtres plus bleus. En bas à gauche : la photométrie de la source est indiquée en violet, avec des limites supérieures pour les non-détections tracées au niveau 1 σ . Le modèle SED le mieux adapté d’ EAZY est représenté en orange foncé – une galaxie Lyman-break (LBG) à z= 12,2. Le SED le mieux adapté d’ EAZY contraint de se situer à z< 6 est tracé en argent, ce qui correspond à une galaxie quiescente à z ≈ 3,5 dont la cassure de Balmer produit une chute entre F200W et F150W. Cependant, une telle galaxie au repos devrait être détectée (> 5 σ ) dans des bandes plus bleues, et est en contradiction avec la rupture spectaculaire > 1,8 mag observée. En bas à droite : distributions de probabilité pour le redshift source dérivées à l’aide d’ EAZY (orange solide) et de Prospector (orange en pointillés). Nous adoptons un a priori plat sur la plage de décalage vers le rouge représentée ( z = 0–20). Les distributions dérivées sont en excellent accord et suggèrent un redshift de z ≈ 12, avec un support négligeable ( EAZY ) ou nul ( Prospector ) pour les solutions àz < 10.
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Figure 2. Résumé de la photométrie et de la solution de décalage vers le rouge pour GL-z10, similaire à la figure 1 . En haut : GL-z10 est bien détecté dans toutes les bandes sauf les deux plus bleues. En bas à gauche : la solution à faible z la mieux ajustée (galaxie quiescente à z ≈ 2,5) est défavorisée par l’image F115W, où une détection > 5 σ est attendue. En plus des données JWST (violet foncé), nous mesurons la photométrie HST (violet clair) pour cette source à partir des données acquises par le programme BUFFALO (Steinhardt et al. 2020 ). Les données HST sont entièrement cohérentes avec les données JWST ainsi qu’avec le SED le mieux adapté. En bas à droite : les a posteriori d’ EAZY et de Prospector s’accordent sur une galaxie z ≈ 10.
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Tableau 2. Photométrie en unités de nJy
| Bande | GL-z10 | GL-z12 |
| F090W | 4 ± 4 | 5 ± 4 |
| F115W | 1 ± 3 | 8 ± 5 |
| F150W | 52 ± 3 | 13 ± 3 |
| F200W | 67 ± 2 | 71 ± 2 |
| F277W | 68 ± 2 | 59 ± 2 |
| F356W | 71 ± 2 | 51 ± 2 |
| F444W | 98 ± 2 | 57 ± 2 |
Noter. Nous avons fixé un seuil d’erreur de 10 % sur nos flux mesurés pour les ajustements EAZY et Prospector afin de tenir compte de l’incertitude systématique non reflétée dans les erreurs indiquées ci-dessus.
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Les deux galaxies sont détectées à une signification très élevée dans tous les filtres en aval de leur cassure, grâce à notre sélection. Bien qu’elles apparaissent très lumineuses dans les données JWST, ces sources ont des magnitudes UV absolues ( M UV ≈ -21) qui correspondent à z ∼ 8–10 (voir, par exemple, Bouwens et al. 2021 ). Cela les rend également 1 mag plus faible que GN-z11 et même 2,5 mag plus faible que l’éventuelle galaxie candidate z ∼ 13 HD1 (Harikane et al. 2022 ). Par conséquent, ces sources ne sont pas vraiment des valeurs aberrantes extrêmes (voir également la figure 3 apjlac9b22ieqn7.gif
). Néanmoins, il est intéressant de noter que les premières images avec JWST révèlent déjà deux de ces sources lumineuses. Nous discuterons de leurs implications sur la fonction de luminosité UV (LF) dans une section ultérieure.
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Figure 3. Magnitude UV absolue par rapport au décalage vers le rouge pour un échantillon représentatif de galaxies connues dans le premier milliard d’années de l’univers. Galaxies avec redshifts photométriques, provenant de Bouwens et al. ( 2022), sont représentés sous forme de points, et ceux avec des décalages vers le rouge spectroscopiques compilés à partir de la littérature sous forme de carrés. Les candidats présentés dans ce travail sont représentés par des étoiles violettes et peuplent une région jusqu’alors inoccupée de l’espace des paramètres. La luminosité de ces sources présente une opportunité unique d’étendre efficacement la frontière spectroscopique jusqu’aux premiers 100 Myr après le Big Bang.
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4.2. Contamination par redshift inférieur possible
The non detections of both sources in deep, shorter wavelength images essentially rule out a lower redshift solution. Nevertheless, it is interesting to explore the nature of possible contaminants. We thus rerun our photometric redshift codes and force them to find lower redshift fits. The best z < 6 solutions in our low-z EAZY runs for these sources are ≈108−9 M⊙ quiescent galaxies at z ≈ 3.4 (z ≈ 2.5) with Balmer breaks straddling the dropout filter (silver SEDs in Figures 1 and 2). However note that Balmer breaks, even in the most pathological cases (e.g., 4000 Å falls just redward of the dropout filter in a supersolar metallicity galaxy as old as the age of the universe at z ≈ 2–3.5), can only produce drops of ≲1.5 mag (assuming no attenuation). The best-fit low-z solutions have AV ≈ 0.1—stronger attenuation that deepens the break is disfavored by the blue continuum slope at wavelengths longer than the break. In other words, the best-fit low-z solutions predict >5σ detections in bands where we find no flux, and continuum slopes redder than we observe.
In order to allow for possible systematic effects in the new JWST data, we perform further testing. We refit redshifts to multiple versions of photometry for these sources—e.g., by adding PSF corrections using WebbPSF, by increasing the error floor on the photometry, and by extracting photometry using different apertures and detection bands. The only test that produces viable low-z solutions is when we set a 10 nJy error floor on all photometry—this is roughly the level in the SW filters at which the strongest Balmer breaks at z ≈ 2–3 can no longer be ruled out (see open silver squares in bottom-left panels of Figures 1 and 2). This test is a vivid demonstration of why the sensitivity of JWST/NIRCam is required to identify objects like GL-z10 and GL-z12 with confidence.
4.3. Physical Properties—A Billion Solar Mass Galaxies within ≈400 Myr of the Big Bang
While the discovery of GN-z11 has already demonstrated that the formation of a billion solar mass galaxies was well underway at ∼400 Myr after the Big Bang, the discovery of these two new sources allows us to derive further constraints on the physical properties of galaxies at this very early epoch of the universe. The Prospector results are summarized in Table 3. In order to efficiently sample the redshift range of interest, we assume a tighter redshift prior (a Gaussian centered on the EAZY p(z) with the width set to the 84th–16th percentile) than in our previous runs when fitting for the redshift.
Table 3. Summary of Properties
| GL-z10 | GL-z12 | |
| R.A. | +0:14:02.86 | +0:13:59.76 |
| Decl. | −30:22:18.7 | −30:19:29.1 |
| Redshift zProspector | ||
| Redshift zEAZY | ||
| Stellar Mass log(M⋆/M⊙) | ||
| UV Luminosity (MUV) | ||
| UV Slope (β; fλ ∝ λβ ) | ||
| Dust Attenuation (A5500 Å ) | ||
| Dust Attenuation (A1500 Å ) | ||
| Age (t50/Myr) | ||
| SFR50 Myr (M⊙ yr−1) | ||
| reff (kpc) | 0.7 | 0.5 |
| Sérsic Index n | 0.8 | 1.0 |
Note. SED fitting assumes a continuity prior on the star formation history and a Chabrier (2003) initial mass function (IMF).
Download table as:
The stellar mass for both objects is constrained to be ≈ 109 M⊙, comparable to GN-z11 (Oesch et al. 2016; Johnson et al. 2021; Tacchella et al. 2022). We have verified the stellar mass is stable to changes in the star formation history prior by also testing the « bursty » prior from Tacchella et al. (2022), which allows more rapid fluctuations in the SFH from time bin to time bin than in the fiducial model. The star formation rates averaged over the last 50 Myr (SFR50) are typical for galaxies of comparable mass at z ≈ 7–10 (e.g., Stefanon et al. 2022a). The SEDs are consistent with negligible dust attenuation and have blue UV slopes, β ≲ − 2. We note that all these derived properties from the SED fits are collectively consistent with a z > 10 interpretation for these galaxies.
4.4. Galaxy–Galaxy Lensing
Galaxy–galaxy lensing may be particularly important at the redshift frontier where flux-limited surveys may be preferentially sampling magnified sources (e.g., Wyithe et al. 2011). Here we make a simple estimate of how lensed our sources are by assuming their neighbors are singular isothermal spheres (e.g., Fort & Mellier 1994; Schneider et al. 2006; Treu 2010) following, e.g., McLure et al. (2006), Oesch et al. (2014), and Matthee et al. (2017). For this estimate, galaxy redshifts and stellar masses are based on our EAZY fits. Velocity dispersions that trace the underlying dark matter halos are inferred from the stellar mass by extrapolating the empirical scaling relation in Zahid et al. (2016), which is fit to z < 0.7 quiescent galaxies that span M⋆ ≈ 109–1012 M⊙. We choose a local relation to cover the low masses relevant to the most massive neighbors at < 10 » that are likely to produce significant magnification, while noting that the redshift evolution of such relations at least for M⋆ ≳ 1011 M⊙ is expected to be gradual—e.g., ≈ 20% higher dispersion at fixed stellar mass at z ≈ 2, (e.g., Mason et al. 2015b).
For both GL-z10 and GL-z12 we find negligible lensing (μ < 1.1) from all foreground sources within 10
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0. GL-z12 has two relatively massive M⋆ ≈ 109 M⊙ neighbors apparent in the bottom-left quadrant of the stamps in Figure 1. Even for these two nearby neighbors (z ≈ 2 at a separation of 0
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8, and z ≈ 3 at 2
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0) the lensing is modest. We further note that GL-z13 has a compact morphology (Section 4.5) that does not show elongation along any particular direction that would hint at strong magnification. Based on these considerations we conclude that the observed luminosities of GL-z10 and GL-z12 are likely to be their intrinsic luminosities.
4.5. The Sizes of Luminous z ≈ 10–12 Galaxies
We fit the sizes of both candidates in the F444W imaging (λrest ∼ 3500 Å) using GALFIT (Peng et al. 2010). We create 100 pixel cutouts around each galaxy, then use photutils and astropy to create a segmentation map to identify nearby galaxies. We simultaneously fit any sources with magnitudes (estimated from the segmentation map) up to 2.5 mag fainter than the target galaxy that have centers within 3 » of the galaxy; we mask fainter or more distant galaxies. In our fits, we constrain the center of the target galaxy to be within 10 pixels (0
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4) of the input value, the Sérsic index n to be between 0.01 and 8, the magnitude to be between 0 and 45, and the half-light radius re to be between 0.3 and 200 pixels (0
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012–8
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0). We calculate and subtract off a scalar sky background correction from each cutout, estimated from the masked, sigma-clipped cutout, then fix the sky background component in GALFIT to zero. We use a theoretical PSF model generated from WebbPSF at our 0
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04 pixel scale; we oversample the PSF by a factor of 9 in order to minimize artifacts as we rotate the PSF to the GLASS observation angle calculated from the Astronomer’s Proposal Tool file, then convolve with a 9 × 9 pixel square kernel, and downsample to the mosaic resolution.
We find reliable Sérsic fits for both galaxies, with half-light radii of 0.5 and 0.7 kpc, respectively, and disklike profiles (n = 1 and n = 0.8, respectively). The models are shown in Figure 4, and the size, and Sérsic profile estimates are listed in Table 3.
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Figure 4. Results of the GALFIT morphology analysis for our two sources (GL-z10 top and GL-z12 bottom). The different columns from left to right correspond to the original data (in the F444W filter), the model, and the residual. The sizes and Sérsic profiles of both sources are well constrained. GL-z10 shows some clear extension, consistent with a disk galaxy of 0.7 kpc at z ∼ 11. GL-z12 appears quite compact with an estimated size of 0.5 kpc.
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The resulting sizes of 0.5 and 0.7 kpc are typical for luminous L* galaxies at z ∼ 6–9, where measurements have been possible to date (e.g., Holwerda et al. 2015; Shibuya et al. 2015; Bowler et al. 2017; Kawamata et al. 2018; Yang et al. 2022). They are also consistent with expectations from simulations for z > 9 galaxies (e.g., Marshall et al. 2022; Roper et al. 2022). However, at z ∼ 7, the most luminous sources often break up in multiple clumps (Bowler et al. 2017). This is not the case for these two sources, at least down to the resolution limit of order 500 pc for the F444W bandpass. Interestingly, GL-z10 even shows tantalizing evidence for being an ordered disk galaxy at z ∼ 10, based on the exponential light profile and elliptical morphology. If we interpret GL-z10’s projected axis ratio of 0.65 using a sample of randomly oriented axisymmetric oblate rotators (following, e.g., Holden et al. 2012; Chang et al. 2013; van der Wel et al. 2014) and adopt c/a ≤ 0.4 as a threshold for disks, we find that the observed axis ratio implies P(disque) ∼ 0,5. Notre analyse montre la puissance inégalée de JWST pour fournir des mesures de profil précises des premières galaxies de l’univers.
5. Débat
6. Résumé et perspectives
Annexe : Comparaison avec la réduction et l’étalonnage initiaux
Radiotélescope du Parc de La Villette 
