MJ Page, T Dwelly, I McHardy, N Seymour, KO Mason, M Sharma, JA Kennea, TP Sasseen, JI Rawlings, AA Breeveld, I Ferreras, NS Loaring, DJ Walton, M Symeonidis, La funzione della luminosità ultravioletta della formazione stellare galassie tra spostamenti verso il rosso di 0,6 e 1,2, Avvisi mensili della Royal Astronomical Society, Volume 506, Numero 1, settembre 2021, Pagine 473–487, https://doi.org/10.1093/mnras/stab1638Utilizziamo immagini ultraviolette (UV) ottenute con il telescopio XMM-Newton Optical Monitor (XMM-OM), che copre 280 arcmin2 nella banda UVW1 (λeff = 2910 Å) per misurare le funzioni di luminosità UV 1500-Å del frame di riposo delle galassie con spostamenti verso il rosso z tra 0,6 e 1,2.I dati XMM-OM sono integrati da un ampio corpus di imaging ottico e infrarosso per fornire spostamenti verso il rosso fotometrici.I dati XMM-OM hanno una funzione di diffusione del punto significativamente più ristretta (con conseguente minore confusione della sorgente) e una correzione K più semplice rispetto ai dati GALEX precedentemente impiegati in questo intervallo di spostamento verso il rosso.I nuclei galattici attivi luminosi UV sono esclusi per garantire che le funzioni di luminosità siano direttamente correlate alla popolazione di galassie in formazione stellare.Le funzioni di luminosità raggruppate e gli adattamenti parametrici della funzione Schechter sono derivati ​​in due intervalli di spostamento verso il rosso: 0,6 < z <0,8 e 0,8 < z <1,2.Troviamo che la funzione di luminosità evolve in modo tale che la magnitudine assoluta caratteristica M* sia più luminosa per 0,8 < z < 1,2 che per 0,6 < z < 0,8.La funzione di luminosità delle galassie è una delle misurazioni fondamentali della popolazione.La luce ultravioletta (UV) deriva prevalentemente da stelle giovani, quindi la funzione di luminosità ultravioletta (UVLF) si riferisce direttamente alla distribuzione della formazione stellare non oscurata nelle galassie.L'UVLF è ben descritto da una funzione di Schechter (Schechter 1976), simile alle funzioni di luminosità delle galassie a lunghezze d'onda ottiche e nel vicino infrarosso (Sullivan et al. 2000).L'atmosfera terrestre è opaca a lunghezze d'onda inferiori a 3000 Å, quindi sono necessarie osservazioni dallo spazio per sondare questa regione spettrale.Nell'Universo vicino, l'UVLF è stato derivato principalmente da sondaggi effettuati con il satellite GALEX della NASA (Martin et al. 2005).Il canale del lontano ultravioletto (FUV) di GALEX, in particolare, fornisce la fotometria in un'ampia banda passante centrata a circa 1500 Å;questo intervallo di lunghezze d'onda è nella posizione ideale per misurare l'emissione di stelle giovani e massicce con tempi di vita < 100 Myr, che a loro volta sono un tracciante diretto della formazione stellare (Kennicutt & Evans 2012).GALEX ha esaminato vaste aree del cielo sia nel canale FUV che nel canale NUV (near-ultraviolet) a lunghezza d'onda maggiore.In combinazione con le indagini sul redshift, questi dati sono stati usati per produrre funzioni di luminosità di galassie a basso redshift (z < 0.6) che si estendono di diverse magnitudini più deboli della caratteristica magnitudine assoluta della funzione di luminosità M* (Arnouts et al. 2005; Wyder et al.2005)A z > 1,2, il frame di riposo 1500 Å rientra nell'intervallo spettrale da ottico a IR vicino nel frame dell'osservatore ed è accessibile con strumenti terrestri e spaziali.Anche in questo caso, funzioni di luminosità che estendono diverse magnitudini più deboli di M* sono state prodotte per l'intervallo di redshift 1.2 < z < 4 (ad es. Reddy & Steidel 2009; Parsa et al. 2016).Tra z = 0,6 e 1,2, gli studi dell'UVLF sono un po' più difficili.In questo intervallo di spostamento verso il rosso, le bande passanti di GALEX cadono nel blu del frame di riposo 1500 Å e GALEX viene ostacolato dalla confusione della sorgente, in modo tale che non può essere utilizzato per sondare molto più debole di M *.Inoltre, questi spostamenti verso il rosso non sono abbastanza alti da posizionare l'UV 1500-Å nella finestra ottica, quindi le strutture a terra non possono essere utilizzate per misurare direttamente l'emissione di 1500-Å del frame di riposo.Occorre fare una distinzione importante tra misure dirette dell'UVLF, in cui le galassie che vengono contate si trovano in immagini con lunghezze d'onda corrispondenti approssimativamente a 1500 Å di rest-frame, e misure indirette dell'UVLF, in cui le galassie che vengono contate sono trovato in immagini che corrispondono a lunghezze d'onda più lunghe del frame di riposo 1500 Å, e la loro funzione di luminosità è costruita per estrapolazione delle loro magnitudini a lunghezze d'onda più corte.Una via di mezzo tra questi due approcci è rappresentata da studi in cui le galassie da contare si trovano in immagini che corrispondono a lunghezze d'onda superiori a 1500 Å di rest-frame, ma per i quali la fotometria utilizzata per il calcolo delle loro magnitudini assolute è ottenuta da immagini corrispondenti a circa 1500 Å nel frame di riposo.A partire dalle misurazioni dirette, Arnouts et al.(2005) forniscono alcune misurazioni basate su GALEX, negli intervalli di redshift 0.6–0.8 e 0.8–1.2.Più recentemente, Oesch et al.(2010) hanno utilizzato il canale UV della Wide Field Camera 3 sul telescopio spaziale Hubble per spingere l'UVLF a magnitudini assolute più deboli, raggiungendo M1500 = −17,0 nell'intervallo di spostamento verso il rosso 0,5 < z < 1,0.Nonostante questi lavori, i vincoli sulla debole pendenza α e la magnitudine caratteristica M*, che definiscono la forma della funzione di Schechter, rimangono piuttosto grezzi per spostamenti verso il rosso tra 0,6 e 1,2.In effetti, prevale la situazione alquanto sorprendente che ci siano migliori misurazioni dirette dell'UVLF a z > 6 (ad es. Bouwens et al. 2015; Ishigaki et al. 2018), l'epoca della reionizzazione, rispetto a quelle del passato cosmico relativamente recente ( 0,6 < z < 1,2).Gli studi di Cucciati et al.(2012) e Moutard et al.(2020) hanno derivato misurazioni indirette dell'UVLF che coprono l'intervallo di spostamento verso il rosso 0,6 2σ al di sopra del livello di sfondo.Per maggiori dettagli sulla procedura di rilevamento della sorgente, vedere Page et al.(2012).Un totale di 734 sorgenti sono state rilevate nell'immagine UVW1 a una soglia segnale-rumore di 3, con gli oggetti più deboli rilevati con magnitudini UVW1 di 24,3.Le osservazioni spettroscopiche ottiche forniscono spostamenti verso il rosso precisi.Il campo 13H è stato utilizzato per lavori di rilevamento extragalattico per quasi tre decenni, e quindi ha una lunga storia di osservazioni spettroscopiche mirate a popolazioni di sorgenti selezionate in una varietà di bande d'onda.La tabella 1 fornisce informazioni di base sulle campagne spettroscopiche che hanno fornito la maggior parte dei redshift utilizzati in questo studio.Principalmente, gli spostamenti verso il rosso provengono da osservazioni con il telescopio William Herschel alla Palma, utilizzando il posizionatore di fibre Autofib2 insieme allo spettrografo alimentato da fibre WYFFOS, con osservazioni Gemini GMOS e Keck LRIS e DEIMOS che estendono il follow-up alle magnitudini ottiche più deboli .Riassunto delle osservazioni spettroscopiche ottiche.Riassunto delle osservazioni spettroscopiche ottiche.Un totale di 168 sorgenti UVW1 nel campo 13H hanno spostamenti verso il rosso spettroscopici.La loro distribuzione di magnitudo UVW1 è mostrata in Fig. 3.Distribuzione della magnitudo UVW1 di sorgenti UVW1 extragalattiche.L'istogramma grigio in grassetto corrisponde alle sorgenti con spostamenti verso il rosso spettroscopici, mentre l'istogramma nero corrisponde a sorgenti con spostamenti verso il rosso spettroscopici o fotometrici.Qui descriviamo le osservazioni di imaging da ottico a infrarosso che sono state utilizzate per derivare spostamenti verso il rosso fotometrici e per selezionare obiettivi per le nostre osservazioni spettroscopiche ottiche.Qui vengono utilizzate un totale di 14 bande da u* a 8,0 μm.I dettagli osservativi sono riassunti nella Tabella 2.Riepilogo delle osservazioni di imaging ottico, nel vicino infrarosso e nel medio infrarosso nel campo 13H.Appunti.Ttot è il tempo di esposizione totale (in secondi) trascorso sul cielo e Tused è il tempo di esposizione totale dei fotogrammi utilizzati negli stack finali.Riepilogo delle osservazioni di imaging ottico, nel vicino infrarosso e nel medio infrarosso nel campo 13H.Appunti.Ttot è il tempo di esposizione totale (in secondi) trascorso sul cielo e Tused è il tempo di esposizione totale dei fotogrammi utilizzati negli stack finali.Abbiamo osservato il campo 13H utilizzando la fotocamera a campo largo CFHT-MEGACAM durante il 2004 e il 2005. In totale, 5,8, 6,2 e 3,0 h di tempo di esposizione utile sono stati ottenuti rispettivamente nelle bande u*, g′ e i′.Immagini impilate completamente calibrate e mappe di peso sono state scaricate dal sito web di MegaPipe (Gwyn 2008).1 Le immagini ridotte del MegaPipe sono collegate fotometricamente e astrometricamente all'imaging SDSS del campo.Le osservazioni del campo 13H sono state effettuate utilizzando Subaru-SuprimeCam (Miyazaki et al. 2002).La prima epoca dell'imaging SuprimeCam è stata effettuata in banda R nel dicembre 2000 (McHardy et al. 2003), e ulteriori immagini in banda R sono state ottenute nel 2003. Le osservazioni in banda B, I e z' sono state ottenute tra 2004 aprile e dicembre.Per ogni epoca di imaging sono state ottenute diverse immagini jitter per banda per colmare le lacune tra i singoli chip CCD e per favorire la reiezione dei raggi cosmici.La nostra strategia di riduzione si è ampiamente basata sulle tecniche descritte in dettaglio da Erben et al.(2005) e Gawiser et al.(2006).Abbiamo utilizzato una combinazione di strumenti iraf standard per debias, flat-field e (per I e z′) rimuovere le frange.Abbiamo quindi utilizzato TERAPIX (Bertin et al. 2002) ei nostri strumenti per calibrare i dati astrometricamente e fotometricamente e per creare le immagini sovrapposte finali.Abbiamo osservato il campo 13H nella banda Z utilizzando lo strumento INT-WFC per sette notti nel marzo 2006.I dati WFC sono stati detrendizzati (debiased, flatfielded, superflattened) utilizzando strumenti iraf standard.È stata richiesta un'attenzione particolare per mitigare gli effetti delle frange forti e variabili (5-10 per cento del livello del cielo) osservate nella banda Z.Lo stack di immagini finale è stato realizzato utilizzando gli strumenti scamp e swarp, combinando un totale di circa 25 ore di buoni dati.L'astrometria e la fotometria dell'immagine in banda Z erano legate alle misurazioni z′ di stelle e galassie nel catalogo SDSS-DR6.Abbiamo ottenuto osservazioni del campo 13H in modalità di servizio con CFHT-WIRCam nelle bande J e H durante i semestri 2006A e 2007A.I dati sono stati preelaborati utilizzando la pipeline di preelaborazione iiwi WIRCam di CFHT.Il team TERAPIX ha fornito pile di immagini (Marmo 2007).I punti zero delle immagini WIRCam erano legati all'imaging 2MASS nel campo 13H.Abbiamo effettuato l'imaging del campo 13H nella banda K con UKIRT-WFCAM nel giugno 2006.Sono state ottenute un totale di 21 ore in cinque notti in buone condizioni di visibilità.Le pile "interfogliate" preelaborate e calibrate e le immagini del peso sono state ottenute dall'archivio WSA.2 Queste immagini sono state combinate per creare un'unica immagine sovrapposta e una mappa del peso utilizzando gli strumenti scamp e swarp.La calibrazione fotometrica dello stack finale è stata derivata dai punti zero dei dati WSA calibrati, che derivano da misurazioni in cielo di stelle standard intervallate tra le osservazioni scientifiche.Una striscia ~30 × 60 arcmin2 che copre il campo 13H è stata osservata con Spitzer (Werner et al. 2004) nei mesi di giugno e luglio 2005.I dati sono stati ottenuti in tutte e quattro le bande IRAC (3,6, 4,5, 5,8 e 8,0 μm; Fazio et al. 2004).L'esposizione per pixel è di circa 500 s in ciascuna banda.I dati calibrati di base IRAC sono stati elaborati utilizzando il pacchetto Spitzermopex standard (Makovoz & Khan 2005) per generare un'immagine scientifica a mosaico per ciascuna banda IRAC.È stata adottata la calibrazione fotometrica standard di Spitzer.Diversi aspetti delle immagini sono stati caratterizzati prima di ottenere la fotometria multibanda utilizzata per derivare i redshift fotometrici.La PSF di ciascuna immagine è stata misurata utilizzando stelle luminose, ma non saturate, nell'immagine e correzioni di apertura derivate.La magnitudine limite per ciascuna immagine, in funzione della dimensione dell'apertura, è stata determinata dall'analisi delle proprietà del rumore all'interno di aperture circolari posizionate in modo casuale.Le bandpass delle immagini sono state ricavate dalle informazioni disponibili sulle proprietà ottiche dei telescopi, degli strumenti e sull'estinzione atmosferica.Quindi, i punti zero sono stati messi a punto adattando i modelli stellari alle distribuzioni di energia spettrale delle stelle galattiche nelle immagini.Ognuna di queste fasi è descritta più dettagliatamente nell'Appendice A.Abbiamo creato una pipeline per effettuare misurazioni fotometriche multibanda di tutti gli oggetti rilevati nell'imaging ottico e infrarosso nel campo 13H.Innanzitutto, è stato creato un catalogo principale di rilevamenti ottici e infrarossi utilizzando SExtractor (Bertin & Arnouts 1996) per costruire cataloghi separati dalle immagini in ciascun filtro.SExtractor è stato configurato per registrare i parametri MAG_AUTO, MAGERR_AUTO, FLUX_RADIUS e FLAGS per ciascuna sorgente (FLUX_RADIUS registra il raggio che contiene il 50% del flusso della sorgente).I singoli cataloghi SExtractor sono stati quindi uniti banda per banda in un catalogo principale contenente una riga per fonte univoca.Il catalogo principale viene costruito filtro per filtro e fonte per fonte.I rilevamenti su più bande sono considerati la stessa sorgente se si trovano all'interno di un piccolo raggio di corrispondenza incrociata (0,8 secondi d'arco per la maggior parte delle immagini ottiche e NIR, 1,0 secondi d'arco per la banda J, 1,2 secondi d'arco per IRAC 3,6 e 4,5 μm, e 1,4 arcsec per IRAC 5,8 e 8 μm).L'unione del catalogo è stata ordinata in modo tale che le bande d'onda più profonde e complete siano state aggiunte per prime e le bande d'onda più basse e meno complete siano state aggiunte per ultime.La posizione di qualsiasi sorgente rilevata su più bande è stata "perfezionata" prendendo la media ponderata segnale-rumore delle singole posizioni della sorgente in ciascun filtro ottico/NIR in cui viene rilevata in modo significativo.Questi perfezionamenti di posizione sono in genere piccoli (<0,1 secondi d'arco) ma assicurano che la posizione determinata in ogni singola banda non influisca in modo sproporzionato sulla posizione della sorgente combinata.La fotometria di apertura in ciascuna banda è stata quindi eseguita presso la posizione di ciascuna sorgente nel catalogo principale.La procedura ha utilizzato SExtractor in modalità doppia immagine, in cui l'immagine di "rilevamento" è un'immagine sintetica realizzata con sorgenti puntiformi posizionate nelle posizioni di ciascun oggetto del catalogo principale.Sono state applicate correzioni di apertura per tenere conto delle diverse PSF in diverse bande passanti;vedere l'Appendice A per maggiori dettagli.Al fine di massimizzare il rapporto segnale-rumore nella fotometria di sorgenti deboli e ridurre le incertezze di correzione dell'apertura per galassie più luminose e risolte, abbiamo utilizzato aperture di dimensioni diverse a seconda della magnitudine R apparente di ciascuna sorgente.Per oggetti più luminosi di R = 18, usiamo un'apertura del diametro di 5 arcsec, per oggetti con 18 < R <20 un'apertura di 3 arcsec, e per oggetti più deboli, usiamo un'apertura del diametro di 2 arcsec.Abbiamo utilizzato il pacchetto di fitting redshift fotometrico hyperz (Bolzonella, Miralles & Pelló 2000).Abbiamo sperimentato una serie di set di modelli SED di galassie modello, inclusi i set di modelli predefiniti forniti con hyperz (basati sui modelli di sintesi GISSEL98), il set Coleman, Wu & Weedman (1980) e i modelli Bruzual & Charlot (2003).Di quelli che abbiamo provato, abbiamo scoperto che il set di modelli di galassie presentato in Rowan-Robinson et al.(2008) è stato in grado di riprodurre al meglio gli spostamenti verso il rosso spettroscopici delle galassie nel campo 13H.Il Rowan-Robinson et al.(2008) è composto da sette modelli di galassia (E, E1, Sab, Sbc, Scd, Sdm, sb) più tre modelli di nucleo galattico attivo (AGN).L'estinzione è stata modellata utilizzando Calzetti et al.(2000) reddening law, con AV grigliato in passi di 0,1 che vanno fino a 5,0 per il modello sb, fino a 2,0 per il modello Sdm, fino a 1,0 per Sbc, Scd e i tre modelli AGN, e nessuna estinzione consentita per i modelli di galassia E, E1 e Sab.L'ampiezza assoluta della banda R poteva variare tra −27 24) che hanno rilevamenti utili (errore di magnitudine nelle bande 5,8 o 8,0 μm <0,3) e hanno SED piatti o decrescenti nelle bande IRAC.Nello specifico, richiediamo che [5.8] + 0.3 > [4.5] OR [8.0] + 0.3 > [5.8].Un confronto dei nostri spostamenti verso il rosso fotometrici con gli spostamenti verso il rosso delle galassie identificate spettroscopicamente nel campo 13H è mostrato in Fig. 4. Gli AGN a linea larga (oggetti quasi stellari, QSO e galassie Seyfert 1) non sono mostrati, perché la variabilità continua compromette la fotometria redshift per tali oggetti in studi come il nostro, quando l'imaging nelle diverse bande non è contemporaneo.Per le 146 galassie rilevate da UVW1 che hanno spostamenti verso il rosso spettroscopici, i residui di spostamento verso il rosso fotometrico (δz = [zphoto − zspec]/[1 + zspec], dove zphoto è lo spostamento verso il rosso fotometrico e zspec è lo spostamento verso il rosso spettroscopico) hanno un valore efficace σδz = 0,042 e una media, |$\overline{\delta z} = -0.005\pm 0.003$|⁠ .Questa dispersione è paragonabile all'accuratezza foto-z ottenuta in altri studi sul redshift fotometrico profondo (ad esempio Babbedge et al. 2004; Ilbert et al. 2006; Mobasher et al. 2007; Rowan-Robinson et al. 2008).Adottando la definizione di Ilbert et al.(2006) per un catastrofico fallimento del redshift fotometrico come |δz|> 0,15, troviamo solo un fallimento catastrofico delle 146 galassie rilevate da UVW1 con spostamenti verso il rosso spettroscopici.Redshift fotometrico contro redshift spettroscopico per galassie nel campo 13H che hanno redshift spettroscopici.In totale, 146 galassie selezionate UVW1 (da questo lavoro) sono mostrate come triangoli neri, e 174 galassie radioselezionate a 1,4 GHz (Seymour et al. 2008) sono mostrate come punti grigi.La linea continua mostra la relazione uno-a-uno (solida) e le linee tratteggiate indicano δz = ±0.042 (vedi Sezione 2.7).La distribuzione delle magnitudini UVW1 per le sorgenti con spostamenti verso il rosso spettroscopici può essere paragonata alla distribuzione complessiva delle magnitudini delle sorgenti extragalattiche in Fig. 3. Mentre le sorgenti spettroscopiche coprono quasi l'intera gamma delle magnitudini UVW1, la magnitudine UVW1 mediana per le galassie (escluse le magnitudini a linea larga AGN) con spostamenti verso il rosso spettroscopici è 22,2, rispetto a 23,0 per le galassie con solo spostamenti verso il rosso fotometrici.Data questa differenza nelle magnitudini mediane, abbiamo derivato il valore efficace σδz separatamente per tre intervalli di magnitudine UVW1 per vedere come la dispersione nel redshift fotometrico cambia con la magnitudine.Per gli intervalli di grandezza 21 < UVW1 ≤ 22, 22 < UVW1 ≤ 23 e UVW1 > 23, otteniamo σδz rispettivamente di 0,046, 0,042 e 0,045.Sembra che l'accuratezza degli spostamenti verso il rosso fotometrici cambi poco con la magnitudine UVW1 al limite del nostro campione selezionato da UVW1.Per abbinare le sorgenti UVW1 alle controparti nell'ottica, abbiamo utilizzato la nostra immagine profonda in Johnson B scattata con la SuprimeCam sul telescopio Subaru (vedi Sezione 2.3.2).Le sorgenti UVW1 sono state abbinate alla sorgente in banda B più luminosa entro 2 secondi d'arco.Questo raggio di corrispondenza è simile al PSF delle immagini UVW1, e al |$3\, \sigma$|errore di posizione delle sorgenti XMM-OM una volta prese in considerazione le sistematiche relative alla correzione della distorsione, e rappresenta quindi un buon compromesso tra massimizzare la completezza delle associazioni e minimizzare il numero di associazioni errate.L'offset mediano tra le posizioni UVW1 e quelle delle loro controparti ottiche è di 0,43 arcsec e il 95% degli offset è inferiore a 1,25 arcsec.Alle sorgenti UVW1 sono stati attribuiti i redshift delle controparti ottiche assegnate nella Sezione 2.8.Ove disponibili, i redshift spettroscopici sono stati utilizzati di preferenza rispetto ai redshift fotometrici.L'elenco delle galassie selezionate UVW1 utilizzate per la costruzione delle funzioni di luminosità, insieme alla fotometria e ai redshift, è riportato nella Tabella 3.Galassie selezionate UVW1 utilizzate per costruire le funzioni di luminosità.Appunti.Le posizioni fornite sono quelle derivate dall'immagine UVW1.UVW1 mag è la magnitudine apparente UVW1 nel sistema AB.La colonna etichettata z fornisce il redshift per la sorgente, e la colonna etichettata spec/phot indica se il redshift è derivato da dati spettroscopici o fotometrici.Si noti che nel documento sono incluse solo le prime cinque righe;la tavola completa è disponibile come materiale integrativo.Galassie selezionate UVW1 utilizzate per costruire le funzioni di luminosità.Appunti.Le posizioni fornite sono quelle derivate dall'immagine UVW1.UVW1 mag è la magnitudine apparente UVW1 nel sistema AB.La colonna etichettata z fornisce il redshift per la sorgente, e la colonna etichettata spec/phot indica se il redshift è derivato da dati spettroscopici o fotometrici.Si noti che nel documento sono incluse solo le prime cinque righe;la tavola completa è disponibile come materiale integrativo.I QSO e le galassie Seyfert 1 sono AGN caratterizzati da ampie righe di emissione e luminosi continui UV.La loro radiazione UV è alimentata dall'accrescimento sui loro buchi neri supermassicci centrali piuttosto che originarsi da stelle o processi stellari.La motivazione per costruire funzioni di luminosità delle galassie UV è caratterizzare le proprietà delle galassie in formazione stellare, piuttosto che AGN, e quindi è importante escludere questi AGN ad ampia linea di emissione dalle funzioni di luminosità.In particolare, poiché gli AGN possono raggiungere luminosità UV molto più elevate rispetto all'emissione stellare dalle galassie, la loro inclusione distorcerebbe significativamente la forma della funzione di luminosità alle magnitudini assolute più luminose.Quindi escludiamo tutti gli oggetti identificati spettroscopicamente come AGN con righe di emissione ampie (FWHM> 1000 km s−1) dall'elenco delle fonti utilizzate per costruire funzioni di luminosità.Fortunatamente, siamo in grado di escludere completamente questi AGN a linea larga nel 13H XMM–Newton Deep Field.Le loro ampie righe di emissione le rendono più facili da identificare e ottenere spostamenti verso il rosso attraverso la spettroscopia ottica rispetto ad altre galassie di magnitudini ottiche comparabili, in particolare con spostamenti verso il rosso maggiori di 0,8.Lo scopo originale del campo 13H era un'indagine a raggi X e radio, principalmente per studiare l'emissione di AGN in queste bande.Di conseguenza, i candidati AGN sono stati gli obiettivi prioritari per molti anni delle nostre campagne di follow-up spettroscopiche.Cinque AGN a linea larga con spostamenti verso il rosso spettroscopici compresi tra 0,6 e 1,2 sono stati esclusi dal nostro campione attraverso questo processo.Come ulteriore controllo della contaminazione da AGN del campione, abbiamo cercato sorgenti UVW1 che non sono identificate spettroscopicamente, ma che si trovano entro 2 secondi d'arco da una sorgente di raggi X rilevata nelle nostre osservazioni di imaging di Chandra (McHardy et al. 2003).Troviamo tre di queste fonti.I loro spostamenti verso il rosso fotometrici sono compresi tra 1 e 1,2 e le loro luminosità dei raggi X implicite di 0,5–7 keV a questi spostamenti verso il rosso sono maggiori di 1043 erg s−1, più alte di qualsiasi galassia nota per la formazione di stelle e implicano che tutte e tre sono AGN.Le loro magnitudini assolute UV implicite vanno da -20,4 a -21,4, all'estremità luminosa della funzione di luminosità dove la contaminazione da AGN potrebbe avere un impatto significativo sulla forma della funzione di luminosità.In tutte e tre le fonti, esiste una significativa possibilità che l'emissione UV sia dominata da un AGN, e quindi le abbiamo escluse dal campione.La completezza del processo di rilevamento della sorgente UVW1 in funzione della grandezza è stata valutata iniettando ripetutamente sorgenti false nell'immagine UVW1, ripetendo il processo di rilevamento della sorgente e registrando la frazione delle sorgenti iniettate che vengono recuperate.Alle sorgenti false sono stati dati profili spaziali gaussiani con FWHM equivalente a XMM-OM PSF, cioè sorgenti puntiformi.Alle magnitudini e agli spostamenti verso il rosso di interesse (z > 0,6, magnitudine UVW1 >21), quasi tutte le sorgenti appaiono puntiformi al software di rilevamento della sorgente omdetect e l'apertura del raggio minimo di 2,8 arcsec utilizzata in omdetect per misurare la fotometria rende il precise shape of the input source on sub-PSF scales unimportant.vol.soc.228vol.soc.81vol.soc.2857