{"id":15641,"date":"2026-06-01T08:06:19","date_gmt":"2026-06-01T08:06:19","guid":{"rendered":"https:\/\/www.proefschriftmaken.nl\/portfolio\/chloe-cheng\/"},"modified":"2026-06-01T08:06:26","modified_gmt":"2026-06-01T08:06:26","slug":"chloe-cheng","status":"publish","type":"us_portfolio","link":"https:\/\/www.proefschriftmaken.nl\/en\/portfolio\/chloe-cheng\/","title":{"rendered":"Chloe Cheng"},"content":{"rendered":"","protected":true},"excerpt":{"rendered":"","protected":true},"author":7,"featured_media":15642,"comment_status":"closed","ping_status":"closed","template":"","meta":{"_acf_changed":false,"footnotes":""},"us_portfolio_category":[45],"class_list":["post-15641","us_portfolio","type-us_portfolio","status-publish","post-password-required","hentry","us_portfolio_category-new-template"],"acf":{"naam_van_het_proefschift":"Elementary","samenvatting":"Om de vorming en evolutie van structuur in ons heelal te begrijpen, moeten we eerst de vraag stellen hoe sterrenstelsels en hun omringende halo\u2019s van donkere materie \u2014 de bouwstenen van het heelal \u2014 in de loop van de tijd zijn gegroeid en veranderd. Zware sterrenstelsels met oude sterpopulaties bieden de antwoorden, aangezien zij tot de meest extreme systemen behoren die bestaan. Deze oude kosmische fossielen, die zijn gestopt met stervorming, bevatten het grootste deel van de stellaire massa in het heelal. Hun eigenschappen dagen theorie\u00ebn over kosmische structuurvorming uit en maken ze tot unieke laboratoria om de fundamentele fysica te onderzoeken waarop ons heelal berust.\n\nHet dossier van zware sterrenstelselvorming\n\nHet heelal begon ongeveer 13,8 miljard jaar geleden in een extreem hete en dichte toestand, met de oerknal (zie Figuur 1). In een oogwenk begon de ruimte zelf uit te zetten en af te koelen, waarbij zich in de loop van de tijd steeds grotere structuren vormden: van deeltjes naar atomen, naar sterren en sterrenstelsels. Op deze manier vormt structuur in het heelal zich hi\u00ebrarchisch. Dit model voor de vorming van het heelal wordt de \u039bCDM-kosmologie genoemd.\n\nSterrenstelsels zijn enorme verzamelingen van sterren, gas, stof en donkere materie die door zwaartekracht bij elkaar worden gehouden. Ze groeien via invallend gas, door nieuwe sterren te vormen uit koud gas, en door samen te smelten met andere, nabije sterrenstelsels. Uiteindelijk stoppen veel sterrenstelsels met stervorming, een proces dat bekend staat als \u2018quenching\u2019. In ons huidige beeld van sterrenstelselvorming hebben sterrenstelsels zich op een hi\u00ebrarchische manier gevormd, vergelijkbaar met de grotere kosmische structuur van het heelal. De vorming van zware sterrenstelsels gebeurde waarschijnlijk in twee fasen (zie Figuur 2): hun dichte, compacte centra zijn waarschijnlijk vroeg gevormd, ongeveer 10 miljard jaar geleden, tijdens een periode van snelle stervorming. Nadat de stervorming stopte, zijn ze mogelijk blijven groeien. Dat zou vooral aan de buitenkant gebeurd zijn door botsingen met kleine naburige sterrenstelsels. Dit beeld wordt ondersteund door waarnemingen die laten zien dat verre, passieve sterrenstelsels compacter zijn dan nabije sterrenstelsels.\n\nEr zijn echter ook alternatieve scenario\u2019s mogelijk. Zo kan het zijn dat individuele sterrenstelsels helemaal niet groeien. In plaats daarvan zou de evolutie in afmeting het gevolg kunnen zijn van het feit dat sterrenstelsels die vroeger stoppen met het vormen van sterren kleiner zijn dan stelsel die later stoppen. Bovendien is het nog onduidelijk hoe en waarom sterrenstelsels stoppen met stervorming. Er zijn verschillende processen die dit kunnen veroorzaken, bijvoorbeeld door het koude gas \u2014 dat nodig is voor stervorming \u2014 te verwijderen, op te gebruiken of te verhitten. In werkelijkheid spelen waarschijnlijk meerdere processen tegelijk een rol. Toch is het cruciaal om de mechanismen te bepalen waarmee het merendeel van de sterrenstelsels zich vormt, \u2018quencht\u2019 en vervolgens evolueert, om zo ons bredere begrip van structuurvorming in het heelal te verbeteren.\n\nOm de vorming van zware sterrenstelsels te begrijpen, kunnen we gebruikmaken van geavanceerde observatoria zoals de James Webb Space Telescope (JWST). In 2021 begon JWST het heelal waar te nemen, na een van de meest uitdagende lanceringen ooit. De JWST vormt een onge\u00ebvenaarde internationale samenwerking tussen de VS, Europa en Canada. Met een kostprijs van $10 miljard en operationele kosten van $10.000 per uur heeft deze investering de wetenschap al ingrijpend veranderd. JWST heeft met name de ontdekking mogelijk gemaakt van zware sterrenstelsels met oude sterpopulaties op veel vroegere tijdstippen dan verwacht, toen het heelal ongeveer 2 miljard jaar oud was. Deze resultaten suggereren dat sterrenstelsels veel sneller en eerder met stervorming begonnen en stopten dan voorspeld door de \u039bCDM-kosmologie, wat problemen veroorzaakt voor theorie\u00ebn over sterrenstelselvorming en ons kosmologisch raamwerk.\n\nDeze interpretatie is echter gebaseerd op beperkte data en modellen. Dit werk is met name gebaseerd op het fitten van sterpopulatiemodellen aan een klein aantal fotometrische datapunten. Deze modellen kunnen vertekende eigenschappen voorspellen door brede aannames over de onderliggende chemische samenstelling en fysica van sterrenstelsels. Bovendien zijn onze data beperkt: ze tonen slechts ongeveer 2% van de sterren (de helderste en meest zware) die we in deze zeer verre sterrenstelsels kunnen waarnemen. Ten slotte gaat het om kleine steekproeven. Hierdoor kunnen belangrijke conclusies over sterrenstelselvorming onjuist zijn. In het tijdperk van JWST schieten traditionele methoden tekort.\n\nOnze speurderskit voor het ontrafelen van de geschiedenis van sterrenstelsels\n\nDe componenten van een sterrenstelsel, inclusief de eigenschappen van zijn sterpopulaties, geven aanwijzingen over zijn evolutie. Deze informatie ligt opgeslagen in de chemische samenstelling van de sterren. Hoewel we de volledige geschiedenis van een sterrenstelsel nooit direct kunnen observeren, kunnen we het verleden indirect bestuderen via het licht van de sterren. Door de totale helderheid van een sterrenstelsel in een klein aantal brede kleuren te meten, krijgen we een eerste indruk van de sterinhoud. Door het licht verder op te splitsen in individuele golflengten, kunnen we de opbouwgeschiedenis van sterrenstelsels ontleden (zie Figuren 3 en 4).\n\nOm deze data te interpreteren, moeten we begrijpen hoe sterpopulaties zijn opgebouwd. Elke ster wordt geboren met een bepaalde massa, en we moeten de verdeling van deze massa\u2019s kennen (de initi\u00eble massafunctie) om sterpopulaties te beschrijven. Deze kan vari\u00ebren met omgeving, maar dit is nog een belangrijk open vraagstuk. Daarnaast moeten we begrijpen hoe sterren met verschillende massa\u2019s en chemische samenstellingen evolueren. Ook moeten we weten welke spectra verschillende typen sterren produceren, omdat zij zowel de vorm van het spectrum als de aanwezigheid van spectrale lijnen be\u00efnvloeden. Door atomen in het laboratorium te bestuderen, hebben wetenschappers berekend hoe elk element licht absorbeert op specifieke golflengten \u2014 elk element heeft zijn eigen spectrale vingerafdruk. Zo absorbeert waterstof licht op bepaalde golflengten (zie Figuur 5), waardoor we bij het zien van deze lijnen in een spectrum weten dat waterstof aanwezig is. Door deze ingredi\u00ebnten te begrijpen, kunnen we leeftijden en gedetailleerde chemie afleiden, wat inzicht geeft in de evolutie van sterrenstelsels. Verschillende typen sterren produceren verschillende elementen op uiteenlopende tijdschalen, waardoor elementverhoudingen informatie geven over chemische evolutie en stervormingsgeschiedenis.\n\nHet interpreteren van spectra is echter complex, omdat verschillende eigenschappen vergelijkbare effecten kunnen hebben. Zo kunnen leeftijd en chemische samenstelling bijna identieke spectrale veranderingen veroorzaken (de leeftijd-metalliciteit degeneratie). Ook variaties in de initi\u00eble massafunctie kunnen lijken op chemische variaties. Het correct ontleden van deze effecten is daarom bijzonder uitdagend.\n\nWe kunnen deze fysische principes toepassen op echte data door modellen te fitten aan spectra. Individuele spectrale kenmerken zijn gevoelig voor specifieke eigenschappen: waterstoflijnen voor leeftijd en ijzerlijnen voor zowel leeftijd als het ijzergehalte. In de praktijk dragen echter alle eigenschappen bij aan het volledige spectrum. Door het hele spectrum tegelijk te modelleren, verkrijgen we meer informatie en robuustere resultaten, inclusief subtiele bepalingen van de initi\u00eble massafunctie.\n\nOp zoek naar de vingerafdrukken van sterrenstelselvorming\n\nMet deze technieken hebben we geleerd dat zware sterrenstelsels in het nabije heelal ook tot de oudste objecten behoren en rijk zijn aan elementen zoals ijzer en magnesium. Dit suggereert dat zij hun sterren snel vormden en vroeg hun stervorming eindigden. Daarnaast hebben nabijgelegen zware sterrenstelsels in hun centra een overschot aan lage-massa sterren ten opzichte van de Melkweg, wat wijst op een andere initi\u00eble massafunctie.\n\nDoor ook de ruimtelijke verdeling van sterpopulaties mee te nemen, verkrijgen we meer detail. Gradi\u00ebnten in sterpopulaties geven informatie over massa-opbouw en helpen verschillende vormingsmechanismen te onderscheiden. Nabije zware sterrenstelsels hebben vaak rodere centra en blauwere buitengebieden, veroorzaakt door hogere ijzergehaltes in de centra \u2014 in lijn met hi\u00ebrarchische vorming.\n\nOm de vorming van zware oude sterrenstelsels echt te begrijpen, moeten we echter terugkijken in de tijd en hun jongere fasen bestuderen. Door de eindige lichtsnelheid zien we verre sterrenstelsels zoals ze vroeger waren. Dit wordt gekwantificeerd met roodverschuiving: hoe hoger de roodverschuiving, hoe vroeger de kosmische tijd. Het observeren van deze verre sterrenstelsels met hoge roodverschuiving is uitdagender dan het bestuderen van nabije sterrenstelsels, omdat ze door hun enorme afstand veel zwakker zijn. Bovendien zijn hun elementgevoelige absorptiekenmerken zeer zwak en verschoven naar golflengtegebieden waarin onze telescopen minder gevoelig zijn. Daarom moeten we individuele verre sterrenstelsels tientallen tot honderden uren observeren om gedetailleerde leeftijden en chemische samenstellingen te meten.\n\nDankzij innovatieve technologische vooruitgang in de astronomische waarnemingen in de afgelopen \u223c15 jaar zijn we begonnen zware sterrenstelsels met oude sterpopulaties tot zeer vroege tijden te onderzoeken. Verrassend genoeg wordt ons beeld van sterrenstelselvorming juist minder duidelijk naarmate we dichter bij het begin van het heelal komen. Het is bijvoorbeeld onduidelijk hoe deze oude sterrenstelsels evolueren tot de sterrenstelsels die we in het nabije heelal zien (als ze al verwant zijn). Zoals hierboven besproken heeft JWST de ontdekking mogelijk gemaakt van zware sterrenstelsels met oude sterpopulaties op veel vroegere tijden dan voorspeld door \u039bCDM-simulaties. De vorming en evolutie van zware sterrenstelsels met oude sterpopulaties blijft daarom een open vraag. Om vooruitgang te boeken in het identificeren van de dominante mechanismen van stermassa-opbouw en het stoppen van stervorming, en om de vondsten van \u201conmogelijk vroege\u201d sterrenstelsels te bevestigen, hebben we een groter aantal nodig van verre, zware sterrenstelsels met diepe en hoge ruimtelijke resolutie waarnemingen.\n\nDit proefschrift: het identificeren van de daders\n\nIn dit proefschrift presenteren we enkele van de meest gedetailleerde metingen tot nu toe van sterrenstelselvorming tot \u223c10 miljard jaar geleden. Met de flexibele modellering van hoogwaardige ge\u00efntegreerde en ruimtelijk opgeloste spectra presenteren we nieuwe metingen van leeftijds- en chemische gradi\u00ebnten in verre sterrenstelsels, onthullen we discrepanties in modelvoorspellingen, en voeren we de eerste robuuste metingen uit van de initi\u00eble massafunctie in het vroege heelal.\n\nIn Hoofdstuk 2 meten we gradi\u00ebnten in een grote steekproef van verre zware sterrenstelsels met oude sterpopulaties met data van de LEGA-C survey. Deze sterrenstelsels bestonden \u223c7 miljard jaar geleden, toen het heelal ongeveer half zo oud was als nu. We vinden dat de sterren in de centra dezelfde leeftijd en hetzelfde magnesiumgehalte hebben als in de buitengebieden, maar hogere ijzergehaltes. Onze resultaten zijn consistent met een scenario waarin deze sterrenstelsels eerst intense stervorming in hun centra ondergingen voordat zij hun stervorming eindigden, waarna hun buitengebieden werden opgebouwd door fusies met kleine, naburige sterrenstelsels met lagere ijzergehaltes. Alternatieve scenario\u2019s kunnen onze resultaten echter ook verklaren.\n\nIn Hoofdstuk 3 combineren we onze gedetailleerde spectroscopische metingen met onafhankelijke fotometrische kleuren om voorspellingen van sterpopulatiemodellen te testen. We meten leeftijden en chemische samenstellingen van een grote steekproef van zware sterrenstelsels met oude sterpopulaties, opnieuw afkomstig uit de LEGA-C survey. We vergelijken de gemeten kleuren van onze sterrenstelsels met de voorspelde kleuren op basis van onze gemeten leeftijden en chemische samenstellingen. We vinden dat sterpopulatiemodellen de leeftijd-kleur- en leeftijd-chemische-samenstelling-relaties die we in de data vinden niet kunnen reproduceren. Onze resultaten tonen aan dat veelgebruikte sterpopulatiemodellen onjuist zijn en laten zien dat de onderliggende fysische aannames waarop deze modellen zijn gebaseerd dringend opnieuw moeten worden ge\u00ebvalueerd.\n\nIn Hoofdstuk 4 meten we leeftijds- en chemische gradi\u00ebnten in 8 zware sterrenstelsels met oude sterpopulaties die \u223c 10 miljard jaar geleden bestonden, dicht bij het tijdperk waarin deze sterrenstelsels gevormd werden en hun stervorming eindigden. Met behulp van data van het JWST-SUSPENSE-programma vinden we dat de sterren in de centra van deze sterrenstelsels ouder zijn en rijker aan magnesium dan in de buitengebieden, maar dezelfde hoeveelheid ijzer bevatten. Deze resultaten suggereren een scenario waarin de centra van sterrenstelsels eerst stopten met stervorming, gevolgd door de buitengebieden. In de richting van het huidige tijdperk zouden deze sterrenstelsels hun buitengebieden kunnen hebben opgebouwd door fusies met kleine, naburige sterrenstelsels, wat heeft geleid tot de gradi\u00ebnten die we in Hoofdstuk 2 hebben gevonden. Aan de andere kant is het mogelijk dat verschillende quenching-mechanismen op verschillende tijdstippen optreden en leiden tot verschillende gradi\u00ebnten.\n\nTen slotte presenteren we in Hoofdstuk 5 de eerste robuuste metingen van de initi\u00eble massafunctie, in een steekproef van 9 zware sterrenstelsels met oude sterpopulaties buiten het nabije heelal. Deze studie is gebaseerd op data van ons JWST-IMFERNO-programma. We vinden dat de meest zware, verre sterrenstelsels een overschot aan lage-massa sterren hebben ten opzichte van de Melkweg. In combinatie met eerdere bevindingen dat de centra van nabije zware sterrenstelsels met oude sterpopulaties ook een overschot aan lage-massa sterren bevatten, zijn onze resultaten consistent met het tweefasenmodel. Ons oudste en meest zware sterrenstelsel is waarschijnlijk een afstammeling van de verre, zware, \u201conmogelijk vroege\u201d sterrenstelsels die met JWST zijn ontdekt, wat impliceert dat zij mogelijk ook dit overschot aan lage-massa sterren hadden. Onze beperkingen suggereren dat hun stellaire massa\u2019s nog groter zijn dan oorspronkelijk gerapporteerd, wat de spanning tussen waarnemingen van zware, vroege sterrenstelsels en huidige modellen voor sterrenstelselvorming verder vergroot.\n\nHet dossier gaat verder...\n\nHoewel dit werk ons begrip van sterrenstelselvorming in de afgelopen \u223c10 miljard jaar aanzienlijk heeft verbeterd, blijven er belangrijke vragen bestaan. Om de dominante vormingsroutes te identificeren, moeten we grotere steekproeven bestuderen met nog hogere ruimtelijke resolutie, gebruikmakend van de volgende generatie telescopen (zoals de Extremely Large Telescope), en tegelijkertijd geavanceerdere modelleringstechnieken ontwikkelen. Deze stappen zullen ons in staat stellen een completer beeld te schetsen van sterrenstelselvorming door de kosmische tijd heen.","summary":"In order to understand the formation and evolution of structure in our Universe, we first need to ask how galaxies and their host dark matter haloes, the Universe\u2019s building blocks, have grown and changed over time. Massive, quiescent galaxies hold the answers as some of the most extreme systems in existence. These ancient cosmic fossils, which have ceased forming stars, currently account for most of the Universe\u2019s stellar mass. Their properties challenge theories of cosmic structure formation, making them unique laboratories for probing the fundamental physics on which our Universe operates.\n\nThe massive galaxy formation case file\n\nThe Universe began about 13.8 billion years ago, in an extremely hot and dense state, with the Big Bang (see Figure 1). In an instant, space itself began to expand and cool, collapsing into larger and larger structures over time, from particles, to atoms, to stars and galaxies. In this way, structure in the Universe forms hierarchically. This model of the formation of the Universe is called \u039bCDM cosmology.\n\nGalaxies are huge collections of stars, gas, dust, and dark matter held together by gravity. They grow via infalling gas, by forming new stars from cold gas, and by merging with other, nearby galaxies. Eventually, many galaxies stop forming stars, a process known as quenching. In our current galaxy formation picture, galaxies may have formed in a hierarchical manner similar to the larger cosmic structure of the Universe. Specifically, they may have formed in two phases (see Figure 2): their dense, compact centres likely formed early, about 10 billion years ago, during a period of rapid star formation. After star formation ended, they may have continued to grow, building up their outer regions by merging with tiny, neighbouring galaxies. This picture is supported by observations that distant, quiescent galaxies are more compact compared to nearby galaxies.\n\nHowever, alternative galaxy formation scenarios are also possible. For example, it may be that individual galaxies are not growing at all. Instead, galaxies that quench earlier may be smaller, while galaxies that quench closer to the present day may be larger. Additionally, it is unclear how and why galaxies stop forming stars and become quiescent. There are a variety of processes that can allow galaxies to achieve this quenched state, by removing, using up, or heating the reservoir of cold gas needed to form stars. In reality, a combination of processes are likely occurring. Nonetheless, isolating the mechanisms by which the majority of galaxies form, quench, and subsequently evolve is crucial to our broader understanding of structure formation in the Universe.\n\nTo achieve this understanding, we can leverage cutting-edge observatories, such as the James Webb Space Telescope (JWST). Commencing operations in 2021 after one of the most challenging launches ever achieved, JWST is an unparalleled international collaboration between the US, Europe, and Canada. With a cost of $10 billion USD and ongoing operations of $10 000\/hour, this investment has transformed science. Specifically, JWST has facilitated the discovery of massive, quiescent galaxies at much earlier times than expected, when the Universe was about 2 billion years old. These findings suggest that galaxies began and ended star formation faster and earlier than predicted by \u039bCDM cosmology, putting pressure on galaxy assembly theories and our cosmological framework.\n\nHowever, this interpretation relies on limited data and models. In particular, we rely on fitting stellar population models to a handful of photometric data points. These models may predict biased properties due to broad assumptions about galaxies\u2019 underlying chemistry and physics. Moreover, our data are limited in that they depict only 2% of the stars (the brightest and most massive) that we can see in these very distant galaxies. Finally, they represent tiny galaxy samples. As a result, these major claims about galaxy formation may be incorrect. In the era of JWST, traditional methods are insufficient.\n\nOur sleuthing kit for investigating galaxy histories\n\nThe components of a galaxy, including its stellar population properties, provide clues to its evolution. This information is encoded in the chemical makeup of its stars. While we can never directly observe a galaxy\u2019s full history, we can study its past history indirectly via its stellar light. Measuring the total brightness of a galaxy in a small number of broad, photometric colours provides an initial view of its stellar content. By further dispersing galaxy light into individual wavelengths, we can unpack galaxy assembly signatures imprinted in this spectrum (see Figures 3 and 4).\n\nWe can use these data to unlock insights into galaxy formation, by inferring the properties of galaxies\u2019 constituent stellar populations. Interpreting the light from these groups of stars requires a deep understanding of the ingredients on which they are built. In particular, each star is born with a certain mass. We need to know the distribution of these birth stellar masses (called the initial mass function) to describe stellar populations. The initial mass function may vary with environment, but this is still a major open area of investigation. Additionally, we need to be able to describe how stars of different masses and chemical compositions evolve over time. Finally, we need to understand what kinds of spectra stars produce, as each type of star can change both the overall shape of a galaxy\u2019s spectrum, as well as the presence of certain dips in a spectrum (spectral lines). By studying atoms in the lab, scientists have calculated how each element absorbs light at specific wavelengths, with each element having its own spectral fingerprint. For example, hydrogen atoms absorb light at well-known wavelengths (see Figure 5), so when we observe these same dips or lines in a galaxy spectrum, we know that hydrogen is present. We can then quantify the amount of hydrogen based on the depths of these features.\n\nBy understanding these ingredients, we can infer the ages and detailed chemistry of stellar populations, which provide a window into the processes that drove a galaxy\u2019s evolution. In particular, a galaxy\u2019s past star formation and interactions can be inferred from its overall chemistry. Additionally, different types of stars forge different elements on varying timescales as they evolve and die. The ratios of elements can give us insight into the chemical evolution and star formation histories of a galaxy. However, interpreting observed galaxy data is complicated by the fact that different properties can have similar observed effects on the shapes of spectra and the depths of spectral lines. For example, changes in stellar age and chemistry can have nearly identical spectral impacts. This is known as the age-metallicity degeneracy. Additionally, variations in the shape of the initial mass function can have similar effects as variations in chemistry. Thus, correctly disentangling the specific age, chemical composition, and initial mass function of a galaxy in order to understand it\u2019s place in evolutionary history is extremely challenging.\n\nWe can apply these physical principles to real data, in order to interpret galaxies\u2019 constituent stellar populations. To disentangle galaxy ages and detailed chemical compositions, and to constrain the initial mass function in diverse galaxies, we can fit models to spectra. This can be done by examining individual spectral features, which are primarily sensitive to certain properties. For example, the strengths of hydrogen lines are primarily sensitive to the age of a galaxy, while iron lines are primarily sensitive to the amount of iron in a galaxy.\n\nIn practice, however, individual elements and galaxy properties contribute to the signal of the entire spectrum. We can thus gain more information and more robustly constrain galaxy properties by modeling the entire spectrum of a galaxy simultaneously. In this way, we can also constrain a galaxy\u2019s initial mass function, which presents itself as extremely subtle variations across the whole spectrum.\n\nDusting for galaxy formation fingerprints\n\nThe tools described above have been applied to data of a wide variety of galaxies. In particular, by looking at light averaged over whole galaxies, we have learned that massive galaxies in the nearby Universe are also the oldest objects and are rich in elements like iron and magnesium. These findings suggest that these galaxies both formed their stars and quenched early and quickly. Moreover, we have learned that nearby, massive galaxies have an excess of low-mass stars in their centres compared to the Milky Way, indicating that their initial mass functions are different.\n\nThese measurements have guided our understanding of the global properties of galaxies, but we can unlock more detailed insights by spatially resolving a galaxy\u2019s constituent stellar populations. Stellar population gradients encode stellar mass build-up, allowing us to differentiate possible quenching and assembly mechanisms. Spatially resolved data have shown us that nearby, massive galaxies tend to have redder colours in their centres and bluer colours in their outskirts, which are driven by the fact that galaxy centres are richer in iron compared to their outskirts. These findings reinforce the idea that galaxies formed hierarchically.\n\nWhile we have learned a lot about galaxy evolution from studying nearby, massive galaxies, it is important to keep in mind that in the two-phase model, we expect these galaxies to be in a relatively late stage of evolution. In particular, their outskirts may have already been built up by merging with tiny, neighbouring galaxies. To truly understand the formation of massive, quiescent galaxies, we must look back in time, and study their more pristine stellar populations, closer to the epoch when they formed. Because light takes time to travel, observing galaxies at greater distances allows us to see them as they were earlier in the Universe\u2019s history. As a result of the expansion of the universe, this time is quantified by redshift, with higher redshift corresponding to earlier cosmic times.\n\nObserving these distant, high-redshift galaxies is more challenging than studying nearby galaxies, as they are much dimmer due to their extreme distance from us. Additionally, their element-sensitive absorption features are very faint and red-shifted into wavelength regions where our telescopes are less sensitive. Thus, we must observe individual distant galaxies for tens to hundreds of hours to measure detailed ages and chemical compositions.\n\nWith innovative technological advancements in astronomical observations over the last \u223c 15 years, we have begun to survey massive, quiescent galaxies out to very early times. Surprisingly, our picture of galaxy formation is actually becoming muddier as we reach back towards the advent of the Universe. In particular, it is not clear how these high-redshift, quiescent galaxies evolve into those we see in the nearby Universe (if they are even related). For example, as discussed above, JWST has facilitated the discovery of massive, quiescent galaxies at much earlier times than predicted by \u039bCDM simulations. The formation and evolution of massive, quiescent galaxies thus remains an open question. To make progress in isolating the dominant mechanisms of stellar mass assembly and star formation quenching, and to confirm findings of \u2018impossibly early\u2019 galaxies, we require large samples of distant, massive galaxies with high-quality and spatially resolved data.\n\nThis thesis: identifying the culprits\n\nIn this thesis, we provide some of the most detailed constraints to date on galaxy formation out to \u223c 10 billion years ago. Through flexible modeling of the highest quality integrated and spatially resolved spectra, we present novel measurements of age and chemical gradients in distant galaxies, reveal discrepancies in model predictions, and make the first robust measurements of the initial mass function in the distant Universe.\n\nIn Chapter 2, we measure gradients in a large sample of distant, massive, quiescent galaxies, using data from the LEGA-C survey. These galaxies existed \u223c 7 billion years ago, when the Universe was about half of it\u2019s current age. We find that the stars in the centres of these galaxies have the same age and magnesium content as in their outskirts, but have higher amounts of iron. Our findings are consistent with a scenario in which these galaxies underwent a large amount of star formation in their centres before they quenched, followed by their outskirts being built up by small, neighbouring galaxies with lower amounts of iron. However, alternative scenarios can also explain our results.\n\nIn Chapter 3, we combine our detailed spectroscopic measurements with independent photometric colours to challenge predictions made by stellar population models. We measure ages and chemical compositions of a large sample of massive, quiescent galaxies, again from the LEGA-C survey. We compare the measured colours of our galaxies to the predicted colours based on our measured ages and chemical compositions. We find that stellar population models are not able to reproduce the age-colour and age-chemical composition trends that we find in the data. Our results demonstrate that commonly used stellar population models are incorrect, illustrating that the underlying physical assumptions on which these models are built must urgently be re-assessed.\n\nIn Chapter 4, we measure age and chemical gradients in 8 massive, quiescent galaxies that existed \u223c 10 billion years ago, close to the epoch when these galaxies formed and quenched. Using data from the JWST-SUSPENSE program, we find that the stars in the centres of these galaxies are older and richer in magnesium compared to their outskirts, but have the same amount of iron. These findings suggest a picture where the centres of galaxies quenched their star formation first, followed by their outskirts. Towards the present day, these galaxies may have built up their outskirts through merging with small, neighbouring galaxies to produce the gradients that we found in Chapter 2. On the other hand, it may be that different quenching mechanisms are occurring at different times and result in different gradients.\n\nFinally, in Chapter 5, we present the first robust measurements of the initial mass function, in a sample of 9 massive, quiescent galaxies beyond the nearby Universe. This study is based on data from our JWST-IMFERNO program. We find that the most massive, distant galaxies have excess low-mass stars compared to the Milky Way. In combination with previous findings that the centres of nearby, massive, quiescent galaxies also have excess low-mass stars, our results are consistent with the two-phase model. Our oldest and most massive galaxy is a likely descendant of the distant, massive, \u2018impossibly early\u2019 galaxies found with JWST, implying that they may have also had this excess of low-mass stars. Our constraints suggest that their stellar masses are even greater than originally reported, heightening the tension between observations of massive, early galaxies and current galaxy formation models.\n\nThe case continues...\n\nThis work has contributed substantially to our understanding of massive galaxy formation over the last \u223c 10 billion years, however questions still remain. To identify the dominant galaxy formation pathways, we must examine larger samples of galaxies with even higher spatial resolution, taking advantage of the next generation of modern telescopes (including the Extremely Large Telescope), and simultaneously developing more sophisticated modeling methods. These ways forward will allow us to paint a more complete picture of galaxy formation over cosmic time.","auteur":"Chloe Cheng","auteur_slug":"chloe-cheng","publicatiedatum":"25 juni 2026","taal":"EN","url_flipbook":"https:\/\/ebook.proefschriftmaken.nl\/ebook\/chloecheng?iframe=true","url_download_pdf":"https:\/\/ebook.proefschriftmaken.nl\/download\/7df45cd4-939f-48a9-b974-af6430acb04e\/optimized","url_epub":"","ordernummer":"19091","isbn":"978-94-6534-444-7","doi_nummer":"","naam_universiteit":"Universiteit Leiden","afbeeldingen":15643,"naam_student:":"","binnenwerk":"","universiteit":"Universiteit Leiden","cover":"","afwerking":"","cover_afwerking":"","design":""},"_links":{"self":[{"href":"https:\/\/www.proefschriftmaken.nl\/en\/wp-json\/wp\/v2\/us_portfolio\/15641","targetHints":{"allow":["GET"]}}],"collection":[{"href":"https:\/\/www.proefschriftmaken.nl\/en\/wp-json\/wp\/v2\/us_portfolio"}],"about":[{"href":"https:\/\/www.proefschriftmaken.nl\/en\/wp-json\/wp\/v2\/types\/us_portfolio"}],"author":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/www.proefschriftmaken.nl\/en\/wp-json\/wp\/v2\/users\/7"}],"replies":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/www.proefschriftmaken.nl\/en\/wp-json\/wp\/v2\/comments?post=15641"}],"version-history":[{"count":1,"href":"https:\/\/www.proefschriftmaken.nl\/en\/wp-json\/wp\/v2\/us_portfolio\/15641\/revisions"}],"predecessor-version":[{"id":15644,"href":"https:\/\/www.proefschriftmaken.nl\/en\/wp-json\/wp\/v2\/us_portfolio\/15641\/revisions\/15644"}],"wp:featuredmedia":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/www.proefschriftmaken.nl\/en\/wp-json\/wp\/v2\/media\/15642"}],"wp:attachment":[{"href":"https:\/\/www.proefschriftmaken.nl\/en\/wp-json\/wp\/v2\/media?parent=15641"}],"wp:term":[{"taxonomy":"us_portfolio_category","embeddable":true,"href":"https:\/\/www.proefschriftmaken.nl\/en\/wp-json\/wp\/v2\/us_portfolio_category?post=15641"}],"curies":[{"name":"wp","href":"https:\/\/api.w.org\/{rel}","templated":true}]}}