Galaktik kümedeki merkezi galaksilerin yapısal evrimi

Bu çalışmada BCG'lerin yapısal parametrelerinin evriminin yüzey parlaklık analizi ile karakterize edilmesi amaçlanmaktadır. 0.1 < z <1.0 kırmızıya kayma aralığında BCGlerin boyutunun nasıl geliştiği gösterilecektir. Yüzey parlaklığı özelliklerinin normal eliptik gökadalarınkinden farklılık göstermesi, daha önce meydana gelen birleşmelere ışık tutabilir. Bu nedenle bu çalışmadaki amaç, BCGlerin yapısal parametrelerinin evrimi ve bunların küme ortamlarıyla olan ilişkisini kırmızıya kaymanın bir fonksiyonu olarak sunmaktır. Galaktik kümelerinin merkezi gökadalar, en parlak küme gökadaları (BCG) olarak bilinir. Bu galaksiler oldukça homojen parlaklıklara sahip evrendeki en parlak ve en kütleli galaksilerdir. Genellikle belirgin bir yıldız oluşumu olmayan bu eliptik gökadalar çoğunlukla bir gökada kümesinin merkezine yakın bulunurlar. Kendisinin oluşumunda önemli bir rol oynamış olabilecek ev sahibi kümenin merkezinde yer alması sebebiyle BCG, genellikle kümedeki diğer gökadalarla birleşene veya onları yutana kadar etkileşime girer. BCGlerin yüzey parlaklık profilleri, sıradan eliptik galaksilerinkinden farklıdır. BCGlerin alışılmadık özellikleri, BCGlerin oluşumu ve evrimi çalışmalarını ilgi çekici kılmaktadır. Modern teoriler, farklı galaksi oluşum yolları ortaya koyar: galaksiler ya birleşmelerle, galaksiler arası gazın birikmesiyle ya da çöken galaksilerde yerinde yıldız oluşumuyla oluşabilir. Oluşum gerçekleştikten sonra, galaksiler zamanla gelişir. Galaksinin evrimi çalışmasındaki zorluk, farklı kırmızıya kaymalardaki farklı galaksiler arasında karşılaştırma yapmaktır. Anketler bu konuda birçok bilgi verir. Örneğin Derin Alan gözlemleri ile Hubble Uzay Teleskobu (HST), z > 1 kırmızıya kaymadaki birçok galaksinin görüntülerini sağlar. Ayrıca, Sloan Dijital Gökyüzü Araştırması (SDSS) ve Milenyum Galaksi Kataloğu araştırmaları, birçok komşu galaksiyi içerir. Bu araştırmalar hem spektroskopik hem de görüntüleme verileri sunar. Bunlardan başka, bu çalışmada kullanılan Kanada-Fransa-Hawaii Telescope Legacy Survey (CFHTLS) araştırması, büyük ölçekli yapıyı ve yüksek kırmızıya kayma evreni keşfetmeyi amaçlayan büyük bir görüntüleme projesidir. CFHTLS'nin fotometrik kırmızıya kaymaları (zp), LePhare programı kullanılarak TERAPIX tarafından hesaplanmıştır. Fotometrik kırmızıya kaymaları hesaplamak için Le Phare, χ2 minimizasyonu yoluyla karşılaştırılan şablon spektrumları ile en iyi eşleşmeyi bulan bir SED uydurma aracıdır. CFHTLS alanlarının fotometrik kırmızıya kayma hesaplamaları için beş farklı şablon spektrumu (E, Sbc, Scd, Irr ve SB) kullanıldı. Bu beş şablon, z ∼1.2'ye kadar olan kırmızıya kayma aralıklarını kapsaması için 66 şablona genişletilmiştir. Şablonların kalibrasyonu, bir VIMOS VLT Deep Survey (VVDS)'den elde edilen spektroskopik kırmızıya kaymalar (zs) kullanılarak yapılmıştır. En parlak küme gökadalarının (BCG'ler) yapısal parametrelerinin incelemek, oluşumlarını ve evrimlerini anlamak için önemli ipuçları sağlar. Bu çalışmada 0.1 < z < 1.0 kırmızıya kayma aralığında CFHTLS'den türetilen 1685 en parlak küme gökadası için yüzey parlaklık profili fit sonuçları sunulmaktadır. BCG'lerin r-bant görüntülerinin uydurulması için tek bir Sérsic formu kullanılmıştır. Örnek, ortamın etkisini araştırmak için ev sahibi kümesi zenginliğine göre iki gruba ayrılmıştır. Sonuçlarımız, zengin kümelerdeki BCG'lerin, fakir kümelerdeki muadillerinden daha büyük olduğunu göstermektedir. Log Re − log n ve büyüklük-parlaklık ilişkileri için en iyi uyum doğrusal regresyonlar sunulmaktadır. Ek olarak, yapısal parametrelerin değişimi incelenmiş, ancak örneğimizdeki BCGlerin z~1'den itibaren önemli bir boyut değişikliği göstermedikleri sonucuna varılmıştır. CFHTLS araştırmasından elde edilen optik görüntülerde yüzey parlaklık dağılımını analiz etmeyi ve çeşitli BCG'lerin yapısal parametrelerinin gelişimini araştırmayı planlıyoruz. Ana analiz aracı, 2 boyutlu analitik fonksiyonları galaksilere ve nokta kaynaklarına doğrudan dijital görüntülere uyduran bir veri analizi algoritması olan GALFIT olacaktır. GALFIT, esas olarak, gizli ince yapıların analizinden galaksilerin kökeni hakkında daha fazla bilgi ve ipucu elde etmek için kullanılır. GALFIT, bir galaksinin yüzey parlaklık profilini bileşenlerine ayırma tekniğidir. Herhangi bir bozulma olmadan gerçek parametre değerlerini kurtarabildiği için 2 boyutlu modelleme kullanan galaksi çalışmaları uygulanmıştır. Uydurma algoritması GALFIT, ham görüntülerden gök cisimlerinin profillerini iki boyutlu (2D) formatlarda modelleyebilmektedir. GALFIT'te bir galaksiyi uydurmak için kullanılan başlıca fonksiyonlar Sérsic, Exponential disk, Nuker, Modified Ferrer ve Edge-on disktir. Temel olarak, belirli bir galaksi için bir model kullanılır, aksi takdirde, çok bileşenli karmaşık bir galaksi için artıkları en aza indirmek için ek modeller eklenebilir. En basit kavramsal aşamada bir modeli bir galaksi görüntüsüne uydurmak, bir değer fonksiyonu tanımlamakla ilgilidir. GALFIT fitinin hassaslığını ifade eden χ2 değeri 1 ile 2 arasında değişir. Daha az değerli bir fonksiyonun daha iyi bir uyum parametresine yol açtığı ve böylece uygun bir galaksi görüntüsünü modelleyebileceği sonucuna varılmıştır. Bu tez çalışmasında, CFHTLSnin W1 alanında tespit edilen kümelerdeki BCG'lerin yapısal evrimi araştırılmıştır. W1 alanının geometrisi ve koordinatları, 9 × 8 ayrı noktaya sahiptir. Noktalar arasında örtüşmeler olduğu için W1'in toplam etkin tarama alanı 63.75°2'dir. Genişletilmiş kaynaklar için r-bandında %80 tamlık sınırının 24 mag olduğu W1 alanı için r-bandı görüntülerinin medyan görüşü 0.71′′ dir. Parlak yıldızları, izleri, gürültüyü ve düşük kalitedeki diğer bölgeleri maskeleyen W1 galaksi kataloğu galaksi kümeleri ve ilişkili BCGlerin tespit edilmesine olanak sağlar ve bu katalog r ≤ 24 olan toplam 2,871,455 galaksi ihtiva eder. CFHTLS'nin veri çıktıları arasında görüntüler, istenmeyen arka plan ışığının silindiği dosyalar, nesne ve fotometrik kırmızıya kayma kataloğu ve daha fazlası yer alır. 2012'de gerçekleşen en son veri yayınından bu yana, tüm veriler halka açıktır ve Kanada Astronomi Veri Merkezi (CADC) aracılığıyla erişilebilir. Herhangi bir olası çevresel etkiyi araştırmak için küme örneğini, ev sahibi küme zenginliğine dayalı olarak fakir (λ ≤ 30) ve zengin (λ >30) şeklinde iki alt örneğe ayırdık. Etkin yarıçapların çeşitliliği, ortamın BCG evrimi üzerindeki etkisinin farklı olabileceğini gösterir. BCGler galaksi kümelerinin potansiyel kuyusunun merkezinde yer aldığından, galaktik birleşme ve yutma zengin kümelerde daha sıklıkla meydana küme karakteristikleri ile BCGlerin yapısal parametreleri arasında korelasyon olduğunu göstermişlerdir. Bununla birlikte, fakir ve zengin kümeler için Sérsic fonksiyonu dağılımları K-S testinin önerdiği gibi neredeyse aynıdır. BCGler ayrıca 0.1< z ≤ 0.4, 0.4 < z ≤ 0.7 ve 0.7