Galaksi Morfolojisi - Yoğunluk İlişkisinin 0 < z < 1 Aralığında İncelenmesi

Ebat: px

Şu sayfadan göstermeyi başlat:

Download "Galaksi Morfolojisi - Yoğunluk İlişkisinin 0 < z < 1 Aralığında İncelenmesi"

Sanaz Çiçek
5 yıl önce
İzleme sayısı:

1 Galaksi Morfolojisi - Yoğunluk İlişkisinin 0 < z < 1 Aralığında İncelenmesi Korhan Yelkenci, Christophe Benoist, Sinan Aliş 19. Ulusal Astronomi Kongresi, 2-6 Şubat 2015, ODTÜ, Ankara

2 Motivasyon Galaksilerdeki yıldız oluşumları; galaksilerdeki şekil bozuklukları; galaksiler arası etkileşimler, çarpışmalar, birleşmeler araştırılmaya devam eden gu ncel konulardır. Morfoloji-yog unluk ilişkisinin evrimsel açıdan farklı z deg erleri için nasıl deg iştig inin araştırılması, galaksilerin oluşum ve evrimlerinin anlaşılmasında önemli bir rol göstericidir. Morfoloji-yog unluk ilişkisinin evrimsel olarak incelenmesi ile galaksi evriminin çevreden nasıl etkilendig inin bir göstergesidir. Yeni tarama projeleri, çok sayıda galaksiyi z~1.5 derinliklere kadar çalışmaya imkan tanımaktadır.

bölgelerde, geç tip galaksilerin ise daha du şu k yog unluklu bölgelerde bulundug unu

3 Galaksi Morfolojisi - Yoğunluk İlişkisi Dressler (1980 Apj.236: ) Galaksi morfoloji-yog unluk ilişkisi, erken tip galaksilerin yu ksek yog unluklu bölgelerde, geç tip galaksilerin ise daha du şu k yog unluklu bölgelerde bulundug unu göstermektedir. Erken Tip Geç Tip Galaksi morfolojisi yog unluk ilişkisi, galaksi evriminin çevreden etkilendig inin bir göstergisidir.

Galaksi Morfolojik Sınıflandırılması alaksilerin morfolojik olarak sınıflandırılması, galaksi morfolojisi-yog unluk ilişkisinin geniş lçeklerde çalışılabilmesi bakımından önemlidir.

4 Galaksi Morfolojik Sınıflandırılması alaksilerin morfolojik olarak sınıflandırılması, galaksi morfolojisi-yog unluk ilişkisinin geniş lçeklerde çalışılabilmesi bakımından önemlidir. FHTLS tarama projesi, farklı z (0.1<z<1.3) deg erlerine sahip çok sayıda galaksiyi alışma fırsatı sag lamaktadır. arametrik yaklaşımlar: GALFIT (Peng et al., 2002), GIM2D (Simard et al., 2002), GALPHAT (Yoon et l., 2011) vb. GALAPAGOS (Barden 2012) Bu yaklaşımda en çok kullanılan tanılama bulge kesri(b/t) ve Sersic index(n) dir. arametrik olmayan yaklaşımlar: MORPHOT (Fasano et al., 2011) or EFIGI (Baillard et al., 2011). ullanılan yaklaşım sinir ag ı yöntemi ve görsel temellidir

5 Galaksi Morfoloji - Yoğunluk İlişkisinin Evrimi Capak ve dig. 2007

6 FHTLS Gökyüzü Taraması 3.6m lik CFHT MegaCam:1X1 derecelik göru ş alanına sahip, 36 adet 2048 x 4612 piksel CCD den oluşan 340 Megapiksellik mozaik bir kameradır. u,g,r,i,y,z bantlarını kullanmaktadır. CFHTLS derin ve geniş (171 derecekare) Kırmızıya kayma: 0.1 < z <~1.3

7 CFHTLS W1 Alanı ve galaksi sayısı

8 GALFIT (Peng 2002) Data - Model = Residuals GALFIT, galaksilerin yu zey parlaklık dag ılımını analitik fonksiyonlar (Sersic fonksiyonu, exponansiyel disk, gaussian vb.) ile modelleyen bir programdır. Sersic Fonksiyonu (Spiral, n=1 ; Eliptik, n=4)

9 PSFex ile PSF görüntülerinin elde edilmesi

10 Görüntü Alan Maskeleri

11 Maskeleme (Fortran - Cfitsio) Galaksi CFHTLS galaksi alanı Alan maskesi

12 Seçilmiş 25 CFHTLS Galaksisi - Maskeleme z = 0.07 ve genişlik 0.1 Mpc

13 W1 Galaksileri için görüntülerin oluşturulması

14 Analiz Algoritması ve Akış diyagramı CHFTLS W1 katalogları (FITS tabloları) SExtractor (Bertin 1996) PSFex (Bertin 2011) GALFIT (Peng 2002) Maskeleme (Fortran-Cfitsio) Ana Fortran Programı Awk betik - shell scripting (KSH) OAR

OAR ile Paralel Hesaplama Paralel hesaplama için iş betik yönetim sistemi Açık kaynak kodlu 1300000 cisim için GALFIT 5 band çözu mu, 1 tek işlemci ile çalışan bir bilgisayarda 1 GALFIT çalışması 1

75 gu n içinde herhangi bir an elektrik kesintisi, ya da diske yazma problemi ya da çeşitli başka nedenler ile program kesildig inde takibi ve telafisi zor durumlar yaratabilmektedir.

15 OAR ile Paralel Hesaplama Paralel hesaplama için iş betik yönetim sistemi Açık kaynak kodlu cisim için GALFIT 5 band çözu mu, 1 tek işlemci ile çalışan bir bilgisayarda 1 GALFIT çalışması 1 saniye su rdu g u varsayılırsa 6.5 milyon kez GALFIT çalıştırıldıg ında yaklaşık 1800 saat ya da 75 gu n su recektir. 75 gu n içinde herhangi bir an elektrik kesintisi, ya da diske yazma problemi ya da çeşitli başka nedenler ile program kesildig inde takibi ve telafisi zor durumlar yaratabilmektedir. Ayrıca verinin tekrar tekrar teste tabi tutulması da imkanız hale gelmektedir. Bu durum gu nu mu zde ku me (cluster) bilgisayarlarda paralel programlar çalıştırılarak aşılmaya çalışılmaktadır. Testler 48 çekirdekli ku me bilgisayar Tu m uygulama 3025 çekirdekli ku me bilgisayarın 300 çekirdeg i kullanılarak tamamlanmıştır. AWK betik programlama, shell scripting - fortran - GALFIT -> OAR

16 CFHTLS - örnek galaksiler (STIFF: g,r,i)

17 Seçilmiş 25 CFHTLS Galaksisi için testler Galaksi

18 Seçilmiş 3 CFHTLS Galaksisi için GALFIT sonucu Obj Name = Obj Name =100 Chi^2 = Chi^ n= ± 0.01 n= component = 1 component = 1 Sersic Sersic

galaksi i bandında galaksiler 21 kadir parlaklıg

19 W1 Galaksilerinin Renk - Kadir diyagramı (LePHARE tipleri ile Sersic tip karşılaştırılması) galaksi i bandında galaksiler 21 kadir parlaklıg ında kesilerek 16 i adet galaksi vardır.

20 W1 Galaksilerinin LePHARE tiplerinin z dağılımları

21 W1 galaksilerinin LePhare tip - Sersic tip karşılaştırmaları

22 W1 Galaksilerinin bulge disk ayrımı dağılımları

23 W1 galaksilerinin z dağılımları

24 Morfoloji - Yoğunluk İlişkisi 0<z<0.7

25 Morfoloji - Yoğunluk İlişkisinin 0<z<0.7 Smith ve dig karşılaştırılması Capak ve dig karşılaştırılması

26 Sonuçlar - 1 CFHTLS gökyüzü taramasının W1 bölgesi verileri kullanılarak u, g, r, i ve z bantlarında ~ galaksi istatistiksel olarak incelenmiştir. Analizlerde kullanılmak üzere otomatik algoritma içeren GALFIT ve literatürdeki bazı programlarla entegre olarak çalışabilen ve paralel hesaplama mimarisinde özgün bir bilgisayar programı yazılmıştır. Bu sayede galaksinin morfolojik tanımlaması yapılmış, bunlardan tanesinin bulundukları ortamdaki sayı yoğunlukları hesaplanmıştır. z 0.8 e kadar galaksilerin morfoloji yoğunluk ilişkisi otaya konmuş ve bu ilişkilerin farklı yoğunluklu ortamlar için kırmızıya kaymanın bir fonksiyonu olarak nasıl değiştiği incelenmiştir. CFHTLS W1 bölgesi verileri morfolojik sınıflama ve evrimi açısından ilk defa bu tez çalışmasında incelenmiştir. Bu inceleme sırasında CFHTLS W1 bölgesi verilerinin sınırları da görülmüştür. İlk defa çalışılan veriler olduğundan verilerin analizlerinde bazı zorluklarla karşılaşılmıştır.

27 Sonuçlar galaksi için elde edilen morfoloji yog unluk ilişkisinin evriminde yu ksek ve/veya rta yog unluklu ortamlar için erken tip (E+S0) galaksilerinin oranı kırmızıya kayma deg eri rttıkça ortalama olarak bir azalma eg ilimi göstermektedir. Buna göre kozmik zamanda u nu mu ze yaklaştıkça erken tip oranının geçmişe kıyasla arttıg ı göru lmektedir. Bu onuç, önceki çalışmalarla uyum içerisindedir (Capak ve dig. 2007, Postman ve dig. 005, Smith ve dig. 2005). nceki çalışmalarda belirli ku meler incelendig inden yog un ortamlar için yu ksek kırmızıya aymalarda verilen galaksi sayıları daha yu ksek deg erlere ulaşmaktadır. Ancak bu alışmadaki karşılaşılan maskeleme problemlerinden ötu ru yog un ku me ortamları tam larak çözu lemedig inden yog un ortamlar için elde edilen galaksi sayısı nispeten daha u şu k olmuştur

28 Sonuçlar - 3 Bu çalışmada du şu k yog unluklu ortamlar için elde edilen morfoloji yog unluk ilişkisinin pek evrim göstermedig i bulunmuştur. Özellikle du şu k yog unluklarda z~035 den sonra erken tip oranında pek bir deg işim olmadıg ı göru lmu ştu r. Capak ve dig., (2007) de elde edilen morfoloji yog unluk ilişkisinin evrimi (Şekil 2-19) ve bu çalışmada elde edilen sonuçlar karşılaştırıldıg ında du şu k yog unluklu ortamlar için (Ng<56) z~0.35 den sonra benzer bir eg ilim yakalandıg ı göru lmektedir. Capak ve dig de du şu k yog unluklu ortamlarda z > 0.4 olan kırmızıya kaymalarda evrim bulunamamıştır. Du şu k yog unluklu ortam için elde edilen bu sonuç aynı zamanda Smith ve dig. (2005) ile uyumludur.

29 Teşekkürler Bu çalışma, 1059B kod numaralı TÜBİTAK Yurtdışı Doktora Araştırma Bursu ile desteklenmiştir. Bu çalışma, kod numaralı İstanbul Üniversitesi BAP projesi ile desteklenmiştir.

Benzer belgeler

DAG PROJESİ ÇERÇEVESİNDE GALAKSİ DIŞI ASTRONOMİ ÇALIŞMALARI İÇİN BİRKAÇ ÖRNEK

DAG PROJESİ ÇERÇEVESİNDE GALAKSİ DIŞI ASTRONOMİ ÇALIŞMALARI İÇİN BİRKAÇ ÖRNEK Sinan ALİŞ, Korhan YELKENCİ İstanbul Üniversitesi, Fen Fakültesi, Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü, 34119 Beyazıt, İstanbul