본문 바로가기 주메뉴 바로가기
22대 대한민국 국회 국회정보길라잡이 국회의원검색
회원가입 로그인
HOME

정보검색

소장정보 검색

국회도서관 홈으로 정보검색 소장정보 검색
결과 내 검색 동의어 포함
결과 내 검색 동의어 포함

-

목차보기

Title Page

ABSTRACT

Contents

Chapter 1. Introduction 16

1.1. Dynamics of Galaxies and Integral-Field-Unit Spectroscopy 16

1.2. Environmental Effects on Galaxy Dynamics 18

1.3. SDSS-IV MaNGA IFU Survey 19

1.4. Devasthal Optical Telescope Integral Field Spectrograph (DOTIFS) 23

1.5. Purpose of the Thesis 27

Chapter 2. PSF Deconvolution of the IFU Data and Restoration of Galaxy Stellar Kinematics 28

2.1. Introduction 28

2.2. PSF Deconvolution of IFS Data 31

2.2.1. Lucy-Richardson Deconvolution Algorithm 31

2.2.2. Implementation to the IFU Data 32

2.3. Deconvolution Performance Verication on the Mock IFS Data 33

2.3.1. Mock Galaxy Model 33

2.3.2. Mock IFS Data 34

2.3.3. Kinematics Measurement and Rotation Curve Model Fitting 35

2.3.4. Results and Discussion 38

2.4. Application to SDSS-IV MaNGA IFU Data 48

2.4.1. MaNGA Point Spread Function 48

2.4.2. Measurements of Kinematic Parameters 49

2.4.3. Results 50

2.5. Measurement of the Spin Parameter 51

2.5.1. Application to Mock Data 52

2.5.2. Application to MaNGA Data 53

2.6. Summary and Conclusion 55

Chapter 3. Rotation Curves of Nearby Galaxies and their Environmental Dependence 58

3.1. Introduction 58

3.2. Data 61

3.2.1. SDSS-IV MaNGA 61

3.2.2. Supplementary Catalogs 61

3.2.3. Environmental Parameters 62

3.3. Galaxy Rotation Curve Model 63

3.3.1. Model 63

3.3.2. Model Fitting of the 2D Velocity Map 64

3.4. Results 68

3.4.1. Mass and Morphological Dependence 68

3.4.2. Environmental Dependence 72

3.5. Summary and Conclusion 74

Chapter 4. Dynamical Properties of Nearby Galaxies 78

4.1. Introduction 78

4.2. Data 80

4.2.1. Photometry 80

4.2.2. 2D kinematics 81

4.3. Jeans Anisotropic Modeling with Multi-Gaussian Expansion 81

4.3.1. Multi-Gaussian Expansion 81

4.3.2. Jeans Anisotropic Modeling 84

4.4. Galaxy Mass Profile 90

4.5. Summary and Conclusion 91

Chapter 5. Summary 94

Bibliography 100

Appendix 110

A. MaNGA IFU and Data Reduction 110

A.1. MaNGA IFU 110

A.2. Data Reduction 111

B. DOTIFS Overview, Optical System, and Software 116

B.1. Instrument Overview 116

B.2. Optical System 120

B.3. Software 142

C. Deconvolution Method Verfication 146

C.1. Mock IFU Data Generation 146

C.2. Deconvolution Effect Examples 148

C.3. Dependence on Deconvolution Parameters 150

요약 160

List of Tables

Table 2.1. Mock Cube Parameters (Group 1 and 2) 36

Table 2.2. Ivlock Cube Parameters (Group 3) 37

List of Figures

Figure 1.1. (left) Distribution of SDSS DR15 MaNGA main galaxy on the z-Mi plane. Blue,...(이미지참조) 22

Figure 1.2. Overall mechanical rendering of DOTIFS mounted on the 3.6m Devasthal tele-... 24

Figure 2.1. (left) SDSS gri image and reconstructed MaNGA gri composite image of a... 30

Figure 2.2. Effect, of the PSF convolution and deconvolution of the S/N, r-band flux, line... 39

Figure 2.3. Spectrum of the spaxel where the △V between the Conv and the Free is -20 km/s. 40

Figure 2.4. Difference between the Atted and the true model RC parameters with respect to... 43

Figure 2.5. Difference between the fitted and true model RC parameters with respect to the... 44

Figure 2.6. 1:1 relation of fitted RC model parameters between Conv-true and Deconv-true... 46

Figure 2.7. 1:1 relation of fitted RC model parameters between Conv-true and Deconv-true... 47

Figure 2.8. (left) Distribution of reconstructed FWHM in g-band. Median value is 2.53 ". 49

Figure 2.9. Examples showing the elIects of the PSF deconvolution on three MaNGA galaxies. 50

Figure 2.10. The velocity and the velocity dispersion profile from the original and deconvolved... 51

Figure 2.11. Difference between the true and measured/corrected and the true spin parameter. On the... 54

Figure 2.12. (left) λRe comparison between measured from original MaNGA cube and decon-...(이미지참조) 55

Figure 3.1. Example of rotation curve mode. Each line shows different shpae at the outskirt... 65

Figure 3.2. RC outer gradient (left) and B/T ratio (right) contours on galaxy stellar mass... 67

Figure 3.3. RC outer gradient contours on mass and T-Type space, and RC scale radius and... 67

Figure 3.4. RC outer gradient contours on mass and B/T ratio space, and RC scale radius and... 70

Figure 3.5. RC outer gradient contour on mass and environmental parameters(Rn/rvir,n,...(이미지참조) 70

Figure 3.6. Dependence of RC outer gradient on small-scale environmental parameter... 71

Figure 3.7. Dependence of RC outer gradient on the large-scale environmental parameter... 73

Figure 3.8. Data distribution on environmental parameters depend on stellar mass. The tar-... 75

Figure 3.9. RC outer gradient contours on environmental parameters depend on stellar mass. 75

Figure 4.1. Example of galaxy finding and MGE fitting. (left) Images shows galaxy search... 85

Figure 4.2. Result of MGE fitting on a galaxy. The sum of multiple Gaussian consists the... 85

Figure 4.3. NFW profile with various Rs with γ＝-1. Density slope of all profiles are...(이미지참조) 89

Figure 4.4. Example of the result of JAM filting and mass profile of galaxies. Each row... 92

Figure 4.5. Each plot shows the distribution of .JAM model parameters(iJAM, βz, M*/L, fDM,...(이미지참조) 93

Figure A.1. (left) Distribution of MaNGA IFUs on the MaNGA PLATE ID 9026. The grey... 112

Figure A.2. Distribution of MaNGA lFUs on the sub-region of MaNGA PLATE ID 9026. 113

Figure B.1. Overall mechanical rendering of DOTIFS subsystems, positioned at the telescope... 121

Figure B.2. Fore-optics layout. Diameter and glass material of each component is shown.... 123

Figure B.3. (Left) Matrix spot diagram of the fore-optics. Color represents different wave-... 123

Figure B.4. Layout of calibration unit optics. Elements from the integrating sphere output to... 125

Figure B.5. Top-view of DOTIFS fore-optics and calibration unit opto-mechanical structure. 125

Figure B.6. Opto-mechanical structure of DOTIFS spectrograph. Location of sub-comnonents... 128

Figure B.7. Conceptual diagram of fiber slit and detector. One fiber slit contains light from... 131

Figure B.8. Collimator optics layout. Diameter and glass material of each component is shown. 131

Figure B.9. Camera optics layout. Descriptions are identical as in Figure B.8. In this figure,... 136

Figure B.10. (Left) Matrix spot diagram of the spectrograph optics. Color represents different... 136

Figure B.11. (Left) Matrix spot diagram of the spectrograph optics. Color represents different... 139

Figure B.12. (Left) Result of thermal analysis with and without compensation within a yearly... 141

Figure B.13. Simulated DOTIFS calibration image with Xenon arc lamp. 142

Figure B.14. Simulated DOTIFS calibration image with Krypton and Mercury-Neon lamp. 144

Figure B.15. Section of the simulated CCD image of the DOTIFS(artificial object). It shows... 144

Figure B.16. Example of DOTIFS exposure time calculator output. It. shows all the input... 145

Figure C.1. nSersic＝1, R₁＝3", 1/R₂＝0.05/", i＝55˚, and S/NpPXF@1Re＝10(이미지참조) 152

Figure C.2. nSersic＝4, R₁＝3", 1/R₂＝0.05/", i＝55˚, and S/NpPXF@1Re＝10(이미지참조) 152

Figure C.3. nSersic＝1, R₁＝3", 1/R₂＝0.05/", i＝55˚, and S/NpPXF@1Re＝20(이미지참조) 153

Figure C.4. nSersic＝4, R₁＝3", 1/R₂＝0.05/", i＝55˚, and S/NpPXF@1Re＝20(이미지참조) 153

Figure C.5. nSersic＝1, R₁＝3", 1/R₂＝0.05/", i＝70˚, and S/NpPXF@1Re＝20(이미지참조) 154

Figure C.6. nSersic＝4, R₁＝3", 1/R₂＝0.05/", i＝70˚, and S/NpPXF@1Re＝20(이미지참조) 154

Figure C.7. R₁＝3, 1/R₂＝-0.05 155

Figure C.8. R₁＝3, 1/R₂＝0 155

Figure C.9. R₁＝2, 1/R₂＝0.05 156

Figure C.10. R₁＝4, 1/R₂＝0.05 156

Figure C.11. R₁＝3, 1/R₂＝-0.05, FWHMc0＝2.6(이미지참조) 157

Figure C.12. R₁＝3, 1/R₂＝0.05, FWHMc0＝2.6(이미지참조) 157

Figure C.13. R₁＝2, 1/R₂＝0.05, FWHMc0＝2.6(이미지참조) 158

Figure C.14. R₁＝4, 1/R₂＝0.05, FWHMc0＝2.6(이미지참조) 158

Figure C.15. R₁＝3, 1/R₂＝0.05, FWHMc0＝2.3(이미지참조) 159

Figure C.16. R₁＝3, 1/R₂＝0.05, FWHMc0＝2.9(이미지참조) 159

초록보기

 본 학위논문에서는 가까운 은하들의 동역학적 특성과, 그 은하들이 위치한 환경이 동역학적 특성에 미치는 영향에 대한 연구를 수행하였다. 은하들의 동역학적 특성에 관한 연구는 직접적인 관측이 불가능한 암흑 물질에 대한 연구를 가능케 한다는 점에서 중요하다고 할 수 있다. 또한 은하들의 동역학적 특성과 환경의 관계에 대한 연구는 은하 환경이 은하를 구성하는 물질의 분포에 어떠한 영향을 주는지 이해하는 데 있어 꼭 필요한 연구이다.

본 학위논문에서 사용한 주 관측 자료는 4세대 슬로언 전천 탐사 (Sloan Digital Sky Survey-IV) 중 Mapping Nearby Galaxies at Apache Point Observatory (MaNGA) 탐사에서 제공하는 2차원 영역에서의 분광 자료인 Integral Field Unit (IFU) 자료이다. MaNGA는 지금까지 수행된 IFU 탐사들 중 가장 많은 은하를 관측한 탐사로써, 이를 이용하면 넓은 범위의 은하 질량과 형태에 걸쳐 은하의 동역학적 특성에 대한 통계적인 연구를 할 수 있다.

2장에서는 IFU 자료의 공간 분해능을 낮추는 점퍼짐함수 (Point Spread Function, PSF)의 효과를 감소시키고자 IFU 자료에 적용 가능한 PSF 디컨볼루션 (Deconvolution) 기법을 개발하였다. 이 기법은 IFU 자료를 파장별 2차원 이미지로 나누고 각각의 이미지에 대해 Lucy-Richardson 알고리즘을 사용하여 디컨볼루션을 수행한다. 이때 파장에 따라 PSF의 크기를 나타내는 PSF Full-Width-Half-Maximum (FWHM) 값이 변함을 고려하였다. 이 기법은 PSF의 모양을 가우시안 (Gaussian) 으로 가정했을 경우의 PSF FWHM 값과 계산의 반복 횟수, 이 두 가지 변수만을 필요로 하는 것이 장점이다. 본 연구에서는 모형 IFU 자료를 사용하여 PSF가 IFU 자료에 미치는 영향을 양적으로 확인하였고, 동시에 PSF 디컨볼루션 기법이 그러한 영향을 효과적으로 줄일 수 있음을 보였다. 이를 위해 다양한 빛의 분포, 시선방향에 따른 은하의 겉보기 모양, 신호 대 잡음비, 속도 및 속도 분산 분포의 조합으로 만들어진 150,000개 이상의 모형 IFU 자료를 이용하였다. 모형 IFU 자료를 이용한 분석 결과 PSF 디컨볼루션 기법이 잘 작동함을 확인하였고, 기법 적용에 필요한 적절한 계산 반복 횟수가 20회 임을 찾았다. 또한 PSF 디컨볼루션 기법에 사용된 PSF FWHM 값이 실제 자료에 적용되었던 PSF FWHM 값과 ±0.3″정도 차이가 나더라도 PSF 디컨볼루션 기법이 유의미한 결과를 준다는 것을 보였다. 본 연구에서는 이 기법을 MaNGA 자료에 적용하였으며, 그 결과로부터 구한 2차원 속도/속도 분산 분포가 이전과 비교하여 눈에 띄는 차이를 보임을 확인하였다. 또한 모형 IFU 자료를 이용한 분석한 결과 스핀 변수의 대체값으로 사용되는 λRe 변숫값이 이 기법을 적용한 IFU 자료로부터 측정되었을 때 훨씬 정확하게 측정됨을 보였다.

3장에서는 가까운 은하들의 회전속도곡선을 측정하고, 회전속도곡선의 환경 의존성을 연구하였다. 회전속도곡선의 형태를 더 잘 모사하기 위하여 하이퍼볼릭 탄젠트 (hyperbolic tangent) 함수에 선형 항을 더한 함수를 제안하였다. 회전속도곡선 측정에는 PSF 디컨볼루션 기법을 적용한 4,425개 MaNGA 자료로부터 구한 시선방향 속도/속도 분산 분포를 사용하였다. 또한 환경 의존성 연구를 위해 MaNGA 은하들 각각에 대한 작은 범위 환경 변수 (Rn, 가장 가까운 이웃 은하까지의 시선방향으로 투영된 거리)와 넓은 범위 환경 변수 (ρ20, 20개의 이웃 은하들로부터 구한 질량 밀도) 값을 계산하였다. 회전속도곡선 측정이 잘 이루어진 600여 개의 만기형 MaNGA 은하들을 이용한 분석 결과, 은하 바깥쪽의 회전속도곡선 기울기가 다양하게 나타남을 확인하였다. 이러한 바깥쪽 회전속도곡선 기울기는 은하의 별 질량 및 회전속도곡선의 중앙 강체 회전이 끝나는 지점까지의 거리와 양의 상관관계를 보인다. 또한 은하의 T-형태 분류 값이 2 이상일 경우 회전속도곡선의 기울기는 강한 질량 의존성을 나타내었으며 T-형태 분류 값에 따른 의존성은 나타나지 않았다. 반면 은하의 T-형태 분류 값이 2 미만일 경우에는 질량 의존성이 사라지고 T-형태 분류 값에 따른 의존성이 나타났다. 우리의 연구 결과는 회전속도곡선의 모양이 은하의 환경, 특히 가장 가까운 이웃 은하 까지의 거리 및 배경 질량 밀도와 밀접한 관련이 있음을 나타낸다. 이러한 결과는 은하와 은하 사이의 누적된 상호작용과 가장 가까운 이웃 은하의 즉각적인 영향에 따른 것으로 추정된다.

4장에서는 은하회전속도 곡선을 더 정량적으로 이해하기 위해 Jeans-Anisotropsic-Model (JAM) 방법을 사용하여 MaNGA 자료 은하들에 대해 은하들의 질량 구성요소에 따른 질량 분포를 모델링 하였다. 은하 모델의 질량 요소로써는 별과 암흑 물질 헤일로, 두 가지를 사용하였다. Multi-Gaussian-Expansion 방법을 이용하여 은하의 빛과 질량 모형을 기술하였고, 그 결과를 JAM 방법에 적용하여 모형으로부터 예측되는 시선방향 속도 Root-Mean-Square (RMS) 분포와 MaNGA 자료로부터 얻어진 시선방향 속도 RMS 분포를 비교하는 방식으로 은하의 질량 분포를 모델링 하였다. 관측 결과와 가장 잘 일치하는 모델 변수 조합을 구하기 위하여 Markov-Chain Monte Carlo 방법을 사용하였다. 얻어진 은하들의 3차원 질량 밀도 분포는 다양한 별 질량-광도 비율, 속도 타원체의 이방성, 암흑 물질 비율과 암흑 물질 분포의 안쪽 기울기 값을 보였다.

더불어 지금까지의 이루어진 연구들의 후속 연구를 가능케 하는 관측 기기 개발 연구를 수행하였다. Devasthal Optical Telescope Integral Field Spectrograph (DOTIFS)라고 불리는 이 관측기기는 광섬유와 렌즈 조합을 기반으로 한 여러 개의 IFU를 가진 분광기로써 16개의 물체를 한 번에 관측할 수 있다는 점이 특징이다. DOTIFS의 실시간 IFU 배치 시스템은 IFU 재배치에 많은 준비 시간이 필요한 다른 분광기들과 비교하여 큰 강점이라 할 수 있다. 본 연구에서는 이 기기의 개발 초기부터 기기의 개념설계를 수행하였고, 기기의 요구 조건에 부합하는 실현 가능한 기기 디자인을 제시하였다. 또한 기기의 분광기 콜리메이터와 카메라 광학계, 전방 광학계, 보정 광학계를 설계하였다. 더불어 공차분석과 열분석을 수행하였고, 분석 결과를 이용하여 온도 변화가 광학계에 미치는 영향을 줄이기 위한 해결방안을 제시하였다. 마지막으로 기기에 필요한 프로그램인 분광기 CCD 이미지 시뮬레이터 (simulator)와 이 기기를 이용한 관측에서 예상되는 신호 대 잡음비 (signal-to-noise ratio) 를 계산하는 프로그램을 개발하였다. DOTIFS는 미래에 MaNGA 은하들에 대한 후속 관측 및 가까운 은하들의 외곽부 관측과 상호작용은하, 그리고 병합은하 시스템 관측 등에 사용될 예정이다.

추천서가 (다양한 추천 자료를 만나보세요)

권호기사보기

권호기사 목록 테이블로 기사명, 저자명, 페이지, 원문, 기사목차 순으로 되어있습니다.
기사명 저자명 페이지 원문 기사목차