A near-infrared selected galaxy redshift survey [Elektronische Ressource] / vorgelegt von Georg Feulner

Feulner, Karl Georg

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• Astronomie

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• Publié par: ludwig-maximilians-universitat_munchen
• Publié le: 01 janvier 2004
• Nombre de lectures: 19
• Langue: Deutsch
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Extrait

A NEAR-INFRARED SELECTED
GALAXY REDSHIFT SURVEY
GEORG FEULNERA NEAR-INFRARED SELECTED
GALAXY REDSHIFT SURVEY
Dissertation
an der
Fakultät für Physik
der
Ludwig-Maximilians-Universität München
vorgelegt von
Georg Feulner
aus Wasserburg am Inn
München, den 22. Oktober 20041. Gutachter: Prof. Dr. Ralf Bender
2. Prof. Dr. Harald Lesch
Tag der mündlichen Prüfung: 22. Dezember 2004Für
Theodor Feulner
1931 — 1984Zusammenfassung (Summary)
Galaxien, gravitativ gebundene Systeme bestehend aus Sternen, Gas, Staub und
Dunkler Materie, haben sich aus kleinen Dichtefluktuationen im frühen Universum
gebildet. Diese kollabieren aufgrund ihrer Eigengravitation, im Gas bilden sich Sterne,
die wiederum im Laufe ihres Daseins das umgebende Medium mit schweren Ele-
menten anreichern. Galaxien sind also laufend Veränderungen unterworfen. Diese
Entwicklung der Galaxien im Universum zu verstehen gehört zu den wichtigen Zielen
der modernen Astrophysik.
Die Entwicklung läßt sich verfolgen, indem man Galaxien bei verschiedenen Ent-
fernungen untersucht. Dank der endlichen Ausbreitungsgeschwindigkeit des Lichtes
kann man so Galaxien zu verschiedenen kosmischen Zeiten beobachten. Dazu muß
die Entfernung, bestimmt über die kosmologische Rotverschiebung z, für sehr viele
Galaxien gemessen werden. Dies kann beispielsweise durch die spektroskopische Ver-
messung von Spektrallinien geschehen.
In dieser Arbeit präsentiere ich eine von mir konzipierte, durchgeführte und aus-
gewertete spektroskopische Durchmusterung von Galaxien, die aus einem Katalog von
Nahinfrarotgalaxien ausgewählt wurden. Diese spektroskopische Untersuchung wird
ergänzt durch eine umfangreichere im sichtbaren Licht ausgewählte Durchmusterung,
für die die Rotverschiebung aus der Helligkeit bei verschiedenen Wellenlängen zwis-
chen 4500Å und 22000Å ermittelt wurde. Neben der Diskussion der Beobachtungen
und Datenanalyse steht vor allem die Untersuchung von Galaxien bei verschiedenen
Rotverschiebungen bis z = 1 im Vordergrund. Dies entspricht etwa einer Zeit, zu der
das Universum nicht einmal halb so alt war wie heute.
Dabei konnte gezeigt werden, daß sich die Leuchtkraftfunktion, das heißt die dif-
ferentielle Verteilung der Galaxienleuchtkräfte, in den letzten 8 Mrd. Jahren deutlich
entwickelt hat: Mit wachsender Rotverschiebung ist eine Zunahme der Helligkeit bei
gleichzeitiger Abnahme der Anzahldichte feststellbar. Dieser Effekt ist bei kürzeren
Wellenlängen ausgeprägter als bei längeren.
Weiterhin wurde die Sternentstehungsrate der Galaxien gemessen, die im gleichen
Zeitraum mit der Rotverschiebung ansteigt. Dieser Anstieg wurde mit einem analytis-
chen Modell verglichen, das aus numerischen Simulationen der Galaxienentwicklung
abgeleitet wurde. Es zeigt sich, daß dieser Anstieg flacher verläuft als bisher gemessen,
aber gut mit der Vorhersage des angesprochenen Modells übereinstimmt.
Schließlich wurde der Zusammenhang zwischen Sternentstehungsrate und stel-
larer Masse untersucht. Es zeigt sich, daß sich das Anwachsen der Sternentste-
hungsrate mit zunehmender Rotverschiebung über alle stellaren Massen verteilt, im
Gegensatz zu früheren Untersuchungen, die vor allem die massereichen Systeme für
diesen Anstieg verantwortlich machten. Außerdem zeigt sich, daß die massereichsten
Galaxien bei allen Rotverschiebungen die ältesten Sterne enthalten.Contents
German Summary (Zusammenfassung) vii
List of Figures xii
List of Tables xiii
List of Abbreviations & Acronyms xv
1 Studying Galaxy Evolution with Redshift Surveys 1
1.1 The Formation of Galaxies in the Universe . . . . . . . . . . . . . . . 1
1.2 Observing Galaxies at Low and High Redshift . . . . . . . . . . . . . 13
1.3 Statistical Properties of Galaxies . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21
1.4 Thesis Outline . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28
2 The Munich Near-Infrared Cluster Survey 29
2.1 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29
2.2 The MUNICS Project . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30
2.3 MUNICS B-Band Imaging . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32
2.4 MUNICS-Deep . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34
3 A Near-Infrared–Selected Redshift Survey 35
3.1 Selection of the Spectroscopic Sample . . . . . . . . . . . . . . . . . 35
3.2 Spectroscopic Observations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37
4 Analysing Multi-Object Spectroscopy Data 41
4.1 Motivation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41
4.2 Basic Data Reduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 42
4.3 MOS Reduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43
4.4 Catalogue Construction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 48
5 The Spectroscopic Catalogue and its Properties 53
5.1 Number of Spectra and Object Classes . . . . . . . . . . . . . . . . . 53
5.2 Confidence Classes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53
5.3 Redshift Distribution . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 54
5.4 Accuracy of Redshift Determination . . . . . . . . . . . . . . . . . . 55
5.5 Colours, Magnitudes, and Redshifts . . . . . . . . . . . . . . . . . . 57x CONTENTS
5.6 Redshift Sampling Rate and Sky Coverage . . . . . . . . . . . . . . . 58
5.7 Success Rate . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 61
5.8 Extremely Red Objects . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 62
5.9 Test of Object Classification . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 63
5.10 Stars in the Spectroscopic Catalogue . . . . . . . . . . . . . . . . . . 63
6 Near-Infrared Galaxy Luminosity Function 67
6.1 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 67
6.2 Computing the Luminosity Function . . . . . . . . . . . . . . . . . . 68
6.3 Converting to Absolute Magnitudes . . . . . . . . . . . . . . . . . . 70
6.4 The K-band Luminosity Function . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 71
6.5 The J-band . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 72
6.6 KS Tests of Luminosity Function Evolution . . . . . . . . . . . . . . 75
6.7 Likelihood Analysis of Luminosity Function Evolution . . . . . . . . 79
6.8 Improved Local Luminosity Functions from the 6dFGS . . . . . . . . 81
6.9 Luminosity Functions: The Connection to Theory . . . . . . . . . . . 85
6.10 Comparison to Galaxy Formation Models . . . . . . . . . . . . . . . 88
7 Construction of Optically Selected Catalogus 91
7.1 Catalogue Construction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 91
7.2 Photometric Redshifts . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 95
7.3 Star–Galaxy Separation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 103
8 Evolution of Optically Selected Galaxies 105
8.1 Comparison of I- and K-Band Selected Galaxies . . . . . . . . . . . . 105
8.2 Luminosity Functions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 108
8.3 The Galaxy Luminosity Density . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 115
8.4 The Star-Formation Rate . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 118
8.5 Downsizing: Connecting Star Formation and Mass . . . . . . . . . . 122
9 Summary and Conclusions 131
9.1 Summary of Results . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 131
9.2 Interpretation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 134
A Spectroscopic Completeness 159
B Comparison of Photometry 161
C Selection of PSF Stars 165
Acknowledgements 177
Curriculum Vitae (Lebenslauf) 179