TY - THES A1 - Guidi, Giovanni T1 - Connecting simulations and observations in galaxy formation studies T1 - Verknüpfung von Simulationen und Beobachtungen bei der Untersuchung der Galaxienenstehung N2 - Observational and computational extragalactic astrophysics are two fields of research that study a similar subject from different perspectives. Observational extragalactic astrophysics aims, by recovering the spectral energy distribution of galaxies at different wavelengths, to reliably measure their properties at different cosmic times and in a large variety of environments. Analyzing the light collected by the instruments, observers try to disentangle the different processes occurring in galaxies at the scales of galactic physics, as well as the effect of larger scale processes such as mergers and accretion, in order to obtain a consistent picture of galaxy formation and evolution. On the other hand, hydrodynamical simulations of galaxy formation in cosmological context are able to follow the evolution of a galaxy along cosmic time, taking into account both external processes such as mergers, interactions and accretion, and internal mechanisms such as feedback from Supernovae and Active Galactic Nuclei. Due to the great advances in both fields of research, we have nowadays available spectral and photometric information for a large number of galaxies in the Universe at different cosmic times, which has in turn provided important knowledge about the evolution of the Universe; at the same time, we are able to realistically simulate galaxy formation and evolution in large volumes of the Universe, taking into account the most relevant physical processes occurring in galaxies. As these two approaches are intrinsically different in their methodology and in the information they provide, the connection between simulations and observations is still not fully established, although simulations are often used in galaxies' studies to interpret observations and assess the effect of the different processes acting on galaxies on the observable properties, and simulators usually test the physical recipes implemented in their hydrodynamical codes through the comparison with observations. In this dissertation we aim to better connect the observational and computational approaches in the study of galaxy formation and evolution, using the methods and results of one field to test and validate the methods and results of the other. In a first work we study the biases and systematics in the derivation of the galaxy properties in observations. We post-process hydrodynamical cosmological simulations of galaxy formation to calculate the galaxies' Spectral Energy Distributions (SEDs) using different approaches, including radiative transfer techniques. Comparing the direct results of the simulations with the quantities obtained applying observational techniques to these synthetic SEDs, we are able to make an analysis of the biases intrinsic in the observational algorithms, and quantify their accuracy in recovering the galaxies' properties, as well as estimating the uncertainties affecting a comparison between simulations and observations when different approaches to obtain the observables are followed. Our results show that for some quantities such as the stellar ages, metallicities and gas oxygen abundances large differences can appear, depending on the technique applied in the derivation. In a second work we compare a set of fifteen galaxies similar in mass to the Milky Way and with a quiet merger history in the recent past (hence expected to have properties close to spiral galaxies), simulated in a cosmological context, with data from the Sloan Digital Sky Survey (SDSS). We use techniques to obtain the observables as similar as possible to the ones applied in SDSS, with the aim of making an unbiased comparison between our set of hydrodynamical simulations and SDSS observations. We quantify the differences in the physical properties when these are obtained directly from the simulations without post-processing, or mimicking the SDSS observational techniques. We fit linear relations between the values derived directly from the simulations and following SDSS observational procedures, which in most of the cases have relatively high correlation, that can be easily used to more reliably compare simulations with SDSS data. When mimicking SDSS techniques, these simulated galaxies are photometrically similar to galaxies in the SDSS blue sequence/green valley, but have in general older ages, lower SFRs and metallicities compared to the majority of the spirals in the observational dataset. In a third work, we post-process hydrodynamical simulations of galaxies with radiative transfer techniques, to generate synthetic data that mimic the properties of the CALIFA Integral Field Spectroscopy (IFS) survey. We reproduce the main characteristics of the CALIFA observations in terms of field of view and spaxel physical size, data format, point spread functions and detector noise. This 3-dimensional dataset is suited to be analyzed by the same algorithms applied to the CALIFA dataset, and can be used as a tool to test the ability of the observational algorithms in recovering the properties of the CALIFA galaxies. To this purpose, we also generate the resolved maps of the simulations' properties, calculated directly from the hydrodynamical snapshots, or from the simulated spectra prior to the addition of the noise. Our work shows that a reliable connection between the models and the data is of crucial importance both to judge the output of galaxy formation codes and to accurately test the observational algorithms used in the analysis of galaxy surveys' data. A correct interpretation of observations will be particularly important in the future, in light of the several ongoing and planned large galaxy surveys that will provide the community with large datasets of properties of galaxies (often spatially-resolved) at different cosmic times, allowing to study galaxy formation physics at a higher level of detail than ever before. We have shown that neglecting the observational biases in the comparison between simulations and an observational dataset may move the simulations to different regions in the planes of the observables, strongly affecting the assessment of the correctness of the sub-resolution physical models implemented in galaxy formation codes, as well as the interpretation of given observational results using simulations. N2 - Beobachtende und computergestütze extragalaktische Astrophysik sind zwei Forschugnsbereiche welche ein ähnliches Gebiet in unterschiedlichen Perspektiven untersuchen. Beobachtende extragalaktische Astrophysik hat das Ziel verlässlich die Eigenschaften bei verschiedenen kosmischen Zeiten und bei einer großen Vielzahl von Umgebungen, durch das Betrachten der spektralen Energieverteilung der Galaxien, zu vermessen. Auf der anderen Seite sind hydrodynamische Simulationen im kosmologischen Kontext in der Lage die Entstehung und zeitliche Entwicklung einer Galaxie zu verfolgen, in dem unterschiedliche physikalische Prozesse einbezogen werden. Aufgrund der großen Fortschritte beider Forschungsbereiche sind heutzutage große Datenbanken mit Spektren und photometrische Informationen für eine große Menge von Galaxien bei verschiedenen kosmischen Zeiten verfügbar. Zur gleichen Zeit sind wir in der Lage die Entstehung und Entwicklung von Galaxien realistisch zu simulieren, unter Berücksichtigung der wichtigsten physikalischen Prozesse. Da diese Ansätze grundlegend verschieden sind, ist die Verbindung von Simulationen und Beobachtungen nicht komplett hergestellt, obwohl Simulationen oft zur Interpretation von Beobachtungen genutzt werden und Simulationen durch den Vergleich mit Beobachtungen getestet werden. Das Ziel dieser Dissertation ist die bessere Verknüpfung von Simulationen und Beobachtungen durch die Verwendung der Methoden und Ergebnisse der einen Methode, zur Validierung der anderen und umgekehrt. In einer ersten Arbeit untersuchen wir die systematischen Effekte bei der Vermessung der Eigenschaften von Galaxien in Beobachtungen. Indem wir direkt Simulationen mit syntetischen Daten vergleichen, ist es uns möglich die systematischen Effekte der Beobachtungsalgorithmen zu untersuchen und ihre Genauigkeit bei der Untersuchung der Eigenschaften der Galaxien zu bestimmen. Unsere Ergebnisse ziegen, dass für einige Messgrößen große Unterschiede auftreten können. In einer zweiten Arbeit vergleichen wir 15 simulierte Spiralgalaxien mit ähnlicher Masse wie der Milchstraße mit Daten vom Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Dabei verwenden wir die gleichen Methoden, welche bei SDSS verwendet werden, um möglischest unvoreingenommen zwischen hydrodynamischen Simulationen und SDSS Daten zu vergleichen. Wenn wir die Beobachtungsmethoden von SDSS nachahmen, sind die simulierten Galaxien den SDSS Galaxien der blauen Sequenz in der Photometrie ähnlich, aber haben generell höheres Alter, geringere Sternentstehungsrate und Metalizität. In einer dritten Arbeit bearbeiten wir hydrodynamische Simulationen von Galaxien mit Strahlungstransportalgorithmen um synthetische Daten des CALIFA Integralfeldspektroskopie Surveys (IFS) zu erzeugen. Wir reproduzieren die Hauptcharakteristika der CALIFA-Beobachtungen in Bezug auf Sichtfeld, Spaxelgröße, Datenformat, Punktspreizfunktion und Detektorrauschen. Dieser dreidimensionale Datensatz is geeignet, um mit den selben Techniken analysiert zu werden, wie die CALIFA-Daten und können als Mittel genutzt werden, um die Genauigkeit der Beobachtungsalgorithmen zu testen. Zu diesem Zweck erzeugen wir räumlich aufgelöste Eigenschaften der Simulationen, welche direkt von den Aufnahmen der hydrodynamischen Simulationen oder synthetischen Spektren ohne Rauschen berechnet werden. Unsere Arbeit zeigt, dass die verlässliche Verknüpfung von Modellen und Daten von entscheidender Wichtigkeit ist ist, um die Ergebnisse der Galaxieformationssimulationen zu beurteilen und akurat die Beobachtungsalgorithmen zu testen, welche bei der Analyse der Galaxiesurveydaten benutzt werden. Eine korrekte Interpretation der Beobachtungen wird im Hinblick auf die vielen fortlaufenden und geplanten Galaxiesurveys, welche den Wissenschaftern große Datenmengen der Eigenschaften der Galaxien bei unterschiedlichen Zeiten zur Verfügung stellen werden, besonders wichtig in der Zukunft, da dies eine genauere Untersuchung der Physik der Galaxieformationen auf einem Niveau, höher als je zuvor, ermöglichen wird. Außerdem haben wir gezeigt, dass bei dem Vergleichen zwischen Beobachtungen und Simulationen der Bias der Beobachtungen nicht vernachlässigbar ist und die Beurteilung der Korrekturen der physikalischen Modelle, welche in en Galaxieformationscodes implementiert ist, stark beeinflusst, als auch die Interpretation der gegebenen Ergebnisse der Beobachtungen bei Verwendung von Simulationen. KW - galaxy formation KW - galaxy evolution KW - cosmological simulations KW - numerical techniques KW - mock observations KW - Entstehung von Galaxien KW - Entwicklung von Galaxien KW - kosmologische Simulationen KW - numerische Methoden KW - synthetische Beobachtungen Y1 - 2017 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-396876 ER - TY - THES A1 - Streich, David T1 - Understanding massive disk galaxy formation through resolved stellar populations T1 - Über die Entstehung massiver Scheibengalaxien anhand Aufgelöster Stellare Populationen N2 - In this thesis we utilize resolved stellar populations to improve our understanding of galaxy formation and evolution. In the first part we improve a method for metallicity determination of faint old stellar systems, in the second and third part we analyze the individual history of six nearby disk galaxies outside the Local Group. A New Calibration of the Color Metallicity Relation of Red Giants for HST data: It is well known, that the color distribution of stars on the the Red Giant Branch (RGB) can be used to determine metallicities of old stellar populations that have only shallow photometry. Based on the largest sample of globular clusters ever used for such studies, we quantify the relation between metallicity and color in the widely used HST ACS filters F606W and F814W. We use a sample of globular clusters from the ACS Globular Cluster Survey and measure their RGB color at given absolute magnitudes to derive the color-metallicity relation. We find a clear relation between metallicity and RGB color; we investigate the scatter and the uncertainties in this relation and show its limitations. A comparison with isochrones shows reasonably good agreement with BaSTI models, a small offset to Dartmouth models, and a larger offset to Padua models. Even for the best globular cluster data available, the metallicity of a simple stellar population can be determined from the RGB alone only with an accuracy of 0.3 dex for [M/H]<-1, and 0.15 dex for [M/H]>-1. For mixed populations, as they are observed in external galaxies, the uncertainties will be even larger due to uncertainties in extinction, age, etc. Therefore caution is necessary when interpreting photometric metallicities. The Structural History of Nearby Low Mass Disk Galaxies: We study the individual evolution histories of three nearby, low-mass, edge-on galaxies (IC5052, NGC4244, NGC5023). Using the color magnitude diagrams of resolved stellar populations, we construct star count density maps for populations of different ages and analyze the change of structural parameters with stellar age within each galaxy. The three galaxies show low vertical heating rates, which are much lower than the heating rate of the Milky Way. This indicates that heating agents, as giant molecular clouds and spiral structure are weak in low mass galaxies. We do not detect a separate thick disk in any of the three galaxies, even though our observations cover a larger range in equivalent surface brightness than any integrated light study. While scaleheights increase with age, each population can be well described by a single disk. Only two of the galaxies contain a very weak additional component, which we identify as the faint halo. The mass of these faint halos is less than 1% of the mass of the disk. All populations in the three galaxies exhibit no or only little flaring. While this finding is consistent with previous integrated light studies, it poses strong constraints on galaxy formation models, because most theoretical simulations often find strong flaring due to interactions or radial migration. Furthermore, we find breaks in the radial profiles of all three galaxies. The radii of these breaks are independent of age, and the break strength is decreasing with age in two of the galaxies (NGC4244 and NGC5023). This is consistent with break formation models, that combine a star formation cutoff with radial migration. The differing behavior of IC5052 can be explained by a recent interaction or minor merger. The Structural History of Massive Disk Galaxies: We extend the structural analysis of stellar populations with distinct ages to three massive galaxies, NGC891, NGC4565 and NGC7814. While confusion effects due to the high stellar number densities in their central region, and the prominent dust lanes inhibit an detailed analysis of the radial profiles, we can study their vertical structure. These massive galaxies also have a slower heating than the Milky Way, comparable to the low mass galaxies. This can be traced back to their already thick young populations and thick layers of their interstellar medium. We do not find a clear separate thick disk in any of these three galaxies; all populations can be described by a single disk plus a S\'ersic bulge/halo component. In contrast to the low mass galaxies, we cannot rule out the presence of thick disks in the massive galaxies, because of the strong influence of the halo, that might hide the possible contribution of the thick disk to the vertical star count profiles. However, the faintness of the possible thick disks still points to problems in the earlier ubiquitous findings of thick disks in external galaxies. N2 - Es ist noch nicht einmal einhundert Jahre her, dass sich in der ``Großen Debatte'' die beiden Astronomen Harlow Shapley und Heber Curtis über die Frage stritten, wie groß unsere Milchstraße sei und ob die Spiralnebel innerhalb dieser lägen oder eigene, von dieser getrennte Objekte seien. Seitdem diese Fragen in den darauffolgenden Jahren, insbesondere durch die Arbeiten Hubbles, gelöst werden konnten, hat das Forschungsfeld der Galaxienentstehung und -entwicklung bis heute enorme Fortschritte gemacht, und lässt doch noch so viele Frage offen. Das Schwierige, aber eben auch das Interessante an der Physik der Galaxien besteht darin, dass sich hier so viele Teilbereiche der (Astro-)physik treffen: von der allgemeinen Relativitätstheorie und der Kosmologie, die die Anfangs- und Randbedingungen geben, über die Dynamik kollisionsfreier Systeme für die Bewegung von Sternen und die Hydrodynamik zum Verständnis der Sternentstehung, bis zur Kernphysik zur Entstehung der Elemente in Sternen und Supernovae. All diese verschiedenen Prozesse (und viele mehr) beeinflussen das Bild der Galaxien, das wir heute sehen. In dieser Arbeit benutzen wir aufgelöste Sternenpopulationen, d.h. photometrische Messungen einer großen Zahl einzelner Sterne, um die Entstehungseschichte von Galaxien zu erforschen. Das Hauptwerkzeug dabei ist das Farben-Helligkeits-Diagramm der Sterne. Seit den frühen Arbeiten Ejnar Hertzsprungs und Henry Russels zu Beginn des zwanzigsten Jahrhunderts ist bekannt, dass Sterne in einem Diagramm, in dem die absolute Helligkeit (oder analog die Leuchtkraft) über der Spektralklasse (oder analog der Effektivtemperatur oder der Farbe) der Sterne aufgetragen ist, nur bestimmte Bereiche belegen. Die genaue Verteilung der Sterne in einem solchen Diagramm wird vor allem durch das Alter und die chemische Zusammensetzung, d.h. die Metallizität, bestimmt. Dies bedeutet, dass man aus der verteilung der Sterne im Farben-Helligkeits-Diagramm Rückschlüsse auf deren Alter und Metallizität, und daraus Rückschüsse auf die Entwicklund einer Galaxie ziehen kann. Im ersten Teil der Arbeit widmen wir uns der Farb-Metallizitäts-Beziehung von Roten Riesensternen, die genutzt weden kann, um die Metallizität alter Sternenpopulation aus rein photometrischen Messungen zu bestimmen. Wir verbessern diese Beziehung, die im Grundsatz schon lange bekannt ist, für die Filtersysteme des Hubble-Weltraumteleskopes. Ausgehend von einer Probe von 71 Kugelsternhaufen, für die sowohl spektroskopische Metallizitätsbestimmungen als auch Photometrie mit den Hubble Filtern F606W und F814W verfügbar sind, haben wir die Farben-Helligkeitsbeziehung neu bestimmt und die Streuung um diese Beziehung sowie die Unsicherheiten untersucht. Im Vergleich mit theoretischen Sternentwicklungsmodellen zeigt sich, dass die beobachtete Beziehung gut mit den BaSTI-Modellen übereinstimmt, während die Dartmouth-Modelle eine kleine, und die Padua-Modelle eine größere Abweichung aufzeigen. Desweiteren zeigen wir, dass selbst für die derzeit besten Daten von einfachen, eindeutig alten Populationen, wie die Kugelsternhaufen sie darstellen, eine Metallizitätsbestimmung anhand des Roten-Riesenastes nur mit einer Genauigkeit von 0.3 dex für niedrige Metallizitäten ([M/H]<-1), und mit einer Genauigkeit von 0.15 dex für höhere Metallizitäten durchgeführt werden kann. In komplizierteren Fällen mit gemischten Populationen, wie sie in externen Galaxies häufig zu finden sind, sind die Unsicherheiten noch größer. Im weiteren Teil der Arbeit erforschen wir die Entstehungsgeschichte von sechs nahen edge-on Scheibengalaxien, von denen drei eine Rotationsgeschwindigkeit ähnlich der Milchstraße haben, während drei weitere deutlich kleiner sind. Mit Hilfe der Farben-Helligkeits-Diagramme unterteilen wir deren Sterne in Populationen unterschiedlichen Alters und erstellen Karten der Anzahldichte einer jeden Population. Damit untersuchen wir dann die Abhängigheit der strukturellen Parameter, wie z.B. Skalenhöhe und -länge, vom Alter der Sterne. In allen Galaxien finden wir einen Anstieg der Skalenhöhe mit dem Alter, dessen Stärke jedoch deutlich unterhalb dem der Milchstraße liegt. In den drei massearmen Galaxien kann dies durch eine geringere Häufigkeit und Stärke der die Heizung verursachenden Streuzentren (z.B. Riesenmolekülwolken oder Spiralarme) erklärt werden. In den drei massereichen Galaxien hängt dies wahrschinlch mit der bereits intrinsisch dickeren Verteilung des interstellaren Mediums und der jungen Sterne zusammen. Weiterhin untersuchen wir die Veränderung der Skalenhöhe mit zunehmenden Radius in den Galaxien und finden nur eine geringen Anstieg der Skalenhöhe zu den Außenbereichen der Galaxien hin. Dies ist in Übereinstimmung mit vorherigen Beobachten, stellt jedoch eine bedeutsamen Einschränkung für Galaxiensimulationen dar, in denen oftmals eine starke Aufweitung der Scheiben zu ihrem Rand hin stattfindet. In keiner der Galaxien entdecken wir eine separate dicke Scheibe. In den massearmen Galaxien kann jede der Population gut durch eine einfache Scheibe beschrieben werden. Darüberhinaus finden wir in zwei Galaxien lediglich eine sehr schwache Halo-Komponente, die mit einer maximalen Masse von nur 1% der Masse der Scheibe aber deutlich schwächer ist als es für eine dicke Scheibe erwartet würde. In den massereicheren Galaxien können die Populationen jeweils mit einer Kombination aus einer Scheibe und einer gemeinsamen S\'ersic-Komponente für Halo und Bulge beschrieben werden. Hier können wir die Existenz einer dicken Scheiben nicht mit Sicherheit ausschließen, da die Präsenz einer massiven Halo/Bulge-Komponente eine mögliche Messung der dicken Scheibe verhindern könnte. Allerdings deutet das Fehlen der dicken Scheiben in unseren Beobachtungen darauf hin, dass eventuelle dicke Scheiben deutlich schwächer sein müssen als sie andere Studien bisher gefunden haben. KW - astrophysics KW - extragalactic physics KW - galaxy formation KW - galaxy evolution KW - galaxy structure KW - stellar populations KW - globular clusters KW - Astronomie KW - Astrophysik KW - Galaxienphysik KW - stellare Populationen KW - Scheibengalaxien KW - Spiralgalaxien KW - Galaxienentstehung Y1 - 2015 U6 - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-81027 ER -