خصوصیات و ویژگی شکل گیری کهکشان ها در زمان های دور برای درک روند تحول و شکل گیری کهکشان های موجود در z~2.5 (که زمانی را نشان می دهد که بیشتر از 5/2 میلیارد سال از آغاز خلقت نگذشته است) از اهمیت خاصی برخوردار است زیرا اطلاعات نجومی (اطلاعات نورسنجی و طیف سنجی) در این انتقال به سرخ برای کهکشان های در حال ساخت بهینه است. در این رساله تاریخچه تحولی این کهکشان ها در دو گروه نشری و جذبی و همچنین در محیط هایی با چگالی بالا و پائین مورد مطالعه قرار می گیرند که نتیجه به تاریخچه تحولی کاملا متفاوتی منجر می شود.

هدف ما در این پایان نامه یافتن مشخصه های فیزیکی کهکشان ها، مانند آهنگ ستاره سازی، جرم، وغبار است. نمونه ای که ما آن را مورد مطالعه قرار دادیم، شامل کهکشان های پیر است که پهنایِ خطِ [oii] ???? آنگسترم، آن ها کمتر از ?? آنگسترم است و جابه جایی به سرخِ ?/? تا ? دارند. روشی که ما برای پیدا کردن پارامترهای فیزیکیِ کهکشان ها بکار می بریم، بَرازش توزیع انرژی طیفیِ مدل های سَنتزی، با توزیع انرژی طیفی بدست آمده از مشاهده است. نتیجه ی که از این طریق بدست می آید، معمولاً بهترین است البته به شرطی که داده ها در محدوده وسیعِ طول موجی در دسترس باشند. مدل های سَنتزی بر اساس تحولِ جمعیت های ستاره ای ساخته شده اند و پارامترهای اصلی قابل تنظیم در آن ها، آهنگِ ستاره سازی و تابعِ جرم اولیه است. ما از کُد سیگال (code investigating galaxy emission)، ????، استفاده می کنیم، که در آن پارامترهای مربوط به غبار نیز قابل تنظیم است. غبار، تابش نشر شده توسط ستاره ها در محدوده ی فرابنفش تا مرئی را جذب می کند و این انرژی را در محدوده های فروسرخ میانه تا زیر میلیمتری، بازنشر می کند. بنابراین داشتن اطلاعات کافی از نشر غبار، برای رسیدن به جواب دقیق، اهمیت دارد. در کُد سیگال برای نشرِ غبار، از مدل های دیل و هِلو (????)، استفاده شده است. ما برای اجرای کُد سیگال، نیاز به اطلاعاتِ نورسنجی داریم. ما داده های نورسنجیِ کهکشان های مورد نظرمان را، در ?? پالایه از ?/? تا ? میکرومتر، از کاتالوگِ گِرَزیَن، ????، استخراج کردیم. به جهت یکتا نبودن جواب کد سیگال برای هر کهکشان، نیاز به اطلاعات اضافی داریم. ما این اطلاعات را از داده های طیف سنجیِ کاتالوگ ویموس، ????، بدست آوردیم. از آن جایی که داده های طیف سنجی تجربی اند و مستقل از مدل اند، می توان از آن ها برای آزمودنِ نتایجِ بدست آمده از مدل ها استفاده کرد. ما به این ترتیب عمل می کنیم که کمیّت دی اِنِ ????، را از طریقِ کاتالوگِ ویموس و کاتالوگِ ساخته شده توسط سیگال، محاسبه کرده و این دو را با هم مقایسه می کنیم. هر جا اختلاف کمتری وجود داشت، همان را به عنوان بهترین جواب سیگال انتخاب، و مشخصه های بدست آمده را گزارش می کنیم. ما هم چنین نشان می دهیم که همیشه، کمینه ی ?? با بهترین جواب همراه نیست.

چکیده ندارد.

انتقال به سرخ نورسنجی روشی برای اندازه گیری فواصل کهکشانهاست. انتقال به سرخ کهکشانها عموما با روش طیف سنجی اندازه گیری می شود که در آن جابجایی خطوط نشری طیف کهکشان ها به طرف انتهای سرخ طیف ، تعیین کننده فواصل آنهاست. در روش انتقال به سرخ نورسنجی عموما توجه به جابجایی آثار طیفی مهم نظیر شکست 4000‏‎a*‎‏ به سمت انتهای سرخ طیف است تا جابجایی تک تک خطوط طیفی آن . از اینرو در این روش نیازی به طیف سنجی با توان تفکیک بالا نیست به خاطر سرعت بالای آن در اندازه گیری انتقال به سرخ که یکی از مهمترین خواسته های منجمین برای مطالعه تشکیل، تحول و گردهمایی کهکشانهاست ، از توجه خاص برخوردار است. با وجود این ، دقت این روش تنها یک صدم دقت روش طیف سنجی برای اندازه گیری انتقال به سرخ است. اساس این روش مقایسه و کمینه کردن اختلاف بین توزیع انرژی طیفی کهکشان های به دست آمده از نورسنجی ، با توزیع انرژی طیفی کهکشان های نمونه در جهان مجاور یا کهکشان های نمونه با انتقال به سرخ شناخته شده ، به دست آمده از طریق طیف سنجی است.