大质量星系团是宇宙中体积和质量最大的由自身引力束缚的天体，其内部星系成员的数密度在宇宙中也是最大的，因此这类天体是研究环境如何影响星系演化的理想目标。哈勃太空望远镜的Frontier Field项目为我们研究中等红移星系团提供了一次绝佳的机会。这一项目深度观测了六个大质量星系团，红移范围在0.3-0.6。然而很少有人研究这些星系团中的星系成员，这主要源于图像自身的复杂性。

星系是扩展源，有一定的大小，不是点源。比如像星系团中心这种最为致密的星系环境中，星系成员之间彼此靠得很近("拥挤"问题)，它们需要被合理的分开，而且在测量星系的子结构时，尤其需要考虑附近星系的干扰。除了“拥挤”问题之外，另一个困难是Intra-cluster light，简称ICL。 ICL是一种低表面亮度、弥散状结构，充斥于星系团内部，在星系团总光度中，占有很大比例。ICL的成分主要由恒星组成，主要来源于星系之间的潮汐相互作用以及并合，在这些过程中，一些恒星在引力的相互作用下被甩出宿主星系，从而成为ICL。

另一个问题在于一些体积和光度很大的星系。这类星系通常位于星系团中心区域，尽管数量少，但它们的光度在星系团总光度的比例上占据主导地位。每个Frontier Fields 星系团中心大概有几十个这样的星系，它们的星系外围通常向外延展得很多，并且会覆盖周围的小星系，也就是说大星系和小星系重叠在一起，在这种情况下很难同时直接测量大星系和小星系。

由于在星系团中心区域星系成员之间的相互重叠，我们无法进行直接测量。因此首先需要减掉ICL（通过中值滤波技术）和大星系（通过参数模型拟合）。减掉它们之后，剩下的源就都是一些小星系，它们彼此离得很近，但没有完全交叠在一起。这种情况下（减掉大星系和ICL），测量变得更容易。接下来，我们利用软件包Galapagos2处理。

在处理后的图像上（减掉ICL和大星系），利用一系列步骤来获得一批通过精确选择和测量的星系源表。接下来利用Galapagos2来对这批源表进行自动地单一Sersic函数的拟合。可以看出星系最终的模型同原始图像非常相近。

因此我们开发的一系列方法能够精确测量和拟合星系团复杂环境中的每一个星系。而且，一系列策略和正在开发的软件包将在未来CSST星系巡天中起到重要作用。

对Hubble Frontier Field图像的分解与建模