Фотометрическое красное смещение - Photometric redshift - Wikipedia

А фотометрическое красное смещение это оценка скорости падения астрономического объекта, такого как галактика или же квазар, без измерения его спектра. В технике используется фотометрия (то есть яркость объекта, просматриваемого через различные стандартные фильтры, каждый из которых пропускает относительно широкий полоса пропускания цветов, таких как красный свет, зеленый свет или синий свет), чтобы определить красное смещение, а значит, через Закон Хаббла, расстояние до наблюдаемого объекта.

Методика была разработана в 1960-х гг.[1] но в 1970-х и 1980-х годах был заменен спектроскопические красные смещения, с помощью спектроскопия наблюдать за частота (или же длина волны ) характеристики спектральные линии, и измерить смещение этих линий от их лабораторных положений. Фотометрический метод красного смещения вернулся в широкое распространение с 2000 года в результате крупных обзоров неба, проведенных в конце 1990-х и 2000-х годов, в ходе которых было обнаружено большое количество слабых объектов с большим красным смещением, а временные ограничения телескопа означают, что только небольшая часть из них можно наблюдать с помощью спектроскопии. Фотометрические красные смещения были первоначально определены путем расчета ожидаемых наблюдаемых данных по известному спектру излучения в диапазоне красных смещений. Этот метод основан на спектре излучения, испускаемого объектом, имеющим сильные особенности, которые могут быть обнаружены с помощью относительно грубых фильтров.

Поскольку фотометрические фильтры чувствительны к диапазону длин волн, и метод основан на многих предположениях о природе спектра в источнике света, ошибки для такого рода измерений может составлять до δz = 0,5, и они намного менее надежны, чем спектроскопические определения.[2] При отсутствии достаточного время телескопа Чтобы определить спектроскопическое красное смещение для каждого объекта, метод фотометрических красных смещений обеспечивает метод определения, по крайней мере, качественной характеристики красного смещения. Например, если у солнечного спектра красное смещение составляет z = 1, он был бы самым ярким в инфракрасный а не желто-зеленый цвет, связанный с пиком его спектр черного тела, и интенсивность света в фильтре будет уменьшена в два раза (т. е. 1+z) (видеть K поправка для более подробной информации о фотометрических последствиях красного смещения).[3]

Были разработаны и другие средства оценки красного смещения на основе альтернативных наблюдаемых величин, например, морфологические красные смещения, применяемые к скоплениям галактик, которые основаны на геометрических измерениях. [4] В былые времена, Байесовский статистические методы и искусственные нейронные сети были использованы для оценки красных смещений по фотометрическим данным.

Рекомендации

  1. ^ Этот метод был впервые описан Баумом, W.A .: 1962, в G.C. McVittie (ed.), Проблемы внегалактических исследований, п. 390, Симпозиум МАС № 15
  2. ^ Bolzonella, M .; Miralles, J.-M .; Пелло Р., Фотометрические красные смещения на основе стандартных процедур подбора SED, Астрономия и астрофизика, 363, с.476-492 (2000).
  3. ^ Педагогический обзор K-коррекции, сделанный Дэвидом Хоггом и другими членами SDSS сотрудничество можно найти на астрофизик.
  4. ^ J.M. Diego et al. Морфологические оценки красного смещения скоплений галактик в обзоре эффекта Сюняева-Зельдовича[1].

внешняя ссылка