Обзор галактик 6dF
 Вид 6dF с радиусом -10–0 градусов (DEC), 360 градусов (RA) и радиусом 0–200 Мпк. Каждая черная точка представляет собой галактику. | |
| Тип опроса | Обзор красного смещения |
|---|---|
| Веб-сайт | www |
 Соответствующие СМИ на сайте Commons | |
Обзор галактик 6dF (обзор галактик в шестиградусном поле), 6dF или 6dFGS — это обзор красного смещения, проведенный Англо-Австралийской обсерваторией (AAO) с помощью 1,2-метрового британского телескопа Шмидта в период с 2001 по 2009 год. Данные этого обзора были обнародованы. 31 марта 2009 г. [1] Исследование нанесло на карту близлежащую Вселенную почти на половине неба. Его 136 304 спектра дали 110 256 новых внегалактических красных смещений и новый каталог из 125 071 галактики. Для подвыборки 6dF исследование пекулярных скоростей измеряет распределение массы и объемные движения локальной Вселенной. По состоянию на июль 2009 года это третий по величине обзор красного смещения после Слоановского цифрового обзора неба (SDSS) и обзора красного смещения галактик 2dF (2dFGRS).
Описание
[ редактировать ]Съемка 6dF охватывает 17 000 градусов. 2 южного неба, что примерно в десять раз превышает площадь 2dFGRS. [2] и более чем в два раза превышающий спектроскопический охват Слоановского цифрового обзора неба. [3] Все красные смещения и спектры доступны через онлайн-базу данных 6dFGS , расположенную в Королевской обсерватории в Эдинбурге. Онлайн- атлас 6dFGS доступен в Кейптаунском университете.
Обзор проводился с помощью 1,2-метрового британского телескопа Шмидта в обсерватории Сайдинг-Спринг в Новом Южном Уэльсе, Австралия, с инструментом 6dF, позволяющим наблюдать поле в 6 градусов на одно наведение. Прибор оснащен многообъектным волоконным спектрографом со 150 оптическими волокнами на полевой пластине.
Одной из особенностей обзора галактик 6dF по сравнению с более ранними обзорами красного смещения и пекулярных скоростей является выбор источника в ближнем инфракрасном диапазоне. Основные целевые каталоги выбраны из Двухмикронного обзора всего неба . [4] Выбор галактик в этих полосах имеет несколько преимуществ.
- В спектральном распределении энергии галактик в ближнем инфракрасном диапазоне преобладает свет их старейших звездных популяций и, следовательно, основной части их звездной массы. Традиционно исследования выбирали целевые галактики в оптическом диапазоне, где в галактиках доминировали более молодые и голубые звезды.
- Эффекты вымирания пыли меньше на более длинных волнах. Для целевых галактик это означает, что общая светимость в ближнем инфракрасном диапазоне не зависит от ориентации галактики и, таким образом, обеспечивает надежную меру массы галактики. Более того, это означает, что 6dF может отображать локальную Вселенную ближе к плоскости Млечного Пути, чем это было бы возможно в противном случае с помощью оптического отбора.
Обнаружение барионных акустических колебаний
[ редактировать ]Обзор 6dF — один из немногих обзоров, которые достаточно велики, чтобы позволить барионных акустических колебаний обнаружить сигнал (BAO). Низкое красное смещение 6dF позволило получить постоянную Хаббла H 0 с неопределенностью, конкурентоспособной с методом лестницы расстояний. Результат описан в Beutler et al. (2011) [5] и определяется как H 0 = 67 ± 3,2 км/с/Мпк.
Исследование своеобразной скорости
[ редактировать ]Красное смещение галактики включает в себя скорость удаления, вызванную расширением Вселенной (см. Закон Хаббла ), и пекулярную скорость самой галактики. Следовательно, один только обзор красного смещения не дает точного трехмерного распределения галактик. Однако, измеряя оба компонента по отдельности, можно получить обзор (необычных) скоростей галактик. В обзоре 6dF оценки расстояний основаны на фундаментальной плоскости галактик ранних типов. [6] Для этого необходимы измерения дисперсии внутренних скоростей галактик, что гораздо сложнее, чем определение красного смещения. Это ограничивает количество галактик, которые можно использовать для исследования пекулярных скоростей, примерно до 10% от общего числа галактик 6dF. Наконец, пекулярные скорости можно измерить как расхождение между красным смещением и расчетным расстоянием.
