Фотометрическое красное смещение
Фотометрическое красное смещение — это оценка скорости удаления астрономического объекта, такого как галактика или квазар , сделанная без измерения его спектра. Этот метод использует фотометрию (то есть яркость объекта, просматриваемого через различные стандартные фильтры , каждый из которых пропускает относительно широкую полосу пропускания цветов, таких как красный свет, зеленый свет или синий свет) для определения красного смещения и, следовательно, , согласно закону Хаббла , расстояние до наблюдаемого объекта.
Методика была разработана в 1960-х гг. [1] но в 1970-х и 1980-х годах он был в значительной степени заменен спектроскопическими красными смещениями , используя спектроскопию для наблюдения частоты (или длины волны ) характерных спектральных линий и измерения смещения этих линий от их лабораторных положений. Метод фотометрического красного смещения вернулся в широкое распространение с 2000 года в результате крупных исследований неба, проведенных в конце 1990-х и 2000-х годов, которые обнаружили большое количество слабых объектов с большим красным смещением, а ограничения по времени телескопа означают, что только небольшая часть из них можно наблюдать с помощью спектроскопии. Фотометрические красные смещения первоначально определялись путем расчета ожидаемых наблюдаемых данных на основе известного спектра излучения в диапазоне красных смещений. Этот метод основан на том, что спектр излучения, испускаемого объектом, имеет сильные характеристики, которые можно обнаружить с помощью относительно грубых фильтров.
Поскольку фотометрические фильтры чувствительны к диапазону длин волн, а метод основан на многих предположениях о природе спектра источника света, ошибки такого рода измерений могут достигать δ z = 0,5 и быть намного меньше. надежнее, чем спектроскопические определения. [2] При отсутствии достаточного времени телескопа для определения спектроскопического красного смещения для каждого объекта метод фотометрических красных смещений обеспечивает метод определения, по крайней мере, качественной характеристики красного смещения. Например, если бы спектр, подобный Солнцу, имел красное смещение z = 1, он был бы ярче всего в инфракрасной области, а не в желто-зеленом цвете, связанном с пиком его спектра черного тела , а интенсивность света была бы уменьшена в инфракрасной области. фильтровать с коэффициентом два (т.е. 1+ z ) ( см. в разделе K-коррекция ). более подробную информацию о фотометрических последствиях красного смещения [3]
Были разработаны и другие способы оценки красного смещения на основе альтернативных наблюдаемых величин, например, морфологические красные смещения скоплений галактик, полученные на основе геометрических измерений. [4] В последние годы байесовские статистические методы и искусственные нейронные сети для оценки красного смещения на основе фотометрических данных использовались .
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Этот метод был впервые описан Баумом, Вашингтон: 1962, в GC McVittie (ред.), Проблемы внегалактических исследований , стр. 390, Симпозиум МАС № 15
- ^ Бользонелла, М.; Миральес, Ж.-М.; Пелло, Р., Фотометрические красные смещения, основанные на стандартных процедурах подбора SED , Астрономия и астрофизика , 363 , стр.476-492 (2000).
- ^ Педагогический обзор K-коррекции Дэвида Хогга и других участников сотрудничества SDSS можно найти на сайте astro-ph .
- ^ Дж. М. Диего и др. Морфологические оценки красного смещения скоплений галактик в обзоре эффекта Сюняева-Зельдовича [1] .