Fotometrický červený posuv

Fotometrický červený posuv  - odhad červeného posuvu objektu získaný bez použití spektroskopických metod , ale pouze fotometrickými metodami . Ve srovnání s rudým posuvem, který se měří spektroskopicky, má takový odhad nižší přesnost, ale jeho získání zabere méně času. Fotometrické rudé posuvy se často používají v extragalaktické astronomii a kosmologii , protože je lze měřit pro velké množství galaxií a kvasarů najednou .

Metodu pro měření fotometrického červeného posuvu poprvé vyvinul a použil William Alvin Baum v roce 1962.

Popis

Rudé posuvy ( ) různých objektů lze přímo měřit při studiu jejich spekter: za tímto účelem se v pozorovaném spektru identifikují spektrální čáry nebo jiné znaky, vypočítá se jejich posun vzhledem k „normální“ poloze [1] . Odhadnout červený posuv je však možné i bez použití spektroskopických metod , ale pouze fotometrickými metodami  - takto naměřená hodnota se nazývá fotometrický červený posuv [2] [3] [4] . Některé rysy spektra objektu, jako je Balmerův nebo Lymanův skok , mohou být patrné nejen v jeho spektru, ale také při porovnání intenzity záření pozorovaného v různých fotometrických pásmech a pro určité vnitřní spektrum zdroje, pozorované rozložení intenzity v pásmech bude záviset na rudém posuvu [5] [6] .

Spektroskopická pozorování s dostatečnou přesností nejsou dostupná pro všechny objekty a v těch případech, kdy jsou možná, člověk musí strávit hodně času pozorováním jednoho objektu. Fotometrická pozorování, která umožňují měřit přínos rudého posuvu v tomto ohledu, ale nemohou poskytnout stejně vysokou přesnost měření. V extragalaktické astronomii a kosmologii jsou fotometrické rudé posuvy široce používány, protože mohou být okamžitě změřeny pro velké množství galaxií a kvasarů a rudý posuv těchto objektů slouží jako vhodná míra vzdálenosti k nim. Pro mnoho problémů v těchto oblastech je přesnost fotometrického červeného posuvu přijatelná [2] [3] .

Metody

Existují dvě nejběžnější metody měření fotometrických rudých posuvů [2] [7] :

• Metoda proložení rozložení energie ve spektru (anglicky fiting  of sledované Spectral Energy Distribution ) spočívá v tom, že pozorované rozložení záření na vlnových délkách se porovná s určitým souborem standardních spekter a vyhledá se, které standardní spektrum mu nejlépe odpovídá. se kterým [7] .
• Metoda  empirického tréninkového souboru je založena na skutečnosti, že „tréninkový“ vzorek galaxií slouží k vybudování empirického vztahu mezi předem známými magnitudami a rudým posuvem. Podle této závislosti jsou již určeny pro jiné galaxie. Tato metoda nevyžaduje žádné předpoklady o fyzikálních vlastnostech galaxií a jejich spektrech, což je výhodné pro galaxie s vysokým rudým posuvem, jejichž spektra nejsou dostatečně prostudována, navíc pro aplikaci této metody stačí pozorovat galaxii v malý počet filtrů. Taková empirická závislost však není univerzální a musí být sestavena zvlášť pro každý vzorek galaxií, navíc jsou u této metody možné systematické odchylky kvůli tomu, že „tréninkový“ vzorek se obvykle skládá z jasných galaxií, protože je pro že tam jsou obvykle měřené rudé posuvy [7] .

Kromě toho jsou známy další dvě metody [8] :

• Měření posunu mezi dvěma distribucemi energie ve fotometrických pásmech pro galaxie s různými červenými posuvy. Historicky se jednalo o první metodu měření fotometrického červeného posuvu (viz níže ) [8] .
• Metoda založená na modelování barevně-barevného diagramu pro různé galaxie s určitým rudým posuvem. Přestože barevné diagramy v běžně používaných barevných indexech jsou slabě závislé na červeném posuvu, u některých složitých barevných systémů se pozice modelů galaxií s různými hodnotami liší. Podle pozorované polohy galaxie na diagramu lze tedy odhadnout její rudý posuv [8] .

Historie

Poprvé byla metoda pro stanovení rudého posuvu fotometrickou metodou vyvinuta Williamem Alvinem Baumem v roce 1962. Použil fotoelektrický fotometr, provedl měření v 9 spektrálních pásmech v rozsahu od 3730 do 9875 angstromů a pozoroval 6 eliptických galaxií v kupě Virgo a 3 v kupě Abell 801 . Poté Baum změřil posun v distribuci energie po pásech (viz výše ) mezi galaxiemi různých kup, se zaměřením na Balmerův skok v intenzitě záření na vlnové délce 4000 angstromů [3] . Vypočítal tedy rudý posuv shluku Abell 801: jeho výsledek byl , což se ukázalo být blízké hodnotě naměřené spektroskopicky, . Později byl Baum schopen tuto metodu použít i pro vzdálenější shluky s neznámým červeným posuvem, a to až [4] [8] [9] .

V roce 1986 byla vyvinuta pokročilejší metoda: používala soubor standardních spekter a používala metodu minimalizace chí-kvadrát k určení, které standardní spektrum s kterým červeným posuvem odpovídá pozorovanému spektru . U galaxií, jejichž rudý posuv již byl spektroskopicky změřen, se ukázalo, že standardní odchylka mezi fotometrickým a spektroskopickým rudým posuvem je 0,12 [4] .

V průzkumu SDSS , který se začal sestavovat v 90. letech minulého století, je použitý fotometrický systém určen mimo jiné k měření fotometrických rudých posuvů, tato hodnota je v tomto průzkumu naměřena pro více než 200 milionů galaxií. Střední kvadratická odchylka , kde je fotometrický červený posuv a je spektroskopická, je v těchto datech 0,0205 [4] [10] [11] .

Poznámky

1. ↑ Zasov A.V. Redshift // Velká ruská encyklopedie . - Nakladatelství BRE , 2010. - T. 15. - 767 s. - ISBN 978-5-85270-346-0 .
2. ↑ 1 2 3 Co jsou fotometrické rudé posuvy? . www.bo.astro.it . Získáno 11. srpna 2022. Archivováno z originálu dne 11. srpna 2022. (neurčitý)
3. ↑ 1 2 3 Salvato M., Ilbert O., Hoyle B. Mnoho příchutí fotometrických rudých posuvů  // Astronomie přírody. — 2019-06-01. - T. 3 . — S. 212–222 . — ISSN 2397-3366 . - doi : 10.1038/s41550-018-0478-0 . Archivováno z originálu 31. května 2022.
4. ↑ 1 2 3 4 Klasifikace objektů podle rozložení energie ve spektru . Astronet . Získáno 11. srpna 2022. Archivováno z originálu dne 24. října 2021. (neurčitý)
5. ↑ 2.3.5. Regrese: Fotometrické rudé posuvy galaxií . scikit-učit se (neurčitý)dokumentace . Získáno 11. srpna 2022. Archivováno z originálu dne 21. září 2021.
6. ↑ Schneider E. Fotometrické rudé posuvy a funkce Galaxy Luminosity  . Astrobiti (1. června 2011). Získáno 11. srpna 2022. Archivováno z originálu dne 11. srpna 2022.
7. ↑ 1 2 3 Bolzonella M., Miralles J.-M., Pelló R. Fotometrické rudé posuvy založené na standardních postupech montáže SED  // Astronomie a astrofyzika. - 11. 11. 2000. - T. 363 . — S. 476–492 . — ISSN 0004-6361 . Archivováno z originálu 11. srpna 2022.
8. ↑ 1 2 3 4 Fotometrické rudé posuvy . ned.ipac.caltech.edu . Získáno 11. srpna 2022. Archivováno z originálu dne 27. září 2021. (neurčitý)
9. ↑ Abt H. A. William A. Baum (1924–2012)  (anglicky) . — 2012-12-01. — Sv. 44 , iss. 1 . Archivováno z originálu 2. března 2022.
10. ↑ Fotometrické rudé posuvy . SDSS . Získáno 11. srpna 2022. Archivováno z originálu dne 11. srpna 2022. (neurčitý)
11. ↑ Beck R., Dobos L., Budavári T., Szalay AS, Csabai I. Photometric redshifts for the SDSS Data Release 12  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2016-08-01. - T. 460 . - S. 1371-1381 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/stw1009 . Archivováno z originálu 6. srpna 2022.