Fotometrisk rödförskjutning
Fotometrisk rödförskjutning - en uppskattning av rödförskjutningen av ett objekt, erhållen utan användning av spektroskopimetoder , utan endast genom fotometrimetoder . Jämfört med rödförskjutningen, som mäts spektroskopiskt, har en sådan uppskattning lägre noggrannhet, men det tar kortare tid att få fram den. Fotometriska rödförskjutningar används ofta inom extragalaktisk astronomi och kosmologi eftersom de kan mätas för ett stort antal galaxer och kvasarer samtidigt .
Metoden för att mäta fotometrisk rödförskjutning utvecklades och tillämpades först av William Alvin Baum 1962.
Beskrivning
Rödförskjutningar ( ) av olika objekt kan mätas direkt när man studerar deras spektra: för detta identifieras spektrallinjer eller andra egenskaper i det observerade spektrumet, deras förskjutning i förhållande till den "normala" positionen beräknas [1] . Det är dock också möjligt att uppskatta rödförskjutningen utan att använda spektroskopimetoder , utan endast med fotometriska metoder - värdet som mäts på detta sätt kallas för den fotometriska rödförskjutningen [2] [3] [4] . Vissa egenskaper i ett objekts spektrum, som ett Balmer- eller Lyman-hopp , kan märkas inte bara i dess spektrum, utan också när man jämför intensiteten av strålning som observeras i olika fotometriska band , och för ett visst inneboende spektrum av källan, den observerade intensitetsfördelningen i banden kommer att bero på rödförskjutningen [5] [6] .
Spektroskopiska observationer med tillräcklig noggrannhet är inte tillgängliga för alla objekt, och i de fall de är möjliga måste man lägga mycket tid på att observera ett objekt. Fotometriska observationer som gör det möjligt att mäta rödförskjutningen gynnar i detta avseende, men de kan inte ge samma höga mätnoggrannhet. Inom extragalaktisk astronomi och kosmologi används fotometriska rödförskjutningar i stor utsträckning, eftersom de kan mätas omedelbart för ett stort antal galaxer och kvasarer , och rödförskjutningen av dessa objekt fungerar som ett bekvämt mått på avståndet till dem. För många problem i dessa områden är noggrannheten av den fotometriska rödförskjutningen acceptabel [2] [3] .
Metoder
Det finns två vanligaste metoder för att mäta fotometriska rödförskjutningar [2] [7] :
- Metoden för att anpassa energifördelningen i spektrumet ( eng. passning av den observerade spektrala energifördelningen ) är att den observerade fördelningen av strålning över våglängder jämförs med en viss uppsättning standardspektra och en sökning görs vilket standardspektrum som bäst matchar det . med vilken en [7] .
- Den empiriska träningsuppsättningsmetoden bygger på det faktum att det "tränings"-provet av galaxer används för att bygga ett empiriskt samband mellan magnituderna och rödförskjutningen som är känd i förväg. Enligt detta beroende är de redan bestämda för andra galaxer. Denna metod kräver inga antaganden om de fysikaliska egenskaperna hos galaxer och deras spektra, vilket är lämpligt för galaxer vid höga rödförskjutningar, vars spektra inte har studerats tillräckligt. Dessutom, för att tillämpa denna metod, räcker det att observera galaxen i ett litet antal filter. Ett sådant empiriskt beroende är dock inte universellt och måste sammanställas separat för varje prov av galaxer, dessutom är systematiska avvikelser möjliga i denna metod på grund av det faktum att "träningsprovet" vanligtvis består av ljusa galaxer, eftersom det är för dem att det vanligtvis finns uppmätta rödförskjutningar [7] .
Dessutom är ytterligare två metoder kända [8] :
- Mätning av skiftet mellan två energifördelningar i fotometriska band för galaxer med olika rödförskjutningar. Historiskt sett var detta den första metoden att mäta fotometrisk rödförskjutning (se nedan ) [8] .
- En metod som bygger på att modellera färg-färgdiagrammet för olika galaxer med en viss rödförskjutning. Även om färgdiagrammen i vanliga färgindex är svagt beroende av rödförskjutning, skiljer sig positionerna för galaxmodeller med olika värden för vissa komplexa färgsystem . Således kan man, enligt den observerade positionen för galaxen på diagrammet, uppskatta dess rödförskjutning [8] .
Historik
För första gången utvecklades en metod för att bestämma rödförskjutningen med den fotometriska metoden av William Alvin Baum 1962. Han använde en fotoelektrisk fotometer, gjorde mätningar i 9 spektralband i intervallet från 3730 till 9875 ångström och observerade 6 elliptiska galaxer i Virgo-klustret och 3 i Abell 801- klustret . Sedan mätte Baum förändringen i energifördelningar med band (se ovan ) mellan galaxer av olika kluster, med fokus på Balmer-hoppet i strålningsintensiteten vid en våglängd av 4000 ångström [3] . Sålunda beräknade han rödförskjutningen av Abell 801-klustret: hans resultat var , som visade sig vara nära värdet uppmätt spektroskopiskt, . Senare kunde Baum använda denna metod för mer avlägsna kluster med okänd rödförskjutning, upp till [4] [8] [9] .
1986 utvecklades en mer avancerad metod: den använde en uppsättning standardspektra och använde chi-kvadratminimeringsmetoden för att bestämma vilket standardspektrum med vilken rödförskjutning som motsvarar den observerade . För galaxer vars rödförskjutning redan har mätts spektroskopiskt visade det sig att standardavvikelsen mellan de fotometriska och spektroskopiska rödförskjutningarna är 0,12 [4] .
I SDSS- undersökningen , som började sammanställas på 1990-talet, är det fotometriska systemet som används utformat bland annat för att mäta fotometriska rödförskjutningar, detta värde mäts för mer än 200 miljoner galaxer i denna undersökning. Rot-medelkvadratavvikelsen för , där är fotometrisk rödförskjutning och är spektroskopisk, är 0,0205 i dessa data [4] [10] [11] .
Anteckningar
- ↑ Zasov A.V. Redshift // Great Russian Encyclopedia . - BRE Publishing House , 2010. - T. 15. - 767 sid. - ISBN 978-5-85270-346-0 .
- ↑ 1 2 3 Vad är fotometriska rödförskjutningar? . www.bo.astro.it . Hämtad 11 augusti 2022. Arkiverad från originalet 11 augusti 2022. (obestämd)
- ↑ 1 2 3 Salvato M., Ilbert O., Hoyle B. De många smakerna av fotometriska rödförskjutningar // Nature Astronomy. — 2019-06-01. - T. 3 . — S. 212–222 . — ISSN 2397-3366 . - doi : 10.1038/s41550-018-0478-0 . Arkiverad från originalet den 31 maj 2022.
- ↑ 1 2 3 4 Klassificering av objekt efter fördelningen av energi i spektrumet . Astronet . Hämtad 11 augusti 2022. Arkiverad från originalet 24 oktober 2021. (obestämd)
- ↑ 2.3.5. Regression: Fotometriska rödförskjutningar av galaxer . scikit-lära (obestämd)dokumentation . Hämtad 11 augusti 2022. Arkiverad från originalet 21 september 2021.
- ↑ Schneider E. Photometric Redshifts och Galaxy Luminosity Function . Astrobites (1 juni 2011). Hämtad 11 augusti 2022. Arkiverad från originalet 11 augusti 2022.
- ↑ 1 2 3 Bolzonella M., Miralles J.-M., Pelló R. Fotometriska rödförskjutningar baserade på standard SED-anpassningsprocedurer // Astronomy and Astrophysics. - 2000-11-01. - T. 363 . — S. 476–492 . — ISSN 0004-6361 . Arkiverad från originalet den 11 augusti 2022.
- ↑ 1 2 3 4 Fotometriska rödförskjutningar . ned.ipac.caltech.edu . Hämtad 11 augusti 2022. Arkiverad från originalet 27 september 2021. (obestämd)
- ↑ Abt H. A. William A. Baum (1924–2012) (engelska) . — 2012-12-01. — Vol. 44 , iss. 1 . Arkiverad från originalet den 2 mars 2022.
- ↑ Fotometriska rödförskjutningar . SDSS . Hämtad 11 augusti 2022. Arkiverad från originalet 11 augusti 2022. (obestämd)
- ↑ Beck R., Dobos L., Budavári T., Szalay AS, Csabai I. Fotometriska rödförskjutningar för SDSS Data Release 12 // Månatliga meddelanden från Royal Astronomical Society. — 2016-08-01. - T. 460 . - S. 1371-1381 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/stw1009 . Arkiverad från originalet den 6 augusti 2022.