Fotometriai vöröseltolódás

Fotometriai vöröseltolódás - egy objektum vöröseltolódásának  becslése , amelyet spektroszkópiai módszerek alkalmazása nélkül , de csak fotometriás módszerekkel kapunk . A spektroszkópiailag mért vöröseltolódáshoz képest egy ilyen becslés kisebb pontosságú, de kevesebb időbe telik a megszerzése. A fotometrikus vöröseltolódásokat gyakran használják az extragalaktikus csillagászatban és kozmológiában , mivel egyszerre nagyszámú galaxis és kvazár mérhető .

A fotometriai vöröseltolódás mérésére szolgáló módszert először William Alvin Baum fejlesztette ki és alkalmazta 1962-ben.

Leírás

A különböző objektumok vöröseltolódásai ( ) közvetlenül mérhetők spektrumaik tanulmányozása során: ehhez spektrumvonalakat vagy egyéb jellemzőket azonosítanak a megfigyelt spektrumban, kiszámítják a „normál” helyzethez viszonyított eltolódásukat [1] . A vöröseltolódás becslése azonban lehetséges spektroszkópiai módszerek nélkül is , de csak fotometriai módszerekkel  - az így mért értéket fotometriai vöröseltolódásnak nevezzük [2] [3] [4] . Egy objektum spektrumának egyes jellemzői, mint például a Balmer- vagy Lyman-ugrás , nemcsak a spektrumában figyelhetők meg, hanem a különböző fotometriai sávokban megfigyelt sugárzás intenzitásának és a forrás bizonyos belső spektrumának összehasonlításakor is, a megfigyelt intenzitáseloszlás a sávokban a vöröseltolódástól függ [5] [6] .

A kellő pontosságú spektroszkópiai megfigyelések nem állnak rendelkezésre minden objektumra, és azokban az esetekben, ahol lehetséges, sok időt kell tölteni egy objektum megfigyelésével. Azok a fotometriai megfigyelések, amelyek lehetővé teszik a vöröseltolódás hasznának mérését ebben a vonatkozásban, de nem tudják biztosítani ugyanazt a nagy mérési pontosságot. Az extragalaktikus csillagászatban és kozmológiában a fotometriás vöröseltolódást széles körben használják, mivel azonnal mérhetőek számos galaxis és kvazár esetében, és ezen objektumok vöröseltolódása a távolság kényelmes mérésére szolgál. Számos probléma esetén ezeken a területeken a fotometriai vöröseltolódás pontossága elfogadható [2] [3] .

Módszerek

A fotometriai vöröseltolódások mérésére két leggyakoribb módszer létezik [2] [7] :

• Az energiaeloszlás spektrumbeli illesztésének módszere (a megfigyelt spektrális energiaeloszlás illesztése )  az, hogy a megfigyelt sugárzás hullámhosszon belüli eloszlását összehasonlítják egy bizonyos standard spektrumkészlettel, és megkeresik, hogy melyik standard spektrum felel meg a legjobban. melyikkel [7] .
• Az  empirikus tanítókészlet módszer azon a tényen alapul, hogy a galaxisok "tréning" mintájával empirikus kapcsolatot építenek ki a magnitúdók és az előre ismert vöröseltolódás között. Ennek a függőségnek megfelelően más galaxisokra már meghatározottak. Ez a módszer nem igényel feltételezéseket a galaxisok fizikai tulajdonságairól és spektrumaikról, ami kényelmes a nagy vöröseltolódású galaxisok számára, amelyek spektrumát nem vizsgálták eléggé. Ezen túlmenően a módszer alkalmazásához elegendő a galaxis megfigyelése kis számú szűrő. Az ilyen empirikus függőség azonban nem univerzális, és minden galaxismintára külön-külön kell összeállítani, emellett szisztematikus eltérések is lehetségesek ennél a módszernél, mivel a „kiképző” minta általában fényes galaxisokból áll, mivel nekik, hogy általában mért vöröseltolódások vannak [7] .

Ezen kívül még két módszer ismert [8] :

• Két energiaeloszlás közötti eltolódás mérése fotometriai sávokban különböző vöröseltolódású galaxisok esetében. Történelmileg ez volt az első módszer a fotometriai vöröseltolódás mérésére (lásd alább ) [8] .
• Egy bizonyos vöröseltolódású galaxisok szín-szín diagramjának modellezésén alapuló módszer . Bár az általánosan használt színindexekben szereplő színdiagramok gyengén függnek a vöröseltolódástól, bizonyos összetett színrendszerek esetében a különböző értékű galaxismodellek helyzete eltérő. Így a galaxis diagramon megfigyelt helyzete alapján megbecsülhető a vöröseltolódás [8] .

Történelem

Első alkalommal William Alvin Baum dolgozott ki 1962-ben egy módszert a vöröseltolódás fotometriai módszerrel történő meghatározására . Fotoelektromos fotométert használt, 9 spektrális sávban végzett méréseket a 3730-9875 angström tartományban , és 6 elliptikus galaxist figyelt meg a Virgo-halmazban és 3-at az Abell 801 -halmazban . Ezután Baum megmérte az energiaeloszlás sávok szerinti eltolódását (lásd fent ) a különböző halmazokból álló galaxisok között, a sugárzás intenzitásának Balmer -ugrására fókuszálva 4000 angström hullámhosszon [3] . Így kiszámolta az Abell 801-es klaszter vöröseltolódását: eredménye a , amely a spektroszkópiailag mért értékhez közelinek bizonyult . Később Baum ezt a módszert használhatta távolabbi, ismeretlen vöröseltolódású klasztereknél [4] [8] [9] -ig .

1986-ban egy fejlettebb módszert fejlesztettek ki: standard spektrumok halmazát használta, és a khi-négyzet minimalizálási módszert alkalmazta annak meghatározására, hogy melyik standard spektrum melyik vöröseltolódással felel meg a megfigyeltnek . Azoknál a galaxisoknál, amelyek vöröseltolódását spektroszkópiailag már megmérték, kiderült, hogy a fotometriai és a spektroszkópiai vöröseltolódás közötti szórás 0,12 [4] .

Az SDSS felmérésben , amelyet az 1990-es években kezdtek összeállítani, az alkalmazott fotometriai rendszert többek között a fotometriai vöröseltolódások mérésére tervezték, ebben a felmérésben ezt az értéket több mint 200 millió galaxisra mérik. A , ahol fotometriai vöröseltolódás és spektroszkópikus, négyzetes középérték eltérése 0,0205 ezekben az adatokban [4] [10] [11] .

Jegyzetek

1. ↑ Zasov A.V. Vöröseltolódás // Nagy orosz enciklopédia . - BRE Kiadó , 2010. - T. 15. - 767 p. - ISBN 978-5-85270-346-0 .
2. ↑ 1 2 3 Mik azok a fotometriai vöröseltolódások? . www.bo.astro.it . Letöltve: 2022. augusztus 11. Az eredetiből archiválva : 2022. augusztus 11.. (határozatlan)
3. ↑ 1 2 3 Salvato M., Ilbert O., Hoyle B. A fotometrikus vöröseltolódások sok íze  // Nature Astronomy. — 2019-06-01. - T. 3 . – S. 212–222 . — ISSN 2397-3366 . - doi : 10.1038/s41550-018-0478-0 . Archiválva az eredetiből 2022. május 31-én.
4. ↑ 1 2 3 4 Az objektumok osztályozása a spektrum energiaeloszlása ​​szerint . Asztronet . Letöltve: 2022. augusztus 11. Az eredetiből archiválva : 2021. október 24. (határozatlan)
5. ↑ 2.3.5. Regresszió: Galaxisok fotometriai vöröseltolódásai . scikit-learn (határozatlan)dokumentáció . Letöltve: 2022. augusztus 11. Az eredetiből archiválva : 2021. szeptember 21.
6. ↑ Schneider E. Fotometriai vöröseltolódások és a Galaxy Luminosity  Function . Astrobiták (2011. június 1.). Letöltve: 2022. augusztus 11. Az eredetiből archiválva : 2022. augusztus 11..
7. ↑ 1 2 3 Bolzonella M., Miralles J.-M., Pelló R. Fotometriás vöröseltolódások standard SED illesztési eljárások alapján  // Astronomy and Astrophysics. - 2000-11-01. - T. 363 . – S. 476–492 . — ISSN 0004-6361 . Az eredetiből archiválva : 2022. augusztus 11.
8. ↑ 1 2 3 4 Fotometriai vöröseltolódások . ned.ipac.caltech.edu . Letöltve: 2022. augusztus 11. Az eredetiből archiválva : 2021. szeptember 27. (határozatlan)
9. ↑ Abt H. A. William A. Baum (1924–2012)  (angol) . — 2012-12-01. — Vol. 44 , iss. 1 . Archiválva az eredetiből 2022. március 2-án.
10. ↑ Fotometriai vöröseltolódások . SDSS . Letöltve: 2022. augusztus 11. Az eredetiből archiválva : 2022. augusztus 11.. (határozatlan)
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 . Archiválva az eredetiből 2022. augusztus 6-án.