Фотометричне червоне зміщення

Фотометричне червоне зміщення — оцінка червоного зміщення об'єкта, отримана без використання методів спектроскопії, а лише методами фотометрії. Порівняно з червоним зміщенням, яке вимірюється спектроскопічно, така оцінка має нижчу точність, але вимагає менше часу на її отримання. Фотометричні червоні зміщення часто використовуються у позагалактичній астрономії та космології, оскільки можуть бути виміряні відразу для великої кількості галактик та квазарів.

Вперше метод вимірювання фотометричного червоного зміщення розробив та застосував у 1962 році.

Опис

Кольорові лінії показують спектр Веги з різним червоним зміщенням. Сірими областями показані смуги пропускання фільтрів, використовуваних в огляді SDSS. При червоному зміщенні ${\displaystyle z=0}$ Вега була б яскрава в смугах g і r і тьмяна - в i і z, у той час як при червоному зміщенні ${\displaystyle z=0.8}$ ситуація була б протилежною.

Червоні зміщення (${\displaystyle z}$) різних об'єктів безпосередньо можуть бути виміряні при вивченні їх спектрів: для цього в спостережуваному спектрі знаходять спектральні лінії або інші особливості і обчислюють їхній зсув відносно «нормального» положення. Однак також можна оцінити червоне зміщення без використання методів спектроскопії, а тільки методами фотометрії — виміряне таким чином значення і називається фотометричним червоним зміщенням. Деякі особливості спектра об'єкта, такі як бальмерівський або , можуть бути помітні не тільки в його спектрі, але й при порівнянні інтенсивності випромінювання в різних ^[en], причому при певному власному спектрі джерела спостережуваний розподіл інтенсивності в смугах буде залежати від червоного зміщення.

Спектроскопічні спостереження достатньої точності доступні не для всіх об'єктів, а тих випадках, коли вони можливі, доводиться витрачати багато часу на спостереження одного об'єкта. Фотометричні спостереження, що дозволяють виміряти червоне зміщення, виграють у цьому відношенні, проте вони не можуть забезпечити таку високу точність вимірювання. У позагалактичній астрономії та космології фотометричні червоні зміщення широко використовуються, оскільки можуть бути виміряні одразу для великої кількості галактик та квазарів, а червоне зміщення цих об'єктів служить зручною мірою відстані до них. Для багатьох задач у цих областях точність фотометричного червоного зміщення виявляється прийнятною.

Методи

Найбільш поширені два методи вимірювання фотометричних червоних зміщень:

• Метод підгонки спектрального розподілу енергії (англ. fitting of the observed Spectral Energy Distribution) полягає в тому, що спостережуваний розподіл випромінювання за довжинами хвиль порівнюється з певним набором стандартних спектрів і проводиться пошук, який стандартний спектр з яким ${\displaystyle z}$ найкраще йому відповідає.
• Емпіричний метод тренувальної вибірки (англ. empirical training set method ) заснований на тому, що за «тренувальною» вибіркою галактик будується емпірична залежність між зоряними величинами та заздалегідь відомим червоним зміщенням. За цією залежністю ${\displaystyle z}$ визначаються вже для інших галактик. Цей метод не вимагає будь-яких припущень про фізичні властивості галактик та їхніх спектрів, що зручно для галактик на великих червоних зміщеннях, спектри яких вивчені недостатньо, а для застосування цього методу достатньо спостерігати галактику в невеликій кількості фільтрів. Однак подібна емпірична залежність не універсальна і для кожної вибірки галактик повинна складатися окремо, крім того, у цьому методі можливі систематичні відхилення через те, що «тренувальна» вибірка зазвичай складається з яскравих галактик, оскільки червоні зміщення зазвичай вимірюються саме для них.

Крім того, відомі ще два методи:

• Вимірювання зміщення між двома розподілами енергії по фотметричних смугах для галактик з різним червоним зміщенням. Історично це був перший метод вимірювання фотометричного червоного зміщення.
• Метод, заснований на моделюванні діаграми колір — колір для різних галактик з певним червоним зміщенням. Хоча в часто використовуваних показниках кольору діаграми слабко залежать від червоного зміщення, для деяких складних систем кольору положення моделей галактик з різним ${\displaystyle z}$ відрізняються. Таким чином, за спостережуваним положенням галактики на діаграмі можна оцінити її червоне зміщення.

Історія

Вперше спосіб визначення червоного зміщення фотометричним методом розробив у 1962 році. Він використовував фотоелектричний фотометр, проводив вимірювання в 9 спектральних смугах в діапазоні від 3730 до 9875 ангстрем і проспостерігав 6 еліптичних галактик у скупченні Діви та 3 - у скупченні . Потім Баум виміряв зміщення у розподілах енергії за смугами між галактиками різних скупчень, орієнтуючись на бальмерівський стрибок інтенсивності випромінювання на довжині хвилі 4000 ангстрем. Тим самим він вирахував червоне зміщення скупчення Абель 801: його результат склав ${\displaystyle z=0{,}19}$, що виявилося близько до значення, виміряного спектроскопічно, ${\displaystyle z=0{,}192}$. Пізніше Баум зміг використати цей метод для більш далеких скупчень з невідомим червоним зміщенням, аж до ${\displaystyle z=0{,}46}$.

У 1986 році розробили більш просунутий метод: у ньому використовувався набір стандартних спектрів, і для визначення, якому стандартному спектру з яким червоним зміщенням відповідає спостерезуваний спектр, застосовувався метод мінімізації хі-квадрат. Для галактик, у яких червоне зміщення вже було виміряно спектроскопічно, виявилося, що середньоквадратичне відхилення між фотометричним і спектроскопічним червоним зміщенням становить 0,12.

В огляді SDSS, який почав складатися в 1990-і роки, використовується ^[en], розроблена в тому числі і для вимірювання фотометричних червоних змішень. В цьому огляді фотометричні червоні зміщення виміряні для більш ніж 200 мільйонів галактик. Для цих даних середньоквадратичне відхилення величини ${\textstyle {\frac {z_{\text{phot}}-z_{\text{spec}}}{1+z_{\text{spec}}}}}$, де ${\displaystyle z_{\text{phot}}}$ ― фотометричне червоне зміщення, а ${\displaystyle z_{\text{spec}}}$ ― спектроскопічне, становить 0,0205.

Примітки

1. Красное смещение // Большая российская энциклопедия. — Издательство БРЭ, 2010. — Т. 15. — 767 с. — .
2. What are photometric redshifts?. www.bo.astro.it. оригіналу за 11 серпня 2022. Процитовано 11 серпня 2022.
3. Salvato M., Ilbert O., Hoyle B. The many flavours of photometric redshifts // Nature Astronomy. — 2019. — Т. 3 (1 червня). — С. 212–222. — ISSN 2397-3366. — DOI:10.1038/s41550-018-0478-0. з джерела 31 травня 2022.
4. Классификация объектов по распределению энергии в спектре. Астронет. оригіналу за 24 жовтня 2021. Процитовано 11 серпня 2022.
5. 2.3.5. Regression: Photometric Redshifts of Galaxies. scikit-learn documentation. оригіналу за 21 вересня 2021. Процитовано 11 серпня 2022.
6. Schneider E. (1 червня 2011). Photometric Redshifts and the Galaxy Luminosity Function. Astrobites (англ.). оригіналу за 11 серпня 2022. Процитовано 11 серпня 2022.
7. Bolzonella M., Miralles J.-M., Pelló R. Photometric redshifts based on standard SED fitting procedures // Astronomy and Astrophysics. — 2000. — Т. 363 (1 листопада). — С. 476–492. — ISSN 0004-6361. з джерела 11 серпня 2022.
8. Photometric Redshifts. ned.ipac.caltech.edu. оригіналу за 27 вересня 2021. Процитовано 11 серпня 2022.
9. Abt H. A. William A. Baum (1924–2012). — 2012. — Vol. 44, iss. 1 (1 December). з джерела 2 березня 2022.
10. Photometric Redshifts. SDSS. оригіналу за 11 серпня 2022. Процитовано 11 серпня 2022.
11. Beck R., Dobos L., Budavári T., Szalay A. S., Csabai I. Photometric redshifts for the SDSS Data Release 12 // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2016. — Т. 460 (1 серпня). — С. 1371–1381. — ISSN 0035-8711. — DOI:10.1093/mnras/stw1009. з джерела 6 серпня 2022.