Fotometrinen punasiirtymä

Fotometrinen punasiirtymä  - arvio kohteen punasiirtymästä, joka saadaan ilman spektroskopiamenetelmiä , mutta vain fotometrisillä menetelmillä . Verrattuna punasiirtymään, joka mitataan spektroskooppisesti, tällaisen estimaatin tarkkuus on pienempi, mutta sen saaminen vie vähemmän aikaa. Fotometrisiä punasiirtymiä käytetään usein ekstragalaktisessa tähtitiedossa ja kosmologiassa , koska niitä voidaan mitata useille galakseille ja kvasaareille kerralla .

Fotometrisen punasiirtymän mittausmenetelmän kehitti ja sovelsi ensimmäisen kerran William Alvin Baum vuonna 1962.

Kuvaus

Eri kohteiden punasiirtymät ( ) voidaan mitata suoraan niiden spektrejä tutkiessa: tätä varten tunnistetaan spektriviivoja tai muita piirteitä havainnosta spektristä, lasketaan niiden siirtymä "normaaliin" asentoon [1] . Punasiirtymä on kuitenkin mahdollista arvioida myös ilman spektroskopiamenetelmiä , mutta vain fotometrisillä menetelmillä  - tällä tavalla mitattua arvoa kutsutaan fotometriseksi punasiirtymäksi [2] [3] [4] . Jotkin kohteen spektrin piirteet, kuten Balmerin tai Lymanin hyppy , voivat olla havaittavissa paitsi sen spektrissä, myös verrattaessa eri fotometrisillä kaistoilla havaitun säteilyn intensiteettiä ja lähteen tietylle ominaisspektrille, havaittu intensiteettijakauma vyöhykkeissä riippuu punasiirtymästä [5] [6] .

Kaikille kohteille ei ole saatavilla riittävän tarkkoja spektroskooppisia havaintoja, ja niissä tapauksissa, joissa ne ovat mahdollisia, joudutaan käyttämään paljon aikaa yhden kohteen tarkkailuun. Fotometriset havainnot mahdollistavat punasiirtymän hyödyn mittaamisen tässä suhteessa, mutta ne eivät voi tarjota yhtä suurta mittaustarkkuutta. Ekstragalaktisessa tähtitieteessä ja kosmologiassa fotometrisiä punasiirtymiä käytetään laajalti, koska ne voidaan mitata välittömästi suurelle määrälle galakseja ja kvasaareja , ja näiden kohteiden punasiirtymä toimii kätevänä etäisyyden mittana niihin. Monissa näiden alueiden ongelmissa fotometrisen punasiirtymän tarkkuus on hyväksyttävä [2] [3] .

Menetelmät

Fotometristen punasiirtymien mittaamiseen on kaksi yleisintä menetelmää [2] [7] :

• Spektrin energiajakauman sovitusmenetelmä ( eng.  fitting of the Observed Spectral Energy Distribution ) on se , että havaittua säteilyn jakautumista aallonpituuksilla verrataan tiettyyn standardispektriin ja etsitään mikä standardispektri vastaa sitä parhaiten kumman kanssa [7] .
• Empiirinen harjoitussarjamenetelmä perustuu siihen, että galaksien "harjoittelu"-näytteen avulla rakennetaan empiirinen suhde magnitudien  ja etukäteen tiedossa olevan punasiirtymän välille. Tämän riippuvuuden mukaan ne on jo määritetty muille galakseille. Tämä menetelmä ei vaadi oletuksia galaksien ja niiden spektrien fysikaalisista ominaisuuksista, mikä on kätevää suurilla punasiirtymillä oleville galakseille, joiden spektrejä ei ole tutkittu tarpeeksi. Lisäksi tämän menetelmän soveltamiseksi riittää havainnoimaan galaksia pieni määrä suodattimia. Tällainen empiirinen riippuvuus ei kuitenkaan ole universaali ja se on koottava erikseen jokaiselle galaksinäytteelle, lisäksi järjestelmälliset poikkeamat ovat mahdollisia tässä menetelmässä johtuen siitä, että "harjoitusnäyte" koostuu yleensä kirkkaista galakseista, koska se on ne, että yleensä mitataan punasiirtymiä [7] .

Lisäksi tunnetaan kaksi muuta menetelmää [8] :

• Kahden energiajakauman välisen siirtymän mittaus fotometrisissä vyöhykkeissä galakseille, joilla on erilaiset punasiirtymät. Historiallisesti tämä oli ensimmäinen menetelmä fotometrisen punasiirtymän mittaamiseen (katso alla ) [8] .
• Menetelmä, joka perustuu väri-värikaavion mallintamiseen eri galakseille, joilla on tietty punasiirtymä. Vaikka yleisesti käytettyjen väriindeksien värikaaviot ovat heikosti riippuvaisia ​​punasiirtymästä, joissakin monimutkaisissa värijärjestelmissä galaksimallien sijainnit, joilla on erilaiset arvot, vaihtelevat. Näin ollen kaaviossa havaitun galaksin sijainnin mukaan voidaan arvioida sen punasiirtymä [8] .

Historia

Ensimmäistä kertaa menetelmän punasiirtymän määrittämiseksi fotometrisella menetelmällä kehitti William Alvin Baum vuonna 1962. Hän käytti valosähköistä fotometriä, teki mittauksia 9 spektrikaistalla välillä 3730-9875 angströmiä ja havaitsi 6 elliptistä galaksia Neitsyt -joukossa ja 3 Abell 801 -klusterissa . Sitten Baum mittasi energian jakautumisen kaistoittain (katso yllä ) eri klusterien galaksien välillä keskittyen Balmerin hyppyyn säteilyn intensiteetissä 4000 angströmin aallonpituudella [3] . Niinpä hän laski Abell 801 -klusterin punasiirtymän: hänen tuloksensa oli , joka osoittautui olevan lähellä spektroskooppisesti mitattua arvoa, . Myöhemmin Baum pystyi käyttämään tätä menetelmää kauempana oleville klusteille, joiden punasiirtymä ei tunneta, [4] [8] [9] asti .

Vuonna 1986 kehitettiin edistyneempi menetelmä: se käytti joukkoa standardispektrejä ja käytti khin neliön minimointimenetelmää määrittääkseen, mikä standardispektri, jolla punasiirtymä vastaa havaittua . Galakseilla, joiden punasiirtymä on jo mitattu spektroskooppisesti, havaittiin, että fotometrisen ja spektroskooppisen punasiirtymän välinen standardipoikkeama on 0,12 [4] .

SDSS - tutkimuksessa , jota alettiin laatia 1990-luvulla, käytetty fotometrinen järjestelmä on suunniteltu muun muassa fotometristen punasiirtymien mittaamiseen, tätä arvoa mitataan tässä tutkimuksessa yli 200 miljoonalta galaksilta. Neliön keskiarvopoikkeama , jossa on fotometrinen punasiirtymä ja on spektroskooppinen, on näissä tiedoissa 0,0205 [4] [10] [11] .

Muistiinpanot

1. ↑ Zasov A.V. Punasiirtymä // Suuri venäläinen tietosanakirja . - BRE Publishing House , 2010. - T. 15. - 767 s. - ISBN 978-5-85270-346-0 .
2. ↑ 1 2 3 Mitä ovat fotometriset punasiirtymät? . www.bo.astro.it . Haettu 11. elokuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2022. (määrätön)
3. ↑ 1 2 3 Salvato M., Ilbert O., Hoyle B. Fotometristen punasiirtymien monia makuja  // Nature Astronomy. - 01-06-2019 - T. 3 . — S. 212–222 . — ISSN 2397-3366 . - doi : 10.1038/s41550-018-0478-0 . Arkistoitu alkuperäisestä 31. toukokuuta 2022.
4. ↑ 1 2 3 4 Kohteiden luokittelu spektrin energiajakauman mukaan . Astronetti . Haettu 11. elokuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 24. lokakuuta 2021. (määrätön)
5. ↑ 2.3.5. Regressio: Galaksien fotometriset punasiirtymät . scikit-learn (määrätön)dokumentaatio . Haettu 11. elokuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 21. syyskuuta 2021.
6. ↑ Schneider E. Fotometriset punasiirtymät ja Galaxy Luminosity  Function . Astrobiitit (1. kesäkuuta 2011). Haettu 11. elokuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2022.
7. ↑ 1 2 3 Bolzonella M., Miralles J.-M., Pelló R. Fotometriset punasiirtymät, jotka perustuvat standardiin SED-sovitusmenetelmiin  // Astronomy and Astrophysics. - 11.11.2000. - T. 363 . — S. 476–492 . — ISSN 0004-6361 . Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2022.
8. ↑ 1 2 3 4 Fotometriset punasiirtymät . ned.ipac.caltech.edu . Haettu 11. elokuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 27. syyskuuta 2021. (määrätön)
9. ↑ Abt H. A. William A. Baum (1924–2012)  (englanniksi) . – 12.12.2012. — Voi. 44 , iss. 1 . Arkistoitu alkuperäisestä 2.3.2022.
10. ↑ Fotometriset punasiirtymät . SDSS . Haettu 11. elokuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2022. (määrätön)
11. ↑ Beck R., Dobos L., Budavári T., Szalay AS, Csabai I. Fotometriset punasiirtymät SDSS Data Release 12:lle  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. - 01-08-2016. - T. 460 . - S. 1371-1381 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/stw1009 . Arkistoitu alkuperäisestä 6. elokuuta 2022.