Войти
A Фотометрическое красное смещение - это оценка скорость удаления астрономического объекта, такого как галактика или квазар, без измерения его спектра. В методике используется фотометрия (то есть яркость объекта, просматриваемого через различные стандартные фильтры, каждый из которых пропускает относительно широкую полосу пропускания цветов, например как красный, зеленый или синий свет), чтобы определить красное смещение и, следовательно, в соответствии с законом Хаббла расстояние до наблюдаемого объекта.
Этот метод был разработан в 1960-х годах, но в 1970-х и 1980-х годах был в основном заменен на спектроскопические красные смещения с использованием спектроскопии для наблюдения частоты (или длина волны ) характерных спектральных линий и измерьте смещение этих линий от их лабораторных положений. Фотометрический метод красного смещения вернулся в широкое распространение с 2000 года в результате крупных обзоров неба, проведенных в конце 1990-х и 2000-х годов, в ходе которых было обнаружено большое количество слабых объектов с большим красным смещением, а временные ограничения телескопа означают, что только небольшая часть из них можно наблюдать с помощью спектроскопии. Фотометрические красные смещения были первоначально определены путем расчета ожидаемых наблюдаемых данных по известному спектру излучения в диапазоне красных смещений. Этот метод основан на спектре излучения, испускаемого объектом, имеющим сильные особенности, которые можно обнаружить с помощью относительно грубых фильтров.
Поскольку фотометрические фильтры чувствительны к диапазону длин волн, а методика основана на многих предположениях о природе спектра в источнике света, ошибки для такого рода измерений могут диапазон до δz = 0,5, и они намного менее надежны, чем спектроскопические определения. При отсутствии достаточного для определения спектроскопического красного смещения для каждого объекта метод фотометрических красных смещений обеспечивает метод определения, по крайней мере, качественной характеристики красного смещения. Например, если бы солнечный спектр имел красное смещение z = 1, он был бы самым ярким в инфракрасном, а не в желто-зеленом цвете, связанном с пиком его спектра черного тела, а интенсивность света в фильтре будет уменьшена в два раза (т. Е. 1 + z) (см. K-коррекция для получения более подробной информации о фотометрических последствиях красного смещения).
Были разработаны другие средства оценки красного смещения на основе альтернативных наблюдаемых величин, такие как, например, морфологические красные смещения, применяемые к скоплениям галактик, которые основаны на геометрических измерениях. В последние годы были применены байесовские статистические методы и искусственные нейронные сети использовались для оценки красных смещений по фотометрическим данным.
