Фотометрическое красное смещение - Photometric redshift
Фотометрическое красное смещение является оценкой для скорости спада астрономического объекта , таких как галактики или квазар , сделанных без измерения его спектра. Этот метод использует фотометрию (то есть яркость объекта, просматриваемого через различные стандартные фильтры , каждый из которых пропускает относительно широкую полосу пропускания цветов, таких как красный свет, зеленый свет или синий свет) для определения красного смещения и, следовательно, , согласно закону Хаббла , расстояние до наблюдаемого объекта.
Этот метод был разработан в 1960-х годах, но в 1970-х и 1980-х годах был в значительной степени заменен спектроскопическими красными смещениями , использующими спектроскопию для наблюдения частоты (или длины волны ) характерных спектральных линий и измерения смещения этих линий от их лабораторных положений. Фотометрический метод красного смещения вернулся в широкое распространение с 2000 года в результате обширных 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 достигать δ z = 0,5 и намного меньше. надежнее, чем спектроскопические определения. При отсутствии у телескопа достаточного времени 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 у солнечного спектра было красное смещение z = 1, он был бы самым ярким в инфракрасном диапазоне, а не в желто-зеленом цвете, связанном с пиком его спектра черного тела , и интенсивность света будет уменьшаться в фильтр в два раза (т.е. 1+ z ) (см. K-коррекцию 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 полагаются на геометрические измерения. В последние годы для оценки красных смещений по фотометрическим данным использовались байесовские статистические методы и искусственные нейронные сети .