Corrimiento al rojo fotométrico

Desplazamiento al rojo fotométrico  : una estimación del desplazamiento al rojo de un objeto, obtenido sin el uso de métodos de espectroscopia , pero solo mediante métodos de fotometría . En comparación con el corrimiento al rojo, que se mide espectroscópicamente, dicha estimación tiene una menor precisión, pero lleva menos tiempo obtenerla. Los desplazamientos al rojo fotométricos se utilizan a menudo en astronomía y cosmología extragaláctica porque pueden medirse para un gran número de galaxias y cuásares a la vez .

El método para medir el corrimiento al rojo fotométrico fue desarrollado y aplicado por primera vez por William Alvin Baum en 1962.

Descripción

Los desplazamientos al rojo ( ) de diferentes objetos se pueden medir directamente al estudiar sus espectros: para esto, se identifican líneas espectrales u otras características en el espectro observado, se calcula su desplazamiento relativo a la posición "normal" [1] . Sin embargo, también es posible estimar el corrimiento al rojo sin utilizar métodos de espectroscopia , pero solo mediante métodos fotométricos  ; el valor medido de esta manera se denomina corrimiento al rojo fotométrico [2] [3] [4] . Algunas características del espectro de un objeto, como un salto de Balmer o Lyman , pueden notarse no solo en su espectro, sino también al comparar la intensidad de la radiación observada en diferentes bandas fotométricas , y para un cierto espectro intrínseco de la fuente, la distribución de intensidad observada en las bandas dependerá del corrimiento al rojo [5] [6] .

Las observaciones espectroscópicas de suficiente precisión no están disponibles para todos los objetos y, en los casos en que son posibles, uno tiene que pasar mucho tiempo observando un objeto. Observaciones fotométricas que permiten medir el beneficio del corrimiento al rojo en este sentido, pero no pueden proporcionar la misma alta precisión de medición. En astronomía y cosmología extragaláctica , los corrimientos al rojo fotométricos son ampliamente utilizados, ya que pueden medirse inmediatamente para un gran número de galaxias y cuásares , y el corrimiento al rojo de estos objetos sirve como una medida conveniente de la distancia a ellos. Para muchos problemas en estas áreas, la precisión del corrimiento al rojo fotométrico es aceptable [2] [3] .

Métodos

Hay dos métodos más comunes para medir corrimientos al rojo fotométricos [2] [7] :

• El método para ajustar la distribución de energía en el espectro ( ing.  ajuste de la distribución de energía espectral observada ) es que la distribución observada de radiación en longitudes de onda se compara con un cierto conjunto de espectros estándar y se realiza una búsqueda del espectro estándar que mejor se adapta a él. con cuál [7] .
• El  método del conjunto de entrenamiento empírico se basa en el hecho de que la muestra de galaxias de "entrenamiento" se utiliza para construir una relación empírica entre las magnitudes y el corrimiento al rojo conocido de antemano. Según esta dependencia , ya están determinadas para otras galaxias. Este método no requiere ninguna suposición sobre las propiedades físicas de las galaxias y sus espectros, lo cual es conveniente para galaxias con corrimientos al rojo altos, cuyos espectros no han sido suficientemente estudiados.Además, para aplicar este método, es suficiente observar la galaxia en un pequeño número de filtros. Sin embargo, tal dependencia empírica no es universal y debe compilarse por separado para cada muestra de galaxias, además, las desviaciones sistemáticas son posibles en este método debido al hecho de que la muestra de "entrenamiento" generalmente consiste en galaxias brillantes, ya que es para ellos que por lo general hay desplazamientos al rojo medidos [ 7] .

Además, se conocen dos métodos más [8] :

• Medida del desplazamiento entre dos distribuciones de energía en bandas fotométricas para galaxias con diferentes desplazamientos al rojo. Históricamente, este fue el primer método para medir el corrimiento al rojo fotométrico (ver más abajo ) [8] .
• Un método basado en modelar el diagrama color-color para diferentes galaxias con cierto corrimiento al rojo. Aunque los diagramas de color en los índices de color de uso común dependen débilmente del corrimiento al rojo, para algunos sistemas de color complejos, las posiciones de los modelos de galaxias con diferentes valores difieren. Así, según la posición observada de la galaxia en el diagrama, se puede estimar su corrimiento al rojo [8] .

Historia

Por primera vez, William Alvin Baum desarrolló en 1962 un método para determinar el corrimiento al rojo mediante el método fotométrico . Usó un fotómetro fotoeléctrico, hizo mediciones en 9 bandas espectrales en el rango de 3730 a 9875 angstroms y observó 6 galaxias elípticas en el cúmulo de Virgo y 3 en el cúmulo de Abell 801 . Luego, Baum midió el cambio en las distribuciones de energía por bandas (ver arriba ) entre galaxias de diferentes cúmulos, enfocándose en el salto de Balmer en la intensidad de la radiación a una longitud de onda de 4000 angstroms [3] . Por lo tanto, calculó el corrimiento al rojo del cúmulo Abell 801: su resultado fue , que resultó estar cerca del valor medido espectroscópicamente, . Más tarde, Baum pudo usar este método para cúmulos más distantes con corrimiento al rojo desconocido, hasta [4] [8] [9] .

En 1986, se desarrolló un método más avanzado: utilizó un conjunto de espectros estándar y utilizó el método de minimización de chi-cuadrado para determinar qué espectro estándar con el que el desplazamiento al rojo corresponde al observado . Para las galaxias cuyo desplazamiento al rojo ya se ha medido espectroscópicamente, resultó que la desviación estándar entre los desplazamientos al rojo fotométricos y espectroscópicos es de 0,12 [4] .

En el sondeo SDSS , que comenzó a compilarse en la década de 1990, el sistema fotométrico utilizado está diseñado, entre otras cosas, para medir corrimientos al rojo fotométricos, este valor se mide para más de 200 millones de galaxias en este sondeo. La desviación cuadrática media de , donde es corrimiento al rojo fotométrico y es espectroscópico, es 0.0205 en estos datos [4] [10] [11] .

Notas

1. ↑ Zasov A.V. Redshift // Gran Enciclopedia Rusa . - Editorial BRE , 2010. - T. 15. - 767 p. - ISBN 978-5-85270-346-0 .
2. ↑ 1 2 3 ¿Qué son los desplazamientos al rojo fotométricos? . www.bo.astro.it . Consultado el 11 de agosto de 2022. Archivado desde el original el 11 de agosto de 2022. (indefinido)
3. ↑ 1 2 3 Salvato M., Ilbert O., Hoyle B. Los muchos sabores de los desplazamientos al rojo fotométricos  // Nature Astronomy. — 2019-06-01. - T. 3 . — S. 212–222 . — ISSN 2397-3366 . -doi : 10.1038/ s41550-018-0478-0 . Archivado desde el original el 31 de mayo de 2022.
4. ↑ 1 2 3 4 Clasificación de objetos según la distribución de energía en el espectro . Astronet . Consultado el 11 de agosto de 2022. Archivado desde el original el 24 de octubre de 2021. (indefinido)
5. ↑ 2.3.5. Regresión: corrimientos al rojo fotométricos de galaxias . scikit-aprender (indefinido)documentación _ Consultado el 11 de agosto de 2022. Archivado desde el original el 21 de septiembre de 2021.
6. ↑ Schneider E. Desplazamientos al rojo fotométricos y la  función de luminosidad de la galaxia . Astrobites (1 de junio de 2011). Consultado el 11 de agosto de 2022. Archivado desde el original el 11 de agosto de 2022.
7. ↑ 1 2 3 Bolzonella M., Miralles J.-M., Pelló R. Redshifts fotométricos basados ​​en procedimientos de ajuste SED estándar  // Astronomy and Astrophysics. - 2000-11-01. - T. 363 . — S. 476–492 . — ISSN 0004-6361 . Archivado desde el original el 11 de agosto de 2022.
8. ↑ 1 2 3 4 Desplazamientos al rojo fotométricos . ned.ipac.caltech.edu . Consultado el 11 de agosto de 2022. Archivado desde el original el 27 de septiembre de 2021. (indefinido)
9. ↑ Abt H. A. William A. Baum (1924–2012)  (inglés) . — 2012-12-01. — vol. 44 , edición. 1 . Archivado desde el original el 2 de marzo de 2022.
10. ↑ Desplazamientos al rojo fotométricos . SDSS . Consultado el 11 de agosto de 2022. Archivado desde el original el 11 de agosto de 2022. (indefinido)
11. ↑ Beck R., Dobos L., Budavári T., Szalay AS, Csabai I. Redshifts fotométricos para 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 . Archivado desde el original el 6 de agosto de 2022.