Фотометрическое красное смещение

Фотометрическое красное смещение — оценка красного смещения объекта, полученная без использования методов спектроскопии, а только методами фотометрии. По сравнению с красным смещением, которое измеряется спектроскопически, такая оценка имеет более низкую точность, но требует меньше времени для её получения. Фотометрические красные смещения часто используются во внегалактической астрономии и космологии, поскольку могут быть измерены сразу для большого количества галактик и квазаров.

Впервые метод измерения фотометрического красного смещения разработал и применил Уильям Элвин Баум в 1962 году.

Красные смещения (${\displaystyle z}$) разных объектов напрямую могут быть измерены при изучении их спектров: для этого в наблюдаемом спектре отождествляются спектральные линии или другие особенности, вычисляется их сдвиг относительно «нормального» положения^[1]. Однако также возможно оценить красное смещение без использования методов спектроскопии, а только методами фотометрии — измеренное таким образом значение и называется фотометрическим красным смещением^[2][3][4]. Некоторые особенности спектра объекта, такие как бальмеровский или лаймановский скачок, могут быть заметны не только в его спектре, но и при сравнении интенсивности излучения, наблюдаемого в разных фотометрических полосах, причём при определённом собственном спектре источника наблюдаемое распределение интенсивности в полосах будет зависеть от красного смещения^[5][6].

Спектроскопические наблюдения достаточной точности доступны не для всех объектов, а в тех случаях, когда они возможны, приходится тратить много времени на наблюдение одного объекта. Фотометрические наблюдения, позволяющие измерить красное смещение, выигрывают в этом отношении, однако они не могут обеспечить такую же высокую точность измерения. Во внегалактической астрономии и космологии фотометрические красные смещения широко используются, поскольку могут быть измерены сразу для большого количества галактик и квазаров, а красное смещение этих объектов служит удобной мерой расстояния до них. Для многих задач в этих областях точность фотометрического красного смещения оказывается приемлемой^[2][3].

Наиболее распространены два метода измерения фотометрических красных смещений^[2][7]:

• Метод подгонки распределения энергии в спектре (англ. fitting of the observed Spectral Energy Distribution) состоит в том, что наблюдаемое распределение излучения по длинам волн сравнивается с определённым набором стандартных спектров и производится поиск, какой стандартный спектр с каким ${\displaystyle z}$ ему лучше всего соответствует^[7].
• Эмпирический метод тренировочной выборки (англ. empirical training set method) основан на том, что по «тренировочной» выборке галактик строится эмпирическая зависимость между звёздными величинами и заранее известным красным смещением. По данной зависимости ${\displaystyle z}$ определяются уже для других галактик. Этот метод не требует каких-либо предположений о физических свойствах галактик и их спектров, что удобно для галактик на больших красных смещениях, спектры которых изучены недостаточно, кроме того, для применения этого метода достаточно пронаблюдать галактику в небольшом числе фильтров. Однако подобная эмпирическая зависимость не универсальна и для каждой выборки галактик должна составляться отдельно, кроме того, в этом методе возможны систематические отклонения из-за того, что «тренировочная» выборка обычно состоит из ярких галактик, поскольку именно для них обычно имеются измеренные красные смещения^[7].

Кроме того, известны ещё два метода^[8]:

• Измерение сдвига между двумя распределениями энергии по фотметрическим полосам для галактик с разным красным смещением. Исторически это был первый метод измерения фотометрического красного смещения (см. ниже➤)^[8].
• Метод, основанный на моделировании диаграммы цвет — цвет для различных галактик с определённым красным смещением. Хотя в часто используемых показателях цвета диаграммы слабо зависят от красного смещения, для некоторых сложных цветовых систем положения моделей галактик с разным ${\displaystyle z}$ отличаются. Таким образом, по наблюдаемому положению галактики на диаграмме можно оценить её красное смещение^[8].

Впервые способ определения красного смещения фотометрическим методом разработал Уильям Элвин Баум в 1962 году. Он использовал фотоэлектрический фотометр, проводил измерения в 9 спектральных полосах в диапазоне от 3730 до 9875 ангстрем и пронаблюдал 6 эллиптических галактик в скоплении Девы и 3 — в скоплении Abell 801. Затем Баум измерил сдвиг в распределениях энергии по полосам (см. выше➤) между галактиками разных скоплений, ориентируясь на бальмеровский скачок интенсивности излучения на длине волны 4000 ангстрем^[3]. Тем самым он вычислил красное смещение скопления Abell 801: его результат составил ${\displaystyle z=0{,}19}$, что оказалось близко к значению, измеренному спектроскопически, ${\displaystyle z=0{,}192}$. Позже Баум смог использовать этот метод для более далёких скоплений с неизвестным красным смещением, вплоть до ${\displaystyle z=0{,}46}$^[4][8][9].

В 1986 году был разработан более продвинутый метод: в нём использовался набор стандартных спектров, и для определения, какому стандартному спектру с каким красным смещением соответствует наблюдаемый, применялся метод минимизации хи-квадрат. Для галактик, у которых красное смещение уже было измерено спектроскопически, оказалось, что среднеквадратичное отклонение между фотометрическим и спектроскопическим красным смещением составляет 0,12^[4].

В обзоре SDSS, который начал составляться в 1990-е годы, используемая фотометрическая система разработана в том числе и для измерения фотометрических красных смещений, эта величина измерена для более чем 200 миллионов галактик в данном обзоре. Среднеквадратичное отклонение величины ${\textstyle {\frac {z_{\text{phot}}-z_{\text{spec}}}{1+z_{\text{spec}}}}}$, где ${\displaystyle z_{\text{phot}}}$ ― фотометрическое красное смещение, а ${\displaystyle z_{\text{spec}}}$ ― спектроскопическое, составляет 0,0205 в этих данных^[4][10][11].