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測光赤方偏移は、銀河やクエーサーなどの天体のスペクトルを測定せずに行われる、天体の遠ざかる速度の推定値です。この手法では、測光法(つまり、赤色光、緑色光、青色光などの比較的広い帯域の光を透過するさまざまな標準フィルターを通して見た天体の明るさ) を使用して赤方偏移を判定し、ハッブルの法則に従って観測対象までの距離を判定します。
この技術は 1960 年代に開発されましたが[1] 、 1970 年代と 1980 年代には分光赤方偏移に大きく取って代わられました。分光赤方偏移では、分光法を使用して特徴的なスペクトル線の周波数(または波長)を観測し、これらの線の実験室での位置からのシフトを測定します。測光赤方偏移技術は、1990 年代後半と 2000 年代に実施された大規模な天体調査で多数の暗い高赤方偏移天体が検出され、望遠鏡の時間制限によりこれらのうちのごく一部しか分光法で観測できないことから、2000 年以降は再び主流になっています。測光赤方偏移は、もともと、さまざまな赤方偏移における既知の放射スペクトルから予想される観測データを計算することで決定されていました。この技術は、比較的粗いフィルターで検出できる強い特徴を持つ天体から放射される放射スペクトルに依存しています。
測光フィルターはさまざまな波長に敏感であり、この技術は光源のスペクトルの性質について多くの仮定を立てることに依存しているため、この種の測定の誤差は最大 δ z = 0.5に及ぶ可能性があり、分光測定による決定よりもはるかに信頼性が低い。[2]各天体の分光赤方偏移を決定するのに十分な望遠鏡時間がない場合、測光赤方偏移の技術は、少なくとも赤方偏移の定性的な特徴を決定する方法を提供します。たとえば、太陽のようなスペクトルの赤方偏移がz = 1 の場合、黒体スペクトルのピークに関連する黄緑色ではなく、赤外線で最も明るくなり、フィルター内の光強度は 2 分の 1 (つまり 1+ z )に減少します(赤方偏移の測光結果の詳細については、K 補正を参照してください)。 [3]
幾何学的測定から得られる銀河団の形態学的赤方偏移など、代替観測量に基づいて赤方偏移を推定する他の手段も開発されている。[4]近年、ベイズ統計手法と人工ニューラルネットワークが測光データから赤方偏移を推定するために使用されている。
参考文献
- ^ この技術は、1962年にバウム（WA）によって初めて説明されました。GCマクヴィッティ（編）著『銀河系外研究の問題』390ページ、IAUシンポジウム第15号
- ^ Bolzonella, M.; Miralles, J.-M.; Pelló, R.、「標準SEDフィッティング手順に基づく測光赤方偏移」、天文学と天体物理学、363、p.476-492（2000）。
- ^ David Hogg と他の SDSS共同研究メンバーによる K 補正の教育的概要は、astro-ph でご覧いただけます。
- ^ JM Diego et al. スニヤエフ・ゼルドビッチ効果サーベイにおける銀河団の形態学的赤方偏移推定[1]。
外部リンク
- 測光赤方偏移とは何ですか?