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天文学において、赤方偏移調査とは、天体の赤方偏移を測定するために天空の一部を調査することである。天体は通常は銀河であるが、銀河団やクエーサーなどの他の天体の場合もある。ハッブルの法則を用いると、赤方偏移は地球からの天体の距離を推定するために使用できる。赤方偏移調査は、赤方偏移と角度位置データを組み合わせることで、天空のある領域内の物質の3D分布をマッピングする。これらの観測は、宇宙の大規模構造の詳細な統計的特性を測定するために使用される。宇宙マイクロ波背景の初期構造の観測と併せて、これらの結果は、平均物質密度[1] [2]やハッブル定数[3]などの宇宙論パラメータに強い制約を課すことができる。
一般的に、赤方偏移調査の構築には2つの段階があります。まず、広視野望遠鏡で選択された空の領域を撮影し、次に、定義された限界よりも明るい銀河を、結果として得られた画像から非点状オブジェクトとして選択します。オプションで、色の選択を使用して、星と銀河を区別することもできます。[4]次に、選択された銀河を分光法で観測します。最も一般的には可視波長で、主要なスペクトル線の波長を測定します。観測された波長と実験室の波長を比較すると、各銀河の赤方偏移が得られます。
幅5億光年を超える巨大な銀河の集合体である「万里の長城」は、赤方偏移調査で検出できる大規模構造の劇的な例を提供し ます。
最初の体系的な赤方偏移調査は、1977年に開始され、1982年に最初のデータ収集が完了した約2,200個の銀河を対象としたCfA赤方偏移調査でした。これは後に、15,000個の銀河を対象としたCfA2赤方偏移調査にまで拡張され、[5] 1990年代初頭に完了しました。
これらの初期の赤方偏移調査は、一度に1つの銀河のスペクトルを観測するため規模が限られていましたが、1990年代から光ファイバー分光器と多重スリット分光器の開発により、数百の銀河のスペクトルを同時に観測できるようになり、はるかに大規模な赤方偏移調査が可能になりました。注目すべき例としては、2dF 銀河赤方偏移調査（221,000赤方偏移、2002年に完了）、スローンデジタルスカイサーベイ（2007年までに約100万赤方偏移）、および銀河および質量集合体調査があります。高赤方偏移で現在最大の調査は、DEEP2赤方偏移調査とVIMOS-VLTディープサーベイ（VVDS）です。これらはそれぞれ約50,000赤方偏移を持ち、主に銀河の進化に焦点を当てています。
ZFOURGE（FourStar Galaxy Evolution Survey）は、赤方偏移z > 1における銀河の特性の観測ベンチマークを確立することを目的とした、大規模で深遠な中波長帯の画像化調査です。この調査では、マゼラン望遠鏡の近赤外線FOURSTAR機器を使用して、HSTのレガシーフィールドであるCOSMOS、CDFS、UDSの3つすべてを調査します。[6]
分光赤方偏移 (つまり、高精度で測定されたスペクトル特性から直接決定される赤方偏移) を取得するには観測時間が必要であるため、一般的な代替手段は、オブジェクトの明るさと色に適合するモデルに基づく測光赤方偏移を使用することです。特定の赤方偏移範囲における銀河の種類と色がよく理解されていれば、このような「フォト Z」を大規模な調査で使用して、銀河とクエーサーの空間分布を推定できます。現在、測光赤方偏移測定の誤差は分光赤方偏移の誤差よりも大幅に高くなっていますが、将来の調査 (たとえば、LSST ) では、この手法を大幅に改良することを目指しています。
参照
参考文献
- ^ Peacock, John A.; Cole, Shaun ; Norberg, Peder; Baugh, Carlton M.; Bland-Hawthorn, Joss; Bridges, Terry; Cannon, Russell D.; Colless, Matthew; Collins, Chris; Couch, Warrick ; Dalton, Gavin; Deeley, Kathryn; De Propris, Roberto; Driver, Simon P.; Efstathiou, George ; Ellis, Richard S .; Frenk, Carlos S .; Glazebrook, Karl ; Jackson, Carole; Lahav, Ofer ; Lewis, Ian; Lumsden, Stuart; Maddox, Steve; Percival, Will J.; Peterson, Bruce A.; Price, Ian; Sutherland, Will; Taylor, Keith (2001 年 3 月 8 日)。「2dF 銀河赤方偏移サーベイにおけるクラスタリングによる宇宙論的質量密度の測定」。Nature。410 (6825): 169–173. arXiv : astro-ph/0103143 . Bibcode :2001Natur.410..169P. doi :10.1038/35065528. PMID 11242069. S2CID 1546652.
- ^ サンチェス、アリエル G.スコッコラ、CG;ロス、AJ。パーシヴァル、W.マネラ、M.モンテサーノ、F.マザレー、X。クエスタ、AJ。アイゼンシュタイン、DJ。カジン、E.マクブライド、CK;メータ、Ｋ．モンテロドルタ、AD;パドマナバン、N.プラダ、F.ルビーニョ・マルティン、JA;トジェイロ、R.徐、X。マガーニャ、M. バルガス。オーブール、E.バーコール、NA;ベイリー、S.ビジャエフ、D.ボルトン、アスファルト州。ブリューイントン、H.ブリンクマン、J. JR、ブラウンスタイン。ゴット、J.リチャード。ジェームス州ハミルトン。ホー、S。ホンシャイト、Ｋ．ラバティ、A.マラヌシェンコ、E.マラヌシェンコ、V。マラストン、C.ムナ、D.ニコル、RC;オラベッツ、D.パン、Ｋ．ノースカロライナ州ロス。ノースカロライナ州ロー。リード州、バージニア州。シュレーゲル、DJ。シェルデン、A.シュナイダー、DP;シモンズ、A.スキバ、R.スネデン、S.トーマス、D.ティンカー、J.ワシントン州ウェイク。バージニア州ウィーバー。ワインバーグ、デイビッド H.ホワイト、マーティン。ゼハヴィ、I。 Zhao、G. (2012 年 9 月 1 日)。 「SDSS-III バリオン振動分光探査における銀河のクラスタリング: 大規模な 2 点相関関数の宇宙論的意味」王立天文協会の月次通知。425 (1): 415–437。arXiv : 1203.6616 . Bibcode :2012MNRAS.425..415S. doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.21502.x . S2CID 53316788.
- ^ Beutler, Florian; Blake, Chris; Colless, Matthew; Jones, D. Heath; Staveley-Smith, Lister; Campbell, Lachlan; Parker, Quentin; Saunders, Will; Watson, Fred (2011 年 10 月 1 日). 「6dF 銀河サーベイ: バリオン音響振動と局所ハッブル定数」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 416 (4): 3017–3032. arXiv : 1106.3366 . Bibcode :2011MNRAS.416.3017B. doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19250.x . S2CID 55926132.
- ^ 「SkyServer - アルゴリズム」. sdss.org . 2014年8月18日閲覧。
- ^ Falco, Emilio E.; Kurtz, Michael J.; Geller, Margaret J.; Huchra, John P.; Peters, James; Berlind, Perry; Mink, Douglas J.; Tokarz, Susan P.; Elwell, Barbara (1999). 「The Updated Zwicky Catalog (UZC)」. Publications of the Astronomical Society of the Pacific . 111 (758): 438–452. arXiv : astro-ph/9904265 . Bibcode :1999PASP..111..438F. doi :10.1086/316343. S2CID 14298026.
- ^ 「Zfourge」.
外部リンク
- 大規模構造の探査
- 銀河赤方偏移調査のリスト