Ich lese immer wieder über bestimmte astronomische Vermessungen, die entweder als „photometrische Vermessungen“ oder „Rotverschiebungsvermessungen“ bezeichnet werden. Mir ist immer noch unklar, wie sich diese beiden Methoden unterscheiden.
Die Photometrie verwendet das gesamte Licht (oder den Fluss oder die Helligkeit), das von EM-Strahlung empfangen wird. Verschiedene Filter werden verwendet, um bestimmte Wellenlängen des Lichts zu messen.
Im Gegensatz dazu verteilt die Spektroskopie Licht in verschiedene Wellenlängen, wodurch sich passende Absorptions-/Emissionslinien in den Spektren verschiedener Objekte verschieben. Die Absorptions-/Emissionslinien werden identifiziert und die Wellenlängen gemessen.
Das ist relativ klar, aber ich bin mir nicht sicher, was der Unterschied ist, wenn es um Instrumente geht. Nehmen wir an, wir messen die Rotverschiebung von Galaxien. Werden nun ganz andere Geräte verwendet, oder wird die Analyse dieser Rotverschiebungen anders gemessen? Angeblich basieren photometrische Messungen auf CCDs.
Was genau ist der Informationsunterschied, den wir durch die Analyse der photometrischen Rotverschiebungsdaten gegenüber den spektroskopischen Rotverschiebungsdaten erhalten?
Spektroskopie: Sie leiten das Licht durch ein dispersives Element (ein Prisma oder ein Beugungsgitter) (oder reflektieren es) und zeichnen dann das gestreute Licht auf. Sie haben eine Aufzeichnung der Intensität des Lichts als Funktion der Wellenlänge. Vorteil: Sie können potenziell das Licht eines oder mehrerer Objekte über einen sehr weiten Wellenlängenbereich aufnehmen und haben eine hervorragende Feinunterscheidung zwischen verschiedenen Wellenlängen und können nach einzelnen spektralen Merkmalen suchen. Nachteil: Sie verteilen das Licht von der Quelle dünn über den Detektor und es kann schwierig sein, Spektren von vielen Quellen auf einmal zu erhalten (vielleicht 10 s bis 100 s, wenn Sie Multi-Slit- oder Multi-Faser-Spektrographen verwenden).
Photometrie: Sie nehmen Bilder Ihrer Quellen auf, bei denen das Licht Farbfilter passieren darf. Die einzige Wellenlängeninformation, die Sie haben, ist die Intensität des durch den Filter eingelassenen Lichts (und auch modifiziert durch die Detektorantwort). Vorteile: Das Licht von einer Quelle über Ihrem Filterband wird auf einen Punkt auf Ihrem Detektor konzentriert – was zu besseren Signal-Rausch-Verhältnissen führt. Sie erhalten auch Daten für so viele Quellen wie möglich im Bild – möglicherweise Tausende. Nachteil: Die effektive Wellenlängenauflösung ist nur so gut, wie schmal die Filterbandpässe sind. Sie verlieren die Fähigkeit, einzelne spektrale Merkmale zu sehen.
Als Detektor wird heute für beide Techniken meist eine CCD-Kamera verwendet. Was sich also unterscheidet, ist das, was sich vor dem CCD im Instrument befindet. Für die Spektroskopie ist es ein dispersives Element, für die Photometrie ein Farbfilter.
Beide Techniken können in der extragalaktischen Astronomie verwendet werden, um Rotverschiebungen abzuschätzen. Das Aufnehmen von Spektren ist viel genauer, aber eine Faustregel besagt, dass photometrische Techniken, obwohl sie vergleichsweise unsicher sind, auf Objekte angewendet werden können, die um einige Größenordnungen (einen Faktor von 5) schwächer sind. Diese Faustregel gilt für Objekte mit breitem Spektrum und starkem Kontinuum – die meisten Sterne und Galaxien. Bei bestimmten Arten von Quellen mit sehr starken Emissionslinien, bei denen die Leistung der Quelle auf Wellenlängenbereiche konzentriert ist, die viel schmaler sind als bei photometrischen Filtern, kann es sein, dass die Spektroskopie selbst bei gleicher Beobachtungszeit empfindlicher ist (z. B. einige Arten von AGN und Quasare).
Eine Rotverschiebung aus einem Spektrum zu erhalten, ist ein ziemlich offensichtliches Verfahren. Sie versuchen, die Positionen bekannter spektraler Merkmale abzugleichen und die Wellenlängenverschiebung vom Restframe zu messen. Die Schätzung einer Rotverschiebung aus der Photometrie erfordert Bilder, die durch mehrere verschiedene Filter aufgenommen wurden, und die "spektralen Energieverteilungen" (die grobe Beziehung zwischen Intensität und Wellenlänge, die durch die wenigen photometrischen Helligkeitsmessungen definiert wird) werden mit denen abgeglichen, die aus einer Bibliothek von Modellgalaxien vorhergesagt wurden, die um unterschiedliche Beträge rotverschoben sind.
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