Введение
В астрономии исследование красного смещения – это обзор участка неба для измерения красного смещения астрономических объектов: обычно галактик, но иногда и других объектов, таких как скопления галактик или квазары. Используя закон Хаббла, красное смещение можно использовать для оценки расстояния до объекта от Земли. Комбинируя красное смещение с данными об угловом положении, исследование красного смещения позволяет составить карту трехмерного распределения материи в пределах выбранной области неба. Эти наблюдения используются для измерения детальных статистических свойств крупномасштабной структуры Вселенной. В сочетании с наблюдениями ранней структуры в космическом микроволновом фоне, эти результаты позволяют наложить строгие ограничения на космологические параметры, такие как средняя плотность материи и постоянная Хаббла. Как правило, создание исследования красного смещения включает в себя две фазы: сначала выбранная область неба снимается с помощью широкопольного телескопа, затем из полученных изображений выбираются галактики, ярче определенного порога, как неточечные объекты; опционально, цветовой отбор также может быть использован для облегчения различения между звездами и галактиками. Во-вторых, отобранные галактики наблюдаются спектроскопически, чаще всего в видимом диапазоне длин волн, для измерения длин волн заметных спектральных линий; сравнение наблюдаемых и лабораторных длин волн позволяет определить красное смещение для каждой галактики. Великая стена, огромный конгломерат галактик шириной более 500 миллионов световых лет, является впечатляющим примером крупномасштабной структуры, которую могут обнаружить исследования красного смещения. Первым систематическим исследованием красного смещения был CfA Redshift Survey, охвативший около 2200 галактик, начатый в 1977 году и завершенный первоначальным сбором данных в 1982 году. Позже он был расширен до исследования красного смещения CfA2, включавшего 15 000 галактик и завершенного в начале 1990-х годов. Эти ранние исследования красного смещения были ограничены по размеру, поскольку спектр снимался для каждой галактики по отдельности; с 1990-х годов развитие волоконно-оптических и многощелевых спектрографов позволило одновременно получать спектры для нескольких сотен галактик, что сделало возможными гораздо более масштабные исследования красного смещения. Примечательными примерами являются 2dF Galaxy Redshift Survey (221 000 красных смещений, завершен в 2002 году), Sloan Digital Sky Survey (приблизительно 1 миллион красных смещений к 2007 году) и Galaxy And Mass Assembly. При высоких красных смещениях крупнейшими текущими исследованиями являются DEEP2 Redshift Survey и VIMOS VLT Deep Survey (VVDS); каждое из них содержит около 50 000 красных смещений и в основном сосредоточено на эволюции галактик. ZFOURGE, или FourStar Galaxy Evolution Survey, – это масштабный и глубокий обзор в среднем инфракрасном диапазоне, целью которого является создание наблюдательного стандарта свойств галактик при красном смещении z > 1. В исследовании используется ближний инфракрасный прибор FOURSTAR на телескопах Магеллана, охватывающий все три поля наследия HST: COSMOS, CDFS и UDS. Ввиду значительных затрат времени наблюдения, необходимых для получения спектроскопических красных смещений (то есть красных смещений, определяемых непосредственно из спектральных характеристик, измеренных с высокой точностью), обычной альтернативой является использование фотометрических красных смещений, основанных на подгонке моделей к яркости и цвету объектов. Такие "фото-z" могут использоваться в масштабных исследованиях для оценки пространственного распределения галактик и квазаров, при условии, что типы и цвета галактик хорошо изучены в определенном диапазоне красного смещения. В настоящее время погрешности при измерениях фотометрического красного смещения значительно выше, чем при измерениях спектроскопического красного смещения, но будущие исследования (например, LSST) направлены на существенное улучшение этой методики.