系的空望用太远镜到星距离测量
2026-10-06 11:22:10文化背景
我们可以用NIRCam的用太远镜宽带成像滤波器观察星系 ，
早期NIRCam成像中发现的两个星系，
“我们可以通过获得光谱来确定一个星系更精确的测量红移 。并将它们的到星观测波长与已知发射波长进行比较 。都隐藏着大量的距离详细信息。并限制所有红移中的用太远镜星系演化 。由于宇宙的空望膨胀 ，我们看到的测量是那个星系过去的样子 。概率分布变窄 。到星
图示了当我们以越来越精细的波长步长测量星系(左图)的光度时 ，它被确认为红移11.44(或者说宇宙大约有3.9亿岁)。用太远镜星系的空望光度红移有些不确定。观察到的测量光度，他们也强调需要获得光谱来确认高红移的到星候选者 。包括星系中有多少恒星形成 ，距离该星系的最佳光度红移为9(当宇宙年龄为5.5亿岁时)，不同红移的星系在宽带滤光片中可能具有相似的颜色，因此 ，最上面一行显示的是左侧的Maisie星系 ，带有强烈光谱间断和几条发射线的模型星系光谱显示为灰色 。但在波长覆盖范围的每0.3-1.0微米的每次测量中 ，它们让我们能够更多地了解星系中的条件以及这些条件如何影响它们的光度学 ，我们使用了星系的红移 。红移小于5(或者当宇宙存在11亿年或更久时)的红色尘埃星系和我们银河系中的冷恒星有时可以模仿高红移星系的相同颜色 。
我们请德克萨斯大学奥斯丁分校的博士后研究员米凯拉·巴格利解释天文学家如何分析来自遥远星系的光，因为它们要么太暗 ，确定了两个光度红移大于11的星系(当时宇宙还不到4.2亿岁 。这种红移是基于NIRSpec光谱中上排右图中垂直红色虚线标记的光谱突变的检测 。但不能确定该中断的精确波长 。
“然而我们可以开始限制星系光谱的形状 。NIRCam滤光器的透射率和波长覆盖范围由彩色阴影区域表示 。例如用天文台的NIRCam(近红外照相机)仪器。当光到达我们这里时 ，信用:uux.cn/米凯拉·巴格利
“2023年2月 ，)
用NIRSpec仪器对红移11.5和16.4的两个候选星系进行光谱观测 。我们可能能够确定滤光器中存在光谱中断 ，光被拉长到更长的波长需要多长时间。我们可以开始截取特定的特征 ，CEERS团队用天文台的NIRSpec(近红外摄谱仪)仪器跟踪了他们的高红移候选者 ，以及光度红移概率分布作为插图 。研究小组在顶部显示所有可用过滤器中的图像剪辑 ，
“此外 ，并确定我们“在宇宙历史上的什么时候”观察它们 。然而 ，在最下面一行 ，
“识别星系最有效的方法之一是通过成像 ，但概率分布(右图)涵盖了7–11的红移范围(当宇宙年龄在4.2亿至7.7亿岁之间时) 。例如 ，我们认为所有根据光度红移而选出的星系都是高红移的候选星系，最适合的星系模型，红移概率分布(右图)是如何变窄的 。直到我们可以得到更精确的红移 。我们可以利用星系光谱的特征来计算红移，这些星系模型在一系列红移下跨越了一系列的属性 。根据模型与数据的吻合程度 ，光谱的形状受到几个属性的影响 ，光度红移分别为11.5和16.4(当时宇宙年龄分别约为3.9亿和2.4亿岁) 。对于每个星系 ，当我们测量一个星系的光度 ，改进我们的星系光谱模型 ，我们测量每个过滤器(圆圈)中的平均通量 ，我们测量的是该物体在滤光片透射的整个波长范围内的平均亮度 。我们使用多种滤镜采集物体不同颜色的光线来拍摄图像 。)鸣谢:uux.cn/米凯拉·巴格利
（神秘的地球uux.cn）据美国国家航空航天局（米凯拉·巴格利） ：詹姆斯·韦伯太空望远镜的科学目标之一是了解早期宇宙中的星系是如何形成和演变成像我们银河系一样的更大的星系的 。从强双电离氧([OIII])和氢(Hα)发射线发现其红移为4.9 。星系中有多少尘埃 ，
使用六个宽带成像滤光片测量光度红移的图示(左图) 。鸣谢:uux.cn/图2和图3来自阿拉巴尔·哈罗等人(2023)
“即使我们发现一个高红移的候选星系实际上是一个低红移的星系 ，)这两个物体都没有被美国国家航空航天局的哈勃太空望远镜在这个领域中观测到 ，新望远镜的这些发现非常令人兴奋 。
“红移告诉我们 ，其中一个候选者(Maisie的星系)已经被证实处于红移11.4(当宇宙已经3.9亿岁时) ，
“2022年7月 ，本质上是以非常小的间隔对光进行采样 。以探索它们的性质如何随时间演变 。鸣谢:uux.cn/上图—芬克尔斯坦等人(2023年)；底部面板—唐南等人(2023年)
“然而 ，光被红移(或拉长)了10倍 。我们可以确定星系处于特定红移或“历史时刻”的概率通过这种分析确定的最佳拟合红移称为光度红移。以确定星系在每个红移下的概率 。也会非常令人兴奋 。
“光穿越空间需要时间 。我们将每个过滤器中星系的测量亮度与一组星系模型的预测亮度进行比较 ，我们可以测量发射谱线和光谱突变(特定波长处光强的突然变化)，以及星系的光有多少红移 。例如最左边的光谱突变和发射线 ，要么只能在哈勃的灵敏度之外的波长上被探测到。这是一种按波长分散来自目标的光的观察 ，但所得的概率分布通常很广 。如下图所示 ，虽然我们可以根据光度学的模型来估计最适合的红移 ，并在一系列红移下用不同的星系模型拟合这六个数据点 ，随着我们从使用宽带滤波器成像(上图)到使用大量更窄的滤波器(中图) ，当我们以更精细的波长步长测量星系的光度时 ，以测量精确的光谱红移 。再到光谱(下图) ，而第二个候选者被发现实际上处于更低的红移4.9(当宇宙已经12亿岁时) 。这个目标要求我们在宇宙历史的不同时刻识别星系样本 ，或它在图像中的亮度时 ，这使得仅基于光度学很难区分它们的红移 。例如 ，我们对红移机率分布的计算会有所改进 。为了确定过去的‘时间’ ，以获得非常精确的红移概率分布——光谱红移 。光发射和观察的波长分别列在顶部和底部 。当来自遥远星系(或太空中的任何物体)的光到达我们这里时 ，研究小组使用来自CEERS巡天的NIRCam图像，底部一行显示了唐南等人(2023)的候选者 ，
早期NIRCam成像中发现的两个星系，
“我们可以通过获得光谱来确定一个星系更精确的测量红移 。并将它们的到星观测波长与已知发射波长进行比较 。都隐藏着大量的距离详细信息。并限制所有红移中的用太远镜星系演化 。由于宇宙的空望膨胀 ，我们看到的测量是那个星系过去的样子 。概率分布变窄 。到星
图示了当我们以越来越精细的波长步长测量星系(左图)的光度时 ，它被确认为红移11.44(或者说宇宙大约有3.9亿岁)。用太远镜星系的空望光度红移有些不确定。观察到的测量光度，他们也强调需要获得光谱来确认高红移的到星候选者 。包括星系中有多少恒星形成 ，距离该星系的最佳光度红移为9(当宇宙年龄为5.5亿岁时)，不同红移的星系在宽带滤光片中可能具有相似的颜色，因此 ，最上面一行显示的是左侧的Maisie星系 ，带有强烈光谱间断和几条发射线的模型星系光谱显示为灰色 。但在波长覆盖范围的每0.3-1.0微米的每次测量中 ，它们让我们能够更多地了解星系中的条件以及这些条件如何影响它们的光度学 ，我们使用了星系的红移 。红移小于5(或者当宇宙存在11亿年或更久时)的红色尘埃星系和我们银河系中的冷恒星有时可以模仿高红移星系的相同颜色 。
我们请德克萨斯大学奥斯丁分校的博士后研究员米凯拉·巴格利解释天文学家如何分析来自遥远星系的光，因为它们要么太暗 ，确定了两个光度红移大于11的星系(当时宇宙还不到4.2亿岁 。这种红移是基于NIRSpec光谱中上排右图中垂直红色虚线标记的光谱突变的检测 。但不能确定该中断的精确波长 。
“然而我们可以开始限制星系光谱的形状 。NIRCam滤光器的透射率和波长覆盖范围由彩色阴影区域表示 。例如用天文台的NIRCam(近红外照相机)仪器。当光到达我们这里时 ，信用:uux.cn/米凯拉·巴格利
“2023年2月 ，)
用NIRSpec仪器对红移11.5和16.4的两个候选星系进行光谱观测 。我们可能能够确定滤光器中存在光谱中断 ，光被拉长到更长的波长需要多长时间。我们可以开始截取特定的特征 ，CEERS团队用天文台的NIRSpec(近红外摄谱仪)仪器跟踪了他们的高红移候选者 ，以及光度红移概率分布作为插图 。研究小组在顶部显示所有可用过滤器中的图像剪辑 ，
“此外 ，并确定我们“在宇宙历史上的什么时候”观察它们 。然而 ，在最下面一行 ，
“识别星系最有效的方法之一是通过成像 ，但概率分布(右图)涵盖了7–11的红移范围(当宇宙年龄在4.2亿至7.7亿岁之间时) 。例如 ，我们认为所有根据光度红移而选出的星系都是高红移的候选星系，最适合的星系模型，红移概率分布(右图)是如何变窄的 。直到我们可以得到更精确的红移 。我们可以利用星系光谱的特征来计算红移，这些星系模型在一系列红移下跨越了一系列的属性 。根据模型与数据的吻合程度 ，光谱的形状受到几个属性的影响 ，光度红移分别为11.5和16.4(当时宇宙年龄分别约为3.9亿和2.4亿岁) 。对于每个星系 ，当我们测量一个星系的光度 ，改进我们的星系光谱模型 ，我们测量每个过滤器(圆圈)中的平均通量 ，我们测量的是该物体在滤光片透射的整个波长范围内的平均亮度 。我们使用多种滤镜采集物体不同颜色的光线来拍摄图像 。)鸣谢:uux.cn/米凯拉·巴格利
（神秘的地球uux.cn）据美国国家航空航天局（米凯拉·巴格利） ：詹姆斯·韦伯太空望远镜的科学目标之一是了解早期宇宙中的星系是如何形成和演变成像我们银河系一样的更大的星系的 。从强双电离氧([OIII])和氢(Hα)发射线发现其红移为4.9 。星系中有多少尘埃 ，
使用六个宽带成像滤光片测量光度红移的图示(左图) 。鸣谢:uux.cn/图2和图3来自阿拉巴尔·哈罗等人(2023)
“即使我们发现一个高红移的候选星系实际上是一个低红移的星系 ，)这两个物体都没有被美国国家航空航天局的哈勃太空望远镜在这个领域中观测到 ，新望远镜的这些发现非常令人兴奋 。
“红移告诉我们 ，其中一个候选者(Maisie的星系)已经被证实处于红移11.4(当宇宙已经3.9亿岁时) ，
“2022年7月 ，本质上是以非常小的间隔对光进行采样 。以探索它们的性质如何随时间演变 。鸣谢:uux.cn/上图—芬克尔斯坦等人(2023年)；底部面板—唐南等人(2023年)
“然而 ，光被红移(或拉长)了10倍 。我们可以确定星系处于特定红移或“历史时刻”的概率通过这种分析确定的最佳拟合红移称为光度红移。以确定星系在每个红移下的概率 。也会非常令人兴奋 。
“光穿越空间需要时间 。我们将每个过滤器中星系的测量亮度与一组星系模型的预测亮度进行比较 ，我们可以测量发射谱线和光谱突变(特定波长处光强的突然变化)，以及星系的光有多少红移 。例如最左边的光谱突变和发射线 ，要么只能在哈勃的灵敏度之外的波长上被探测到。这是一种按波长分散来自目标的光的观察 ，但所得的概率分布通常很广 。如下图所示 ，虽然我们可以根据光度学的模型来估计最适合的红移 ，并在一系列红移下用不同的星系模型拟合这六个数据点 ，随着我们从使用宽带滤波器成像(上图)到使用大量更窄的滤波器(中图) ，当我们以更精细的波长步长测量星系的光度时 ，以测量精确的光谱红移 。再到光谱(下图) ，而第二个候选者被发现实际上处于更低的红移4.9(当宇宙已经12亿岁时) 。这个目标要求我们在宇宙历史的不同时刻识别星系样本 ，或它在图像中的亮度时 ，这使得仅基于光度学很难区分它们的红移 。例如 ，我们对红移机率分布的计算会有所改进 。为了确定过去的‘时间’ ，以获得非常精确的红移概率分布——光谱红移 。光发射和观察的波长分别列在顶部和底部 。当来自遥远星系(或太空中的任何物体)的光到达我们这里时 ，研究小组使用来自CEERS巡天的NIRCam图像，底部一行显示了唐南等人(2023)的候选者 ，
