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En astronomie, un relevé du décalage vers … En astronomie, un relevé du décalage vers le rouge (en anglais redshift survey) est un relevé astronomique d'une section du ciel pour mesurer le décalage vers le rouge (redshift) des objets célestes. Il s'agit habituellement de galaxies, mais parfois aussi d'autres objets tels que les amas de galaxies ou les quasars. À l'aide de la loi de Hubble, le décalage vers le rouge peut être utilisé pour estimer la distance entre un objet et la Terre. En combinant le décalage vers le rouge avec la position de l'objet sur la sphère céleste, un relevé du décalage vers le rouge permet de cartographier la distribution de matière en trois dimensions dans une région du ciel. Ces observations sont utilisées pour mesurer les propriétés statistiques de l'Univers à large échelle. Combiné avec les observations de l'Univers primordial via le fond diffus cosmologique, ces résultats permettent de déduire de fortes contraintes sur des paramètres cosmologiques tels que la densité moyenne de matière et la constante de Hubble. En général la construction d'un relevé du décalage vers le rouge comporte deux phases : d'abord la région du ciel cible est photographié avec un télescope à champ large, puis les galaxies dont la luminosité est plus élevée qu'un seuil donné sont sélectionnées. Les galaxies sont distinguées des étoiles grâce à leur étendue spatiale (elles n'apparaissent pas comme un simple point dans le ciel), avec parfois l'aide complémentaire de l'étude de leur couleur . Ensuite, les galaxies sélectionnées sont observées par spectroscopie, le plus souvent dans le domaine visible, pour mesurer les longueurs d'onde des raies spectrales les plus marquées. La comparaison entre les longueurs d'onde des raies observées pour les galaxies lointaines et celles des mêmes raies mesurées en laboratoire donne le décalage vers le rouge pour chacune des galaxies. Le Grand Mur CfA2, vaste conglomérat de galaxies de plus de 500 millions années lumière de large, est un exemple d'une structure à grande échelle détectable grâce à un relevé du décalage vers le rouge. Le premier relevé systématique du décalage vers le rouge fut le CfA Redshift Survey qui permit de récolter les données de quelque 2 200 galaxies. Il a commencé en 1977 avec une première collecte de données qui s'est achevée en 1982. Ces mesures ont été complétées par le CfA2 redshift survey (15 000 galaxies) terminée dans le début des années 1990. Ces premiers relevés sont limités en taille car une seule galaxie pouvait être spectrographiée à la fois. À partir des années 1990, le développement de spectrographes plus performants a permis de dresser simultanément le spectre de plusieurs centaines de galaxies. Des relevés du décalage vers le rouge à bien plus large échelle ont ainsi été rendus possibles. Le 2dF Galaxy Redshift Survey (221 000 mesures de décalage vers le rouge, terminé en 2002), le Sloan Digital Sky Survey (environ 1 million mesures de décalages vers le rouge en 2007), et le en sont des exemples notables. Pour des décalages vers le rouge élevés les plus grands relevés en cours sont le DEEP2 Redshift Survey et le VIMOS-VLT Deep Survey (VVDS). Ceux-ci comportent environ 50 000 mesures du décalage vers le rouge chacun, et sont principalement axés sur l'évolution des galaxies. En raison de l'important temps d'observation nécessaire pour obtenir des mesures du décalage vers le rouge par spectroscopie, une alternative est d'utiliser des mesures du décalage vers le rouge photométrique basé sur un modèle de la corrélation entre luminosité et la couleurs des objets. Ces mesures peut être utilisées dans des grands relevés pour estimer la distribution spatiale des galaxies et des quasars, à condition que le type des galaxies et leur couleur dans la gamme de décalage vers le rouge visée soient bien compris. En 2017, les erreurs de mesure associées au décalage vers le rouge photométriques sont significativement plus élevées que celles associées à la technique spectroscopique, mais les futurs relevés (le LSST par exemple) visent à considérablement affiner la technique.t à considérablement affiner la technique.
, In italiano si può tradurre con rilevament … In italiano si può tradurre con rilevamento degli spostamenti verso il rosso il termine inglese redshift survey, col quale in astronomia si indica la misura sistematica dello spostamento verso il rosso (redshift) delle galassie in una determinata area di cielo e generalmente fino ad una magnitudine apparente fissata (magnitudine limite). La misura del redshift permette di ricavare la distanza di un oggetto da noi. Infatti, a causa dell'espansione dell'universo, quanto più lontana è una galassia tanto maggiore è il suo spostamento verso il rosso. Solo per piccole distanze la relazione fra redshift e distanza è di proporzionalità diretta (legge di Hubble), altrimenti per ricavare dallo spostamento verso il rosso la distanza di un oggetto dalla Terra bisogna fissare i parametri del modello cosmologico che descrive il nostro universo. Combinando lo spostamento verso il rosso con le coordinate angolari degli oggetti, un rilevamento degli spostamenti verso il rosso permette di tracciare la distribuzione 3D delle galassie nel volume osservato. Queste osservazioni sono usate per analizzare statisticamente le proprietà della struttura a grande scala dell'universo, e confrontarle con le predizioni teoriche. Il primo di tali rilevamenti fu la CfA Redshift Survey, iniziata nel 1977 con una raccolta di dati completata poi nel 1982. Successivamente fu estesa a magnitudini più deboli (CfA2) e un rilevamento analogo fu effettuato nell'emisfero sud, la Southern Sky Redshift Survey, con una successiva estensione alla stessa magnitudine limite della CfA2 (SSRS2).Queste prime survey hanno rivelato l'esistenza di grandi strutture filamentari e grandi vuoti. Un esempio particolarmente notevole è la Grande Muraglia, un vasto conglomerato di galassie con un'estensione di oltre 500 milioni di anni luce identificata nella CfA Redshift Survey. Un'analoga struttura è stata scoperta nella Southern Sky Redshift Survey 2. I più importanti rilevamenti relativi all'universo locale (basso spostamento verso il rosso) sono la e la Sloan Digital Sky Survey. I rilevamenti a più alto redshift permettono di studiare l'evoluzione delle galassie e delle strutture; i più recenti e significativi sono la e la VIMOS-VLT Deep Survey (VVDS). A causa delle restrizioni derivanti dal tempo d'osservazione richiesto per ottenere i redshift dalle misure dello spostamento delle righe spettrali, un rilevamento richiede generalmente molte notti di osservazione, anche se lo sviluppo di spettrografi multioggetto permette oggi di ottenere centinaia di spettri di galassie contemporaneamente. Un'alternativa che offre una misura dei redshift meno precisa, ma sufficiente per diversi studi, è rappresentata dagli spostamenti fotometrici verso il rosso, o redshift fotometrici , basati sulle magnitudini delle galassie in vari colori. I colori osservati per ogni galassia vengono confrontati con i colori che si ottengono da spettri di galassie campione (template) spostati a vari redshift, e alla galassia viene attribuito il redshift dello spettro campione che meglio riproduce i colori osservati. I redshift fotometrici, comunque, richiedono sempre la calibrazione con un campione di redshift spettroscopici.on un campione di redshift spettroscopici.
, 紅移巡天或星系巡天是天文學中對天空的部份進行天體紅移值的測量。依據哈伯定律，紅移可以 … 紅移巡天或星系巡天是天文學中對天空的部份進行天體紅移值的測量。依據哈伯定律，紅移可以用來計算天體與地球的距離。結合紅移和角度位置的數據，紅移巡天圖可以顯示天空中一定範圍內物質的立體分佈狀態。這些觀測被用來測量宇宙大尺度結構的性質。紅移巡天的檢測提供了大尺度構造戲劇化的內容：長城，一個廣達5億光年的超星系團，就是由紅移檢測出來的。 第一次紅移巡天是天文物理中心的紅移巡天，開始於1977年，至1982年完成最初的資料蒐集。 最值得重視的研究是現在還在進行的低紅移值巡天：2度視場星系紅移巡天和史隆數位巡天，而高紅移值的有深度2紅移巡天和（VVDS）。 由於觀測時需要獲得的是觀察到分光紅移（也就是真實由速度測量的紅移），它變得普遍的使用以亮度為基礎的[1] 。這樣的"紅移"，只要星系的類型是已知的，可以用於探測和發現星系在空間的分佈，但是因為圓化的原因在哈伯區線上不能明確的定義出這些點。於探測和發現星系在空間的分佈，但是因為圓化的原因在哈伯區線上不能明確的定義出這些點。
, In astronomy, a redshift survey is a surve … In astronomy, a redshift survey is a survey of a section of the sky to measure the redshift of astronomical objects: usually galaxies, but sometimes other objects such as galaxy clusters or quasars. Using Hubble's law, the redshift can be used to estimate the distance of an object from Earth. By combining redshift with angular position data, a redshift survey maps the 3D distribution of matter within a field of the sky. These observations are used to measure detailed statistical properties of the large-scale structure of the universe. In conjunction with observations of early structure in the cosmic microwave background, these results can place strong constraints on cosmological parameters such as the average matter density and the Hubble constant. Generally the construction of a redshift survey involves two phases: first the selected area of the sky is imaged with a wide-field telescope, then galaxies brighter than a defined limit are selected from the resulting images as non-pointlike objects; optionally, colour selection may also be used to assist discrimination between stars and galaxies. Secondly, the selected galaxies are observed by spectroscopy, most commonly at visible wavelengths, to measure the wavelengths of prominent spectral lines; comparing observed and laboratory wavelengths then gives the redshift for each galaxy. The Great Wall, a vast conglomeration of galaxies over 500 million light-years wide, provides a dramatic example of a large-scale structure that redshift surveys can detect. The first systematic redshift survey was the CfA Redshift Survey of around 2,200 galaxies, started in 1977 with the initial data collection completed in 1982. This was later extended to the CfA2 redshift survey of 15,000 galaxies, completed in the early 1990s. These early redshift surveys were limited in size by taking a spectrum for one galaxy at a time; from the 1990s, the development of fibre-optic spectrographs and multi-slit spectrographs enabled spectra for several hundred galaxies to be observed simultaneously, and much larger redshift surveys became feasible. Notable examples are the 2dF Galaxy Redshift Survey (221,000 redshifts, completed 2002); the Sloan Digital Sky Survey (approximately 1 million redshifts by 2007) and the Galaxy And Mass Assembly survey. At high redshift the largest current surveys are the DEEP2 Redshift Survey and the VIMOS-VLT Deep Survey (VVDS); these have around 50,000 redshifts each, and are mainly focused on galaxy evolution. ZFOURGE or the FourStar Galaxy Evolution Survey is a large and deep medium-band imaging survey which aims to establish an observational benchmark of galaxy properties at redshift z > 1. The survey is using near-infrared FOURSTAR instrument on the Magellan Telescopes, surveying in all three HST legacy fields: COSMOS, CDFS, and UDS. Because of the demands on observing time required to obtain spectroscopic redshifts (i.e., redshifts determined directly from spectral features measured at high precision), a common alternative is to use photometric redshifts based on model fits to the brightnesses and colors of objects. Such "photo-z's" can be used in large surveys to estimate the spatial distribution of galaxies and quasars, provided the galaxy types and colors are well understood in a particular redshift range. At present, the errors on photometric redshift measurements are significantly higher than those of spectroscopic redshifts, but future surveys (for example, the LSST) aim to significantly refine the technique.aim to significantly refine the technique.
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In astronomy, a redshift survey is a surve … In astronomy, a redshift survey is a survey of a section of the sky to measure the redshift of astronomical objects: usually galaxies, but sometimes other objects such as galaxy clusters or quasars. Using Hubble's law, the redshift can be used to estimate the distance of an object from Earth. By combining redshift with angular position data, a redshift survey maps the 3D distribution of matter within a field of the sky. These observations are used to measure detailed statistical properties of the large-scale structure of the universe. In conjunction with observations of early structure in the cosmic microwave background, these results can place strong constraints on cosmological parameters such as the average matter density and the Hubble constant.ge matter density and the Hubble constant.
, In italiano si può tradurre con rilevament … In italiano si può tradurre con rilevamento degli spostamenti verso il rosso il termine inglese redshift survey, col quale in astronomia si indica la misura sistematica dello spostamento verso il rosso (redshift) delle galassie in una determinata area di cielo e generalmente fino ad una magnitudine apparente fissata (magnitudine limite). La misura del redshift permette di ricavare la distanza di un oggetto da noi. Infatti, a causa dell'espansione dell'universo, quanto più lontana è una galassia tanto maggiore è il suo spostamento verso il rosso. Solo per piccole distanze la relazione fra redshift e distanza è di proporzionalità diretta (legge di Hubble), altrimenti per ricavare dallo spostamento verso il rosso la distanza di un oggetto dalla Terra bisogna fissare i parametri del modello cobisogna fissare i parametri del modello co
, 紅移巡天或星系巡天是天文學中對天空的部份進行天體紅移值的測量。依據哈伯定律，紅移可以 … 紅移巡天或星系巡天是天文學中對天空的部份進行天體紅移值的測量。依據哈伯定律，紅移可以用來計算天體與地球的距離。結合紅移和角度位置的數據，紅移巡天圖可以顯示天空中一定範圍內物質的立體分佈狀態。這些觀測被用來測量宇宙大尺度結構的性質。紅移巡天的檢測提供了大尺度構造戲劇化的內容：長城，一個廣達5億光年的超星系團，就是由紅移檢測出來的。 第一次紅移巡天是天文物理中心的紅移巡天，開始於1977年，至1982年完成最初的資料蒐集。 最值得重視的研究是現在還在進行的低紅移值巡天：2度視場星系紅移巡天和史隆數位巡天，而高紅移值的有深度2紅移巡天和（VVDS）。 由於觀測時需要獲得的是觀察到分光紅移（也就是真實由速度測量的紅移），它變得普遍的使用以亮度為基礎的[1] 。這樣的"紅移"，只要星系的類型是已知的，可以用於探測和發現星系在空間的分佈，但是因為圓化的原因在哈伯區線上不能明確的定義出這些點。於探測和發現星系在空間的分佈，但是因為圓化的原因在哈伯區線上不能明確的定義出這些點。
, En astronomie, un relevé du décalage vers … En astronomie, un relevé du décalage vers le rouge (en anglais redshift survey) est un relevé astronomique d'une section du ciel pour mesurer le décalage vers le rouge (redshift) des objets célestes. Il s'agit habituellement de galaxies, mais parfois aussi d'autres objets tels que les amas de galaxies ou les quasars. À l'aide de la loi de Hubble, le décalage vers le rouge peut être utilisé pour estimer la distance entre un objet et la Terre. En combinant le décalage vers le rouge avec la position de l'objet sur la sphère céleste, un relevé du décalage vers le rouge permet de cartographier la distribution de matière en trois dimensions dans une région du ciel. Ces observations sont utilisées pour mesurer les propriétés statistiques de l'Univers à large échelle. Combiné avec les observationsrge échelle. Combiné avec les observations
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