Spostamento fotometrico verso il rosso: differenze tra le versioni

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Uno '''spostamento fotometrico verso il rosso''' o '''spostamento verso il rosso fotometrico''' (in inglese '''photometric redshift''') è una stima della distanza di un oggetto astronomico, come una [[galassia]] o un [[quasar]]. La tecnica usa la [[fotometria]] (cioè, la luminosità dell'oggetto osservato attraverso vari [[filtro ottico|filtri]] standard, ognuno dei quali lascia attraversopassare un ampio [[spettro (astronomia)|spettro]] di colori, come luce rossa, verde o blu) per determinare lo [[spostamento verso il rosso]], e perciò, attraverso la [[legge di Hubble]], la distanza dell'oggetto osservato. La tecnica fa assegnamento sullo spettro della radiazione emessa dall'oggetto avente forti caratteristiche che possono essere rilevate relativamente dai rudimentali filtri.

La tecnica fu sviluppata negli anni [[1960|'60]], <ref>{{En}}La tecnica fu per prima descritta da Baum, W. A.: 1962, in G. C. McVittie (ed.), ''Problemi di ricerca extra-galattica'', p. 390, IAU Symposium No. 15</ref> ma fu ampiamente sostituita negli anni [[1970|'70]] e [[1980|'80]] dallo [[spostamento spettroscopico verso il rosso]], usando la [[spettroscopia]] per osservare la [[frequenza]] (o [[lunghezza d'onda]]) di caratteristiche [[Linea spettrale|linee spettrali]] e per vedere come lontano le linee fossero spostate dalla loro consueta posizione. La tecnica è ritornata in auge come risultato di ampie ricerche sul cielo condotte nei tardi anni [[1990|'90]] e nei primi del [[2000]], rilevando un grande numero di oggetti ad alto [[spostamento verso il rosso]].