Euclid: Calibrating distances from surface brightness fluctuations with Early Release Observations of the Fornax cluster
यह शोध पत्र यूक्लिड अर्ली रिलीज़ ऑब्जर्वेशन के लिए सरफेस ब्राइटनेस फ्लक्चुएशन (SBF) के पहले अनुप्रयोग को प्रस्तुत करता है, जो फोर्नैक्स क्लस्टर में आकाशगंगाओं के लिए दूरी के मापन को सफलतापूर्वक कैलिब्रेट करता है और डेटा पाइपलाइन के SBF अनुकूलन के अभाव के बावजूद अन्य क्षेत्रों में तारकीय आबादी की जांच करने की विधि की मजबूती और क्षमता को प्रमाणित करता है।
मूल लेखक: R. Habas (INAF - Osservatorio Astronomico d'Abruzzo, Via Maggini, 64100, Teramo, Italy), M. Cantiello (INAF - Osservatorio Astronomico d'Abruzzo, Via Maggini, 64100, Teramo, Italy), G. Riccio (INAF - Osservatorio Astronomico d'Abruzzo, Via Maggini, 64100, Teramo, Italy), G. Raimondo (INAF - Osservatorio Astronomico d'Abruzzo, Via Maggini, 64100, Teramo, Italy), N. Hazra (National Centre for Nuclear Research, ul. Pasteura 7, 02-093, Warsaw, Poland, Gran Sasso Science Institute, INAF - Osservatorio Astronomico d'Abruzzo, Via Maggini, 64100, Teramo, Italy), S. Mei (Université Paris Cité, CNRS, Astroparticule et Cosmologie, 75013 Paris, France, CNRS-UCB International Research Laboratory, Centre Pierre Binétruy, IRL2007, CPB-IN2P3, Berkeley, USA), A. Lançon (Université de Strasbourg, CNRS, Observatoire astronomique de Strasbourg, UMR 7550, 67000 Strasbourg, France), G. D'Ago (Institute of Astronomy, University of Cambridge, Madingley Road, Cambridge CB3 0HA, UK), R. Scaramella (INAF-Osservatorio Astronomico di Roma, Via Frascati 33, 00078 Monteporzio Catone, Italy), L. K. Hunt (INAF-Osservatorio Astrofisico di Arcetri, Largo E. Fermi 5, 50125, Firenze, Italy), J. -C. Cuillandre (Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM, 91191, Gif-sur-Yvette, France), J. P. Blakeslee (NSF's NOIR, Lab 950 N. Cherry Avenue, Tucson, Arizona 85719, USA, Steward Observatory, University of Arizona, 933 N. Cherry Ave, Tucson, AZ 85750, USA), J. B. Jensen (Utah Valley University, Orem, UT 84058, USA), E. Brocato (INAF-Osservatorio Astronomico di Roma, Via Frascati 33, 00078 Monteporzio Catone, Italy), D. Carollo (INAF-Osservatorio Astronomico di Trieste, Via G. B. Tiepolo 11, 34143 Trieste, Italy), P. -A. Duc (Université de Strasbourg, CNRS, Observatoire astronomique de Strasbourg, UMR 7550, 67000 Strasbourg, France), M. Kluge (Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics, Giessenbachstr. 1, 85748 Garching, Germany), R. 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Baccigalupi (IFPU, Institute for Fundamental Physics of the Universe, via Beirut 2, 34151 Trieste, Italy, INAF-Osservatorio Astronomico di Trieste, Via G. B. Tiepolo 11, 34143 Trieste, Italy, INFN, Sezione di Trieste, Via Valerio 2, 34127 Trieste TS, Italy, SISSA, International School for Advanced Studies, Via Bonomea 265, 34136 Trieste TS, Italy), M. Baldi (Dipartimento di Fisica e Astronomia, Università di Bologna, Via Gobetti 93/2, 40129 Bologna, Italy, INAF-Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna, Via Piero Gobetti 93/3, 40129 Bologna, Italy, INFN-Sezione di Bologna, Viale Berti Pichat 6/2, 40127 Bologna, Italy), A. Balestra (INAF-Osservatorio Astronomico di Padova, Via dell'Osservatorio 5, 35122 Padova, Italy), S. Bardelli (INAF-Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna, Via Piero Gobetti 93/3, 40129 Bologna, Italy), P. Battaglia (INAF-Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna, Via Piero Gobetti 93/3, 40129 Bologna, Italy), R. Bender (Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics, Giessenbachstr. 1, 85748 Garching, Germany, Universitäts-Sternwarte München, Fakultät für Physik, Ludwig-Maximilians-Universität München, Scheinerstr. 1, 81679 München, Germany), A. Biviano (INAF-Osservatorio Astronomico di Trieste, Via G. B. Tiepolo 11, 34143 Trieste, Italy, IFPU, Institute for Fundamental Physics of the Universe, via Beirut 2, 34151 Trieste, Italy), E. Branchini (Dipartimento di Fisica, Università di Genova, Via Dodecaneso 33, 16146, Genova, Italy, INFN-Sezione di Genova, Via Dodecaneso 33, 16146, Genova, Italy, INAF-Osservatorio Astronomico di Brera, Via Brera 28, 20122 Milano, Italy), M. Brescia (Department of Physics "E. Pancini", University Federico II, Via Cinthia 6, 80126, Napoli, Italy, INAF-Osservatorio Astronomico di Capodimonte, Via Moiariello 16, 80131 Napoli, Italy), S. Camera (Dipartimento di Fisica, Università degli Studi di Torino, Via P. Giuria 1, 10125 Torino, Italy, INFN-Sezione di Torino, Via P. Giuria 1, 10125 Torino, Italy, INAF-Osservatorio Astrofisico di Torino, Via Osservatorio 20, 10025 Pino Torinese), V. Capobianco (INAF-Osservatorio Astrofisico di Torino, Via Osservatorio 20, 10025 Pino Torinese), C. Carbone (INAF-IASF Milano, Via Alfonso Corti 12, 20133 Milano, Italy), V. F. Cardone (INAF-Osservatorio Astronomico di Roma, Via Frascati 33, 00078 Monteporzio Catone, Italy, INFN-Sezione di Roma, Piazzale Aldo Moro, 2 - c/o Dipartimento di Fisica, Edificio G. Marconi, 00185 Roma, Italy), J. Carretero (Centro de Investigaciones Energéticas, Medioambientales y Tecnológicas, Port d'Informació Científica, Campus UAB, C. Albareda s/n, 08193 Bellaterra), S. Casas (Institute for Theoretical Particle Physics and Cosmology, Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt e. V), M. Castellano (INAF-Osservatorio Astronomico di Roma, Via Frascati 33, 00078 Monteporzio Catone, Italy), G. Castignani (INAF-Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna, Via Piero Gobetti 93/3, 40129 Bologna, Italy), S. Cavuoti (INAF-Osservatorio Astronomico di Capodimonte, Via Moiariello 16, 80131 Napoli, Italy, INFN section of Naples, Via Cinthia 6, 80126, Napoli, Italy), K. C. Chambers (Institute for Astronomy, University of Hawaii, 2680 Woodlawn Drive, Honolulu, HI 96822, USA), A. Cimatti (Dipartimento di Fisica e Astronomia "Augusto Righi" - Alma Mater Studiorum Università di Bologna, Viale Berti Pichat 6/2, 40127 Bologna, Italy), C. Colodro-Conde (Instituto de Astrofísica de Canarias, E-38205 La Laguna, Tenerife, Spain), G. Congedo (Institute for Astronomy, University of Edinburgh, Royal Observatory, Blackford Hill, Edinburgh EH9 3HJ, UK), C. J. Conselice (Jodrell Bank Centre for Astrophysics, Department of Physics and Astronomy, University of Manchester, Oxford Road, Manchester M13 9PL, UK), L. Conversi (European Space Agency/ESRIN, Largo Galileo Galilei 1, 00044 Frascati, Roma, Italy, ESAC/ESA, Camino Bajo del Castillo, s/n., Urb. Villafranca del Castillo, 28692 Villanueva de la Cañada, Madrid, Spain), Y. Copin (Université Claude Bernard Lyon 1, CNRS/IN2P3, IP2I Lyon, UMR 5822, Villeurbanne, F-69100, France), F. Courbin (Institut de Ciències del Cosmos, Institució Catalana de Recerca i Estudis Avançats, Institut de Ciencies de l'Espai), H. M. Courtois (UCB Lyon 1, CNRS/IN2P3, IUF, IP2I Lyon, 4 rue Enrico Fermi, 69622 Villeurbanne, France), M. Cropper (Mullard Space Science Laboratory, University College London, Holmbury St Mary, Dorking, Surrey RH5 6NT, UK), H. Degaudenzi (Department of Astronomy, University of Geneva, ch. d'Ecogia 16, 1290 Versoix, Switzerland), G. De Lucia (INAF-Osservatorio Astronomico di Trieste, Via G. B. Tiepolo 11, 34143 Trieste, Italy), H. Dole (Université Paris-Saclay, CNRS, Institut d'astrophysique spatiale, 91405, Orsay, France), F. Dubath (Department of Astronomy, University of Geneva, ch. d'Ecogia 16, 1290 Versoix, Switzerland), X. Dupac (ESAC/ESA, Camino Bajo del Castillo, s/n., Urb. Villafranca del Castillo, 28692 Villanueva de la Cañada, Madrid, Spain), S. Escoffier (Aix-Marseille Université, CNRS/IN2P3, CPPM, Marseille, France), M. Fabricius (Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics, Giessenbachstr. 1, 85748 Garching, Germany, Universitäts-Sternwarte München, Fakultät für Physik, Ludwig-Maximilians-Universität München, Scheinerstr. 1, 81679 München, Germany), M. Farina (INAF-Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziali, via del Fosso del Cavaliere, 100, 00100 Roma, Italy), R. Farinelli (INAF-Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna, Via Piero Gobetti 93/3, 40129 Bologna, Italy), S. Ferriol (Université Claude Bernard Lyon 1, CNRS/IN2P3, IP2I Lyon, UMR 5822, Villeurbanne, F-69100, France), S. Fotopoulou (School of Physics, HH Wills Physics Laboratory, University of Bristol, Tyndall Avenue, Bristol, BS8 1TL, UK), M. Frailis (INAF-Osservatorio Astronomico di Trieste, Via G. B. Tiepolo 11, 34143 Trieste, Italy), E. Franceschi (INAF-Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna, Via Piero Gobetti 93/3, 40129 Bologna, Italy), M. Fumana (INAF-IASF Milano, Via Alfonso Corti 12, 20133 Milano, Italy), S. Galeotta (INAF-Osservatorio Astronomico di Trieste, Via G. B. Tiepolo 11, 34143 Trieste, Italy), K. George (University Observatory, LMU Faculty of Physics, Scheinerstr. 1, 81679 Munich, Germany), B. Gillis (Institute for Astronomy, University of Edinburgh, Royal Observatory, Blackford Hill, Edinburgh EH9 3HJ, UK), C. Giocoli (INAF-Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna, Via Piero Gobetti 93/3, 40129 Bologna, Italy, INFN-Sezione di Bologna, Viale Berti Pichat 6/2, 40127 Bologna, Italy), P. Gómez-Alvarez (FRACTAL S.L.N.E., calle Tulipán 2, Portal 13 1A, 28231, Las Rozas de Madrid, Spain, ESAC/ESA, Camino Bajo del Castillo, s/n., Urb. Villafranca del Castillo, 28692 Villanueva de la Cañada, Madrid, Spain), J. Gracia-Carpio (Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics, Giessenbachstr. 1, 85748 Garching, Germany), A. Grazian (INAF-Osservatorio Astronomico di Padova, Via dell'Osservatorio 5, 35122 Padova, Italy), F. Grupp (Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics, Giessenbachstr. 1, 85748 Garching, Germany, Universitäts-Sternwarte München, Fakultät für Physik, Ludwig-Maximilians-Universität München, Scheinerstr. 1, 81679 München, Germany), S. V. H. Haugan (Institute of Theoretical Astrophysics, University of Oslo, P.O. Box 1029 Blindern, 0315 Oslo, Norway), H. Hoekstra (Leiden Observatory, Leiden University, Einsteinweg 55, 2333 CC Leiden, The Netherlands), W. Holmes (Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology, 4800 Oak Grove Drive, Pasadena, CA, 91109, USA), I. M. Hook (Department of Physics, Lancaster University, Lancaster, LA1 4YB, UK), F. Hormuth (Felix Hormuth Engineering, Goethestr. 17, 69181 Leimen, Germany), A. Hornstrup (Technical University of Denmark, Elektrovej 327, 2800 Kgs. Lyngby, Denmark, Cosmic Dawn Center), K. Jahnke (Max-Planck-Institut für Astronomie, Königstuhl 17, 69117 Heidelberg, Germany), M. Jhabvala (NASA Goddard Space Flight Center, Greenbelt, MD 20771, USA), B. Joachimi (Department of Physics and Astronomy, University College London, Gower Street, London WC1E 6BT, UK), S. Kermiche (Aix-Marseille Université, CNRS/IN2P3, CPPM, Marseille, France), A. Kiessling (Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology, 4800 Oak Grove Drive, Pasadena, CA, 91109, USA), B. Kubik (Université Claude Bernard Lyon 1, CNRS/IN2P3, IP2I Lyon, UMR 5822, Villeurbanne, F-69100, France), M. Kümmel (Universitäts-Sternwarte München, Fakultät für Physik, Ludwig-Maximilians-Universität München, Scheinerstr. 1, 81679 München, Germany), M. Kunz (Université de Genève, Département de Physique Théorique and Centre for Astroparticle Physics, 24 quai Ernest-Ansermet, CH-1211 Genève 4, Switzerland), H. Kurki-Suonio (Department of Physics, P.O. Box 64, University of Helsinki, 00014 Helsinki, Finland, Helsinki Institute of Physics, Gustaf Hällströmin katu 2, University of Helsinki, 00014 Helsinki, Finland), A. M. C. Le Brun (Laboratoire d'etude de l'Univers et des phenomenes eXtremes, Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, CNRS, 92190 Meudon, France), P. B. Lilje (Institute of Theoretical Astrophysics, University of Oslo, P.O. Box 1029 Blindern, 0315 Oslo, Norway), V. Lindholm (Department of Physics, P.O. 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Marulli (Dipartimento di Fisica e Astronomia "Augusto Righi" - Alma Mater Studiorum Università di Bologna, via Piero Gobetti 93/2, 40129 Bologna, Italy, INAF-Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna, Via Piero Gobetti 93/3, 40129 Bologna, Italy, INFN-Sezione di Bologna, Viale Berti Pichat 6/2, 40127 Bologna, Italy), R. J. Massey (Department of Physics, Institute for Computational Cosmology, Durham University, South Road, Durham, DH1 3LE, UK), E. Medinaceli (INAF-Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna, Via Piero Gobetti 93/3, 40129 Bologna, Italy), M. Melchior (University of Applied Sciences and Arts of Northwestern Switzerland, School of Engineering, 5210 Windisch, Switzerland), M. Meneghetti (INAF-Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna, Via Piero Gobetti 93/3, 40129 Bologna, Italy, INFN-Sezione di Bologna, Viale Berti Pichat 6/2, 40127 Bologna, Italy), E. 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Percival (Waterloo Centre for Astrophysics, University of Waterloo, Waterloo, Ontario N2L 3G1, Canada, Department of Physics and Astronomy, University of Waterloo, Waterloo, Ontario N2L 3G1, Canada, Perimeter Institute for Theoretical Physics, Waterloo, Ontario N2L 2Y5, Canada), V. Pettorino (European Space Agency/ESTEC, Keplerlaan 1, 2201 AZ Noordwijk, The Netherlands), A. Pezzotta (INAF-Osservatorio Astronomico di Brera, Via Brera 28, 20122 Milano, Italy), S. Pires (Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM, 91191, Gif-sur-Yvette, France), G. Polenta (Space Science Data Center, Italian Space Agency, via del Politecnico snc, 00133 Roma, Italy), M. Poncet (Centre National d'Etudes Spatiales -- Centre spatial de Toulouse, 18 avenue Edouard Belin, 31401 Toulouse Cedex 9, France), L. A. Popa (Institute of Space Science, Str. Atomistilor, nr. 409 Măgurele, Ilfov, 077125, Romania), L. Pozzetti (INAF-Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna, Via Piero Gobetti 93/3, 40129 Bologna, Italy), F. Raison (Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics, Giessenbachstr. 1, 85748 Garching, Germany), R. Rebolo (Instituto de Astrofísica de Canarias, E-38205 La Laguna, Tenerife, Spain, Consejo Superior de Investigaciones Cientificas, Calle Serrano 117, 28006 Madrid, Spain, Universidad de La Laguna, Dpto. Astrofí sica, E-38206 La Laguna, Tenerife, Spain), A. Renzi (Dipartimento di Fisica e Astronomia "G. Galilei", Università di Padova, Via Marzolo 8, 35131 Padova, Italy, INFN-Padova, Via Marzolo 8, 35131 Padova, Italy, INAF-Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna, Via Piero Gobetti 93/3, 40129 Bologna, Italy), J. Rhodes (Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology, 4800 Oak Grove Drive, Pasadena, CA, 91109, USA), G. Riccio (INAF - Osservatorio Astronomico d'Abruzzo, Via Maggini, 64100, Teramo, Italy), E. Romelli (INAF-Osservatorio Astronomico di Trieste, Via G. B. Tiepolo 11, 34143 Trieste, Italy), M. Roncarelli (INAF-Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna, Via Piero Gobetti 93/3, 40129 Bologna, Italy), B. Rusholme (Caltech/IPAC, 1200 E. California Blvd., Pasadena, CA 91125, USA), R. Saglia (Universitäts-Sternwarte München, Fakultät für Physik, Ludwig-Maximilians-Universität München, Scheinerstr. 1, 81679 München, Germany, Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics, Giessenbachstr. 1, 85748 Garching, Germany), Z. Sakr (Instituto de Física Teórica UAM-CSIC, Campus de Cantoblanco, 28049 Madrid, Spain, Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie, Université St Joseph, Faculty of Sciences, Beirut, Lebanon), D. Sapone (Departamento de Física, FCFM, Universidad de Chile, Blanco Encalada 2008, Santiago, Chile), B. 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Stanco (INFN-Padova, Via Marzolo 8, 35131 Padova, Italy), P. Tallada-Crespí (Centro de Investigaciones Energéticas, Medioambientales y Tecnológicas, Port d'Informació Científica, Campus UAB, C. Albareda s/n, 08193 Bellaterra), A. N. Taylor (Institute for Astronomy, University of Edinburgh, Royal Observatory, Blackford Hill, Edinburgh EH9 3HJ, UK), H. I. Teplitz (Infrared Processing and Analysis Center, California Institute of Technology, Pasadena, CA 91125, USA), I. Tereno (Departamento de Física, Faculdade de Ciências, Universidade de Lisboa, Edifício C8, Campo Grande, PT1749-016 Lisboa, Portugal, Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço, Faculdade de Ciências, Universidade de Lisboa, Tapada da Ajuda, 1349-018 Lisboa, Portugal), N. Tessore (Mullard Space Science Laboratory, University College London, Holmbury St Mary, Dorking, Surrey RH5 6NT, UK), S. Toft (Cosmic Dawn Center, Niels Bohr Institute, University of Copenhagen, Jagtvej 128, 2200 Copenhagen, Denmark), R. Toledo-Moreo (Universidad Politécnica de Cartagena, Departamento de Electrónica y Tecnología de Computadoras, Plaza del Hospital 1, 30202 Cartagena, Spain), F. Torradeflot (Port d'Informació Científica, Campus UAB, C. Albareda s/n, 08193 Bellaterra, Centro de Investigaciones Energéticas, Medioambientales y Tecnológicas), I. Tutusaus (Institute of Space Sciences, Institut d'Estudis Espacials de Catalunya, Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie), J. Valiviita (Department of Physics, P.O. Box 64, University of Helsinki, 00014 Helsinki, Finland, Helsinki Institute of Physics, Gustaf Hällströmin katu 2, University of Helsinki, 00014 Helsinki, Finland), T. Vassallo (INAF-Osservatorio Astronomico di Trieste, Via G. B. Tiepolo 11, 34143 Trieste, Italy, University Observatory, LMU Faculty of Physics, Scheinerstr. 1, 81679 Munich, Germany), G. Verdoes Kleijn (Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen, PO Box 800, 9700 AV Groningen, The Netherlands), A. Veropalumbo (INAF-Osservatorio Astronomico di Brera, Via Brera 28, 20122 Milano, Italy, INFN-Sezione di Genova, Via Dodecaneso 33, 16146, Genova, Italy, Dipartimento di Fisica, Università di Genova, Via Dodecaneso 33, 16146, Genova, Italy), Y. Wang (Caltech/IPAC, 1200 E. California Blvd., Pasadena, CA 91125, USA), J. Weller (Universitäts-Sternwarte München, Fakultät für Physik, Ludwig-Maximilians-Universität München, Scheinerstr. 1, 81679 München, Germany, Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics, Giessenbachstr. 1, 85748 Garching, Germany), G. Zamorani (INAF-Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna, Via Piero Gobetti 93/3, 40129 Bologna, Italy), F. M. Zerbi (INAF-Osservatorio Astronomico di Brera, Via Brera 28, 20122 Milano, Italy), I. A. Zinchenko (Astronomisches Rechen-Institut, Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Mönchhofstr. 12-14, 69120 Heidelberg, Germany), E. Zucca (INAF-Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna, Via Piero Gobetti 93/3, 40129 Bologna, Italy), M. Sereno (INAF-Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna, Via Piero Gobetti 93/3, 40129 Bologna, Italy, INFN-Sezione di Bologna, Viale Berti Pichat 6/2, 40127 Bologna, Italy)
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ब्रह्मांड की कल्पना एक विशाल, ब्रह्मांडीय महासागर के रूप में करें, और आकाशगंगाओं को उस महासागर में तैरते द्वीपों के रूप में। सदियों से, खगोलशास्त्री इन द्वीपों के बीच की दूरी का मानचित्र बनाने की कोशिश कर रहे हैं, लेकिन महासागर बहुत विशाल और अंधकारमय है, जिससे यह बताना कठिन हो जाता है कि एक द्वीप दूसरे से कितनी दूर है। वैज्ञानिकों द्वारा दूरी मापने के लिए उपयोग किए जाने वाले सबसे चतुर तरीकों में से एक है "सरफेस ब्राइटनेस फ्लक्चुएशन" (SBF)। एक आकाशगंगा को एक चिकनी, चमकती हुई बादल के रूप में नहीं, बल्कि अरबों छोटे सितारों की भीड़ के रूप में देखें। यदि आप किसी आकाशगंगा को बहुत दूर से देखते हैं, तो यह एक चिकने धुंधलेपन की तरह दिखाई देती है। लेकिन यदि आप पर्याप्त करीब ज़ूम करते हैं, तो आप भीड़ के दानेदारपन (graininess) को देखना शुरू कर देते हैं—कुछ पिक्सेल थोड़े अधिक चमकीले होते हैं क्योंकि वे संयोग से अपने पड़ोसियों की तुलना में कुछ अधिक सितारों को पकड़ लेते हैं। यह "दानेदारपन" ही उतार-चढ़ाव (fluctuation) है। मुख्य नियम सरल है: आकाशगंगा जितनी दूर होगी, उसका दानेदारपन उतना ही चिकना दिखाई देगा, क्योंकि व्यक्तिगत तारे आपस में मिलकर धुंधले हो जाते हैं। इस "दानेदारपन" को मापकर, खगोलशास्त्री सटीक रूप से गणना कर सकते हैं कि आकाशगंगा कितनी दूर है, बिना यह जाने कि वह कितनी तेज़ी से चल रही है या वह किससे बनी है। यह तरीका एक दूर के संगीत कार्यक्रम (concert) की दूरी का अंदाजा लगाने जैसा है कि आप भीड़ की आवाज़ों को एक सुरीले शोर के बजाय कितनी स्पष्टता से सुन सकते हैं।
अब, यूक्लिड (Euclid) मिशन में प्रवेश करें, जो एक शक्तिशाली नया अंतरिक्ष टेलीस्कोप है जिसे अब तक देखे गए ब्रह्मांड की सबसे विस्तृत तस्वीरें लेने के लिए डिज़ाइन किया गया है। वैज्ञानिक उत्साहित हैं क्योंकि यूक्लिड अरबों आकाशगंगाओं की तस्वीरें लेने जा रहा है, जो इस "दानेदारपन" वाले तरीके को एक बड़े पैमाने पर उपयोग करने का एक सुनहरा अवसर प्रदान करता है। हालाँकि, एक पेच है: यूक्लिड के कैमरे इतने नए हैं और इसकी डेटा प्रोसेसिंग इतनी अलग है कि कोई नहीं जानता था कि क्या यूक्लिड की तस्वीरों के साथ "दानेदारपन" को सटीक रूप से मापा जा सकता है। यह एक नए प्रकार के सूक्ष्मदर्शी (microscope) का उपयोग करके कपड़े की बनावट को मापने की कोशिश करने जैसा है जिसे पहले कभी इस्तेमाल नहीं किया गया है। बड़ा सवाल यह था: क्या हम यूक्लिड की छवियों पर भरोसा कर सकते हैं कि वे आकाशगंगाओं की दूरी बता सकें, या नई तकनीक माप को बिगाड़ देगी?
यह शोध पत्र पहली बार है जब वैज्ञानिकों ने यूक्लिड की शुरुआती तस्वीरों का उपयोग करके इन ब्रह्मांडीय दूरियों को मापने का प्रयास किया है। आर. हबास और एम. कैंटिएलो के नेतृत्व वाली टीम ने फोनेक्स (Fornax) गैलेक्सी क्लस्टर पर ध्यान केंद्रित किया, जो आकाशगंगाओं का एक नजदीकी समूह है जो पहले से ही अच्छी तरह से अध्ययन किया गया है। उन्होंने यूक्लिड की छवियों में प्रकाश के दानेदारपन का विश्लेषण करने के लिए एक नया, स्वचालित कंप्यूटर प्रोग्राम बनाया जिसे उन्होंने "FAST-SBF" नाम दिया। उनका लक्ष्य यह देखना था कि क्या टेलीस्कोप का डेटा विश्वसनीय दूरी माप उत्पन्न कर सकता है और एक "रूलर" (कैलिब्रेशन) बना सकता है जिसका उपयोग भविष्य में हजारों अन्य आकाशगंगाओं के लिए किया जा सके।
परिणाम एक जोरदार "हाँ, लेकिन कुछ सावधानियों के साथ" हैं। टीम ने फोनेक्स क्लस्टर में 15 आकाशगंगाओं की दूरियों को सफलतापूर्वक मापा और पाया कि उनके माप अन्य विधियों से ज्ञात जानकारी के साथ बहुत अच्छी तरह मेल खाते हैं। उन्होंने फिर अपने नए रूलर का परीक्षण पर्सियस (Perseus) क्लस्टर और एनजीसी 6744 (NGC 6744) नामक आकाशगंगा के चारों ओर घूमने वाली बौनी आकाशगंगाओं के समूह में किया। दोनों मामलों में, उनके द्वारा गणना की गई दूरियां पिछले अनुमानों के अनुरूप थीं, जिससे पता चलता है कि यूक्लिड का डेटा वास्तव में इस जटिल माप के लिए पर्याप्त मजबूत है।
हालाँकि, यह शोध पत्र यह भी रेखांकित करता है कि यूक्लिड की मानक डेटा प्रोसेसिंग इस विशिष्ट कार्य के लिए एकदम सही नहीं है। जिस तरह से टेलीस्कोप अपनी छवियों को जोड़ता है, वह कभी-कभी "दानेदारपन" को बहुत अधिक चिकना कर देता है, जिससे इसे मापना कठिन हो जाता है। लेखक सुझाव देते हैं कि हालांकि वर्तमान डेटा काम करता है, लेकिन भविष्य की प्रोसेसिंग विधियों को सर्वोत्तम परिणाम प्राप्त करने के लिए थोड़ा बदलने की आवश्यकता हो सकती है। उन्होंने अपने निष्कर्षों की तुलना कंप्यूटर मॉडल के साथ भी की कि सितारों को कैसे व्यवहार करना चाहिए। मिलान आम तौर पर अच्छा था, हालांकि कुछ संकेत मिले कि मॉडलों को एक विशिष्ट चरण (जिसे TP-AGB चरण कहा जाता है) के संबंध में थोड़े सुधार की आवश्यकता हो सकती है, जो यह प्रभावित करता है कि "दानेदारपन" कितना चमकीला दिखाई देता है।
संक्षेप में, यह शोध पत्र सिद्ध करता है कि यूक्लिड दूरियों को मापने के लिए एक गेम-चेंजर है। यह दिखाता है कि एक नई और थोड़ी अपूर्ण डेटा पाइपलाइन के बावजूद, हम पहले से ही आश्चर्यजनक सटीकता के साथ नजदीकी आकाशगंगाओं की दूरी को मैप करने के लिए इसकी छवियों का उपयोग कर सकते हैं। यह एक सफल पहला कदम है जो एक ऐसे भविष्य का मार्ग प्रशस्त करता है जहाँ हम अभूतपूर्व विवरण के साथ पूरे स्थानीय ब्रह्मांड का मानचित्रण कर सकते हैं, जिससे दूर के सितारों के "दानेदार" प्रकाश को एक सटीक ब्रह्मांडीय मानचित्र में बदला जा सके।
तकनीकी सारांश: यूक्लिड: अर्ली रिलीज़ ऑब्जर्वेशन के माध्यम से फोर्नैक्स क्लस्टर के सरफेस ब्राइटनेस फ्लक्चुएशन से दूरियों का अंशांकन (कैलिब्रेशन)
समस्या और संदर्भ
यूक्लिड मिशन लगभग 14,000 deg² आकाश का अवलोकन करने के लिए तैयार है, जिसमें अरबों आकाशगंगाओं की इमेजिंग की जाएगी। हालांकि मिशन का स्थानिक कवरेज (spatial coverage), रिज़ॉल्यूशन और गहराई, सरफेस ब्राइटनेस फ्लक्चुएशन (SBF) का उपयोग करके निकटवर्ती ब्रह्मांड की 3D संरचना को मैप करने के लिए आदर्श है, लेकिन बड़े पैमाने पर अनुप्रयोग शुरू करने से पहले यूक्लिड के विशिष्ट पासबैंड्स के लिए इस पद्धति के मानकीकरण की आवश्यकता है। SBF रेडशिफ्ट-स्वतंत्र दूरियों को मापने के लिए सितारों के सांख्यिकीय वितरण के कारण होने वाले पिक्सेल-टू-पिक्सेल फ्लक्स परिवर्तनों का विश्लेषण करता है। हालांकि, इन उतार-चढ़ाव का आयाम अंतर्निहित तारकीय जनसंख्या (आयु और धात्विकता/metallicity) पर निर्भर करता है, जिसके लिए रंग (color) के फलन (function) के रूप में पूर्ण उतार-चढ़ाव परिमाण (MSBF) के अंशांकन की आवश्यकता होती है। इसके अतिरिक्त, मानक यूक्लिड डेटा रिडक्शन पाइपलाइन SBF के लिए अनुकूलित नहीं है, विशेष रूप से इमेज स्टैकिंग में उपयोग किए जाने वाले इंटरपोलेशन कर्नेल्स (interpolation kernels) के संबंध में, जो ऐसे सहसंबंध (correlations) पेश कर सकते हैं जो SBF सिग्नल की नकल कर सकते हैं या उसे बाधित कर सकते हैं।
कार्यप्रणाली (Methodology)
यह अध्ययन यूक्लिड डेटा के SBF के पहले अनुप्रयोग को प्रस्तुत करता है, जिसमें फोर्नैक्स गैलेक्सी क्लस्टर के अर्ली रिलीज़ ऑब्जर्वेशन (ERO) का उपयोग किया गया है। लेखकों ने FAST-SBF कोड का उपयोग किया, जो एक पायथन-आधारित, काफी हद तक स्वचालित टूल है जिसे तारकीय उतार-चढ़ाव के आयाम को मापने के लिए डिज़ाइन किया गया है। कार्यप्रणाली में शामिल था:
- डेटा चयन: टीम ने फोर्नैक्स क्लस्टर (अंशांकन के लिए उपयोग किया गया), पर्सियस क्लस्टर, और NGC 6744 के आसपास के ड्वार्फ सैटेलाइट उम्मीदवारों (परीक्षण के लिए उपयोग किया गया) का विश्लेषण किया। उन्होंने IE (दृश्य/visible) और HE (निकट-अवरक्त/near-infrared) बैंड का उपयोग किया।
- पाइपलाइन अनुकूलन: मानक यूक्लिड पाइपलाइन के विपरीत, जो बाइलिनियर कर्नेल्स (bilinear kernels) का उपयोग करती है, ERO पाइपलाइन ने IE छवियों को स्टैक करने के लिए एक Lanczos3 कर्नेल लागू किया। यह SBF के लिए महत्वपूर्ण था क्योंकि यह स्थानिक पावर स्पेक्ट्रम में पिक्सेल सहसंबंधों को न्यूनतम करता है, जिससे तकनीक के लिए आवश्यक स्वतंत्र पिक्सेल शोर की धारणा सुरक्षित रहती है।
- मापन प्रक्रिया:
- प्री-प्रोसेसिंग: स्थानीय आकाश पृष्ठभूमि (sky background) घटाव, गैलेक्सी मॉडलिंग, और कॉम्पैक्ट/विस्तारित स्रोतों (ग्लोबुलर क्लस्टर्स, बैकग्राउंड आकाशगंगाओं) का मास्किंग।
- पावर स्पेक्ट्रम विश्लेषण: अवशेष छवि (residual image) को फूरियर स्पेस में परिवर्तित किया गया। उतार-चढ़ाव के आयाम (P0) को पॉइंट स्प्रेड फंक्शन (PSF) की अपेक्षा के विरुद्ध अज़ीमुथली औसत रेडियल पावर स्पेक्ट्रम (P(k)=P0E(k)+P1) को फिट करके निकाला गया।
- सुधार (Correction): अनडिटेक्टेड ग्लोबुलर क्लस्टर्स और बैकग्राउंड आकाशगंगाओं के योगदान का अनुमान लगाया गया और उन्हें घटाया गया।
- अंशांकन (Calibration): आभासी SBF परिमाण (mIE) और रंग ((IE−HE)) को उसी एनुलस (annulus) में मापा गया। पूर्ण परिमाण (MIE) को फोर्नैक्स क्लस्टर की ज्ञात दूरी (d=19.3±0.7 Mpc, TRGB मापों के आधार पर) का उपयोग करके प्राप्त किया गया।
- वैधीकरण (Validation): फिटिंग विंडो, सोर्स मास्किंग थ्रेशोल्ड (κ), और एनुलस के आकार जैसे मापदंडों को बदलकर फिट की मजबूती का परीक्षण किया गया। परिणामों की तुलना Stellar Population Tools (SPoT) सिंपल स्टेलर पॉपुलेशन (SSP) मॉडल से भी की गई।
प्रमुख परिणाम
- व्यवहार्यता (Feasibility): यूक्लिड पाइपलाइन SBF के लिए अनुकूलित न होने के बावजूद, लेखकों ने विश्वसनीय दूरी माप सफलतापूर्वक निकाले। IE छवियों के स्टैकिंग के लिए Lanczos3 कर्नेल का उपयोग विश्वसनीय उतार-चढ़ाव आयामों को पुनः प्राप्त करने के लिए पर्याप्त था।
- अंशांकन: 15 फोर्नैक्स आकाशगंगाओं (विशाल और ड्वार्फ) के लिए, जिनके पास मजबूत माप थे, उनके लिए IE बैंड में पूर्ण SBF परिमाण के लिए एक अंशांकन संबंध स्थापित किया गया:
MIE,0=−0.78+0.76x+0.66x2+9.87x3
जहाँ x=(IE−HE)0−0.65 है। विशाल आकाशगंगाओं ने इस संबंध का कड़ाई से पालन किया (Δm<0.1), जबकि ड्वार्फ आकाशगंगाओं में अधिक बिखराव देखा गया (Δm<0.2), जो साहित्य की अपेक्षाओं के अनुरूप है। - दूरी सत्यापन:
- पर्सियस क्लस्टर: 7 मजबूत पर्सियस आकाशगंगाओं पर फोर्नैक्स अंशांकन लागू करने से d=69.5−4.4+4.6 Mpc की दूरी प्राप्त हुई, जो साहित्य के 72±3 Mpc के समुच्चय के अनुरूप है। एक आकाशगंगा की पहचान एक अग्रभूमि (foreground) वस्तु के रूप में की गई जो उच्च वेग से क्लस्टर की ओर बढ़ रही थी, जो रेडशिफ्ट से स्वतंत्र रूप से क्लस्टर सदस्यता को पहचानने की SBF की क्षमता को प्रदर्शित करती है।
- NGC 6744: NGC 6744 के आसपास के ड्वार्फ सैटेलाइट्स के मापन ने d=9.6−0.4+0.5 Mpc की दूरी दी, जो TRGB मापों (9.39±0.43 Mpc) के साथ अच्छी तरह मेल खाती है।
- स्टेलर पॉपुलेशन तुलना: मापे गए MIE बनाम कलर संबंध ने SPoT SSP मॉडल के साथ अच्छा तालमेल दिखाया। थर्मली पल्सेटिंग एज़िपोटेंशियल एस्टेबलिस्ट (TP-AGB) सितारों वाले मॉडलों ने डेटा के लिए बेहतर फिट प्रदान किया, विशेष रूप से धात्विकता (metallicity) के रुझानों के संबंध में, हालांकि मध्यवर्ती रंगों पर विसंगतियां विभिन्न गैलेक्सी मास रिजीमों में संभावित TP-AGB आबादी के अंतर का सुझाव देती हैं।
- सीमाएं: वर्तमान अंशांकन नमूने की सबसे नीली (bluest) आकाशगंगाओं के प्रति संवेदनशील है। विशाल पड़ोसियों के पास स्थित ड्वार्फ आकाशगंगाओं में संदूषण (contamination) का सामना करना पड़ा, और सबसे छोटी/धुंधली ड्वार्फ आकाशगंगाओं ने कम पिक्सेल सांख्यिकी के कारण अस्थिर फिट प्रदर्शित किए।
महत्व और दावे
लेख दावा करते हैं कि यूक्लिड डेटा, वर्तमान ERO रूप में भी, उचित सटीकता के साथ SBF दूरियां मापने में सक्षम है, जो भविष्य के बड़े पैमाने के सर्वेक्षणों के लिए इस पद्धति को मान्य करता है। प्राथमिक योगदान IE बैंड के लिए प्रथम-पीढ़ी के ज़ीरो-पॉइंट अंशांकन की स्थापना है, जो आगामी यूक्लिड वाइड सर्वे (EWS) रिलीज में हजारों आकाशगंगाओं के लिए दूरी मापन को सक्षम बनाता है।
लेखक इस बात पर जोर देते हैं कि हालांकि वर्तमान मानक पाइपलाइन बाइलिनियर इंटरपोलेशन (जो SBF के लिए अनुपयुक्त है) का उपयोग करती है, ERO रणनीति जो Lanczos3 कर्नेल्स का उपयोग करती है, अवधारणा को सिद्ध करती है। वे दावा करते हैं कि भविष्य के समर्पित डेटा उत्पादों (जैसे, MERge प्रोसेसिंग फंक्शन से) और EWS से अपेक्षित बड़े नमूना आकारों के साथ, SBF एक शक्तिशाली उपकरण बन जाएगा:
- उच्च सांख्यिकीय शक्ति के साथ निकट ब्रह्मांड की 3D संरचना को मैप करने के लिए।
- अनसुलझी (unresolved) आकाशगंगाओं की अंतर्निहित तारकीय जनसंख्या (आयु और धात्विकता) को SBF परिमाण और रंगों की तुलना तारकीय जनसंख्या मॉडलों के विरुद्ध करके जांचने के लिए।
अध्ययन निष्कर्ष निकालता है कि हालांकि वर्तमान नमूना छोटा है और अंशांकन मामूली है, फिर भी तकनीक इतनी मजबूत है कि इसे भविष्य के यूक्लिड डेटा रिलीज में महत्वपूर्ण रूप से विस्तारित किया जा सकता है, जो संभावित रूप से स्थानीय ब्रह्मांड के लिए एक अद्वितीय, रेडशिफ्ट-स्वतंत्र दूरी संकेतक प्रदान कर सकता है।
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