回答:
偽色の画像を見ても、銀河の赤方偏移を測定することはできません。さまざまなフィルターを介して撮影された画像は、スタックされ、適切に色付けされます。青い銀河は実際に赤い銀河よりも青いと言えますが、赤方偏移を目で判断する絶対的な尺度はありません。
第二に、NASAのWebページには詳細がありませんが、ACSおよびWFC3カメラには近赤外線機能があります。したがって、この画像は、目が知覚できるものよりも赤側に広がる情報の視覚的な偽色の画像であると思います。そのため、青く見えるものでさえ、赤の波長でピークになるスペクトルを持つかもしれませんが、赤く見えるものは実際には赤外線かもしれません！
ただし、これを超えて、銀河の赤方偏移の外観を判断するには、赤方偏移がゼロの銀河がどのように見えるかを知る必要があります。つまり、紫外線で放射される光は、スペクトルの可視部分に赤方偏移する可能性があります。銀河がその基準枠内で大量のUV光を放出した場合、または同等に、それが望遠鏡から赤方偏移した非常に赤い光を大量に放出した場合、赤方偏移銀河の視覚色はまったく大きく変わらない可能性が完全にあります感度範囲。
最後に、真の天体物理学が進行している可能性があります。多くの遠方の銀河は、強い星の形成を受けているため、近くの銀河よりも青いです。巨大な星形成領域は、光学系に赤方偏移される大量の紫外線を放射します。
ついに、ついに！写真の中の銀河の多くは非常に近く、赤方偏移はほとんどありません。
ここには2つの要素があります。
まず、このような画像を作成するために、いくつかの光学フィルターが使用され、次にこれらが結合されて画像が生成されます。そのため、表示される色は「本当の」色ではなく（人間の目にはあまりにもかすかな光である可能性があります）、画像の細部を引き出すために選択されています。画像内の青い銀河は、実際には青いとは限りません。
第二に、赤方偏移とは、すべての光がシフトすることを意味します。銀河が幅広いスペクトルの光を放射している場合、赤は赤外線にシフトし、見かけの色はあまり変化しません。そのため、赤または青の見かけの色は、各銀河の赤方偏移についてはわかりません。
赤方偏移を測定するには、詳細なスペクトルが必要です。スペクトルには、既知の周波数を持つスペクトル線が含まれます。これらの線のシフトに注目することにより、赤方偏移が測定されます。
ここに表示されるさまざまな色は、おそらく各銀河の星の種類の結果です。若い星が多い銀河はより青く見えますが、これはおそらく画像で強調されています（ただし、「トゥルーカラー」ではないことを覚えておいてください）
「FBG-かすかなブルー銀河過剰」と呼ばれる銀河の進化には問題があり、満足のいく説明がないため、画像のカラーリングの問題ではありません。WPの記事には記載されていない重要な参考文献があります。
問題の1ページの説明（z> 2での青い銀河と不規則の過剰）と現在の状況は、GUAIXで読むことができます-かすかな青い銀河の問題
宇宙時間における銀河構造の進化から クリストファー・J・コンセーリチェ（2014）
かすかな青色の過剰に加えて、微弱な銀河にもしばしば特有の過剰が存在することは明らかでした..より深い分析により、銀河の静止フレーム光学構造を使用すると、ハッブルシーケンスがほぼ完全に存在しないことが示されましたz> 2、z〜1.5でのみ渦巻きと楕円が特異な銀河と同じくらい一般的になりました
かすかBLUE GALAXIES、リチャードS.エリス、1997
赤方偏移z≈1以降のフィールド銀河の体積平均星形成率の急速な低下のために、微角度の検出可能なソースの小さな角度サイズと適度な平均赤方偏移とともに、これらの結果は階層モデルで理解できます。星形成の赤方偏移は、z≈1–2の間で発生しました。かすかな青い銀河集団のその後の崩壊の原因となる物理的プロセスは不明のままです..かすかな青い銀河の問題と総称されているいくつかの不可解な特徴が現れました（Kron 1978）。最も単純な兆候では、局所銀河の特性に基づいて予想される数を超えるソースカウントで、見かけの過剰なかすかな青い銀河が見られます。多くの注目を集めた問題のより具体的なバージョンは、最初のかすかな赤方偏移調査の結果に続きました（Broadhurst et al 1988、Colless et al 1990）。これらの調査からのカウント赤方偏移データは、この追加の母集団が論理的に配置できる赤方偏移範囲（赤方偏移または高赤方偏移）を明らかにすることで、数の問題を解決しませんでした。その後、これらの結果を調整するために、光度依存の進化、銀河の合体、適度な赤方偏移に存在するが局所的に存在しないソースの新しい集団の存在を含む比較的複雑な進化仮説が提案されました。これらの調査からのカウント赤方偏移データは、この追加の母集団が論理的に配置できる赤方偏移範囲（赤方偏移または高赤方偏移）を明らかにすることで、数の問題を解決しませんでした。その後、これらの結果を調整するために、光度依存の進化、銀河の合体、適度な赤方偏移に存在するが局所的に存在しないソースの新しい集団の存在を含む比較的複雑な進化仮説が提案されました。これらの調査からのカウント赤方偏移データは、この追加の母集団が論理的に配置できる赤方偏移範囲（赤方偏移または高赤方偏移）を明らかにすることで、数の問題を解決しませんでした。その後、これらの結果を調整するために、光度依存の進化、銀河の合体、適度な赤方偏移に存在するが局所的に存在しないソースの新しい集団の存在を含む比較的複雑な進化仮説が提案されました。
画像検索を使用して、撮影方法、画像のRGBチャンネルがそれぞれIR、Visual、およびBlueフィルターで撮影された方法について、より詳細なバージョン（Google Image Searchはこの種のものに最適）を見つけました。
その中の主な銀河団であるAbel 2744は、赤方偏移が0.3に過ぎません。そのため、色は視覚的に（はるかに優れた目で）見えるものからそれほど離れていません。
また、写真を見るだけでは、比較的近いが暗く、はるかに遠いが明るい銀河の違いを見分けることはできません。しかし、小さな青い銀河の大部分は、元からの赤方偏移を打ち消すために大きな青方偏移を必要とする極端に遠くない物体であるアベル2744のより小さなメンバーであると思われます。