К-коррекция
K-коррекция преобразует измерения астрономических объектов в соответствующие им системы координат покоя . Поправка действует на наблюдаемую величину этого объекта (или, что то же самое, на его поток ). Поскольку астрономические наблюдения часто проводятся через один фильтр или полосовой фильтр, наблюдатели измеряют только часть общего спектра , смещенную в красную сторону в кадре наблюдателя. Например, чтобы сравнить измерения звезд на разных красных смещениях, наблюдаемых через красный фильтр, необходимо оценить K поправок к этим измерениям, чтобы провести сравнения. Если бы можно было измерить все длины волн света от объекта (болометрический поток), поправка K не потребовалась бы, как и не потребовалась бы она, если бы можно было измерить свет, излучаемый в эмиссионной линии .
Карл Вильгельм Виртц (1918), [1] который назвал эту поправку Konstanten k (по-немецки «постоянная») — коррекцией, касающейся эффектов красного смещения в его работе над Небулой. Англоязычным утверждением о происхождении термина «К-коррекция» является Эдвин Хаббл , который якобы произвольно выбрал чтобы представить коэффициент уменьшения величины из-за того же эффекта, и кто, возможно, не знал / не отдавал должное более ранней работе. [2] [3]
K-поправку можно определить следующим образом
Т.е. корректировка стандартного соотношения между абсолютной и видимой звездной величиной, необходимая для поправки на эффект красного смещения. [4] Здесь DL — расстояние светимости, измеряемое в парсеках .
Точный характер вычислений, которые необходимо применить для выполнения K-коррекции, зависит от типа фильтра, используемого для наблюдения, и формы спектра объекта. многоцветные фотометрические Если для данного объекта доступны измерения, определяющие его спектральное распределение энергии ( SED ), поправки K затем можно вычислить, подобрав его к теоретическому или эмпирическому шаблону SED . [5] Было показано, что K-поправки во многих часто используемых широкополосных фильтрах для галактик с малым красным смещением можно точно аппроксимировать с помощью двумерных полиномов как функций красного смещения и одного наблюдаемого цвета . [6] Данный подход реализован в веб-сервисе «Калькулятор поправок К». [7]
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Вирц, В.К. (1918). «О движении туманностей» . Астрономические новости . 206 (13): 109–116. Бибкод : 1918AN....206..109W . дои : 10.1002/asna.19182061302 .
- ^ Хаббл, Эдвин (1936). «Влияние красных смещений на распределение туманностей». Астрофизический журнал . 84 : 517–554. Бибкод : 1936ApJ....84..517H . дои : 10.1086/143782 .
- ^ Кинни, Энн; Кальцетти, Даниэла ; Болин, Ральф К.; Маккуэйд, Керри; Сторчи-Бергманн, Таиса; Шмитт, Энрике Р. (1996). «Шаблон ультрафиолетовых спектров для ближних инфракрасных спектров звездообразующих галактик и их применение к K-поправкам» (PDF) . Астрофизический журнал . 467 : 38–60. Бибкод : 1996ApJ...467...38K . дои : 10.1086/177583 . hdl : 10183/108772 .
- ^ Хогг, Дэвид (2002). «Коррекция К». arXiv : astro-ph/0210394 .
- ^ Блэнтон, Майкл Р.; Роуэйс, Сэм (2007). «К-коррекции и преобразования фильтров в ультрафиолетовом, оптическом и ближнем инфракрасном диапазонах». Астрономический журнал . 133 (2): 734–754. arXiv : astro-ph/0606170 . Бибкод : 2007AJ....133..734B . дои : 10.1086/510127 . S2CID 18561804 .
- ^ Чилингарян Игорь Владимирович; Мельхиор, Анн-Лора; Золотухин, Иван Ю. (2010). «Аналитические аппроксимации K-поправок в оптическом и ближнем инфракрасном диапазонах». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 405 (3): 1409. arXiv : 1002.2360 . Бибкод : 2010MNRAS.405.1409C . дои : 10.1111/j.1365-2966.2010.16506.x . S2CID 56310457 .
- ^ «Калькулятор К-поправок» .
Внешние ссылки
[ редактировать ]- Основная концепция получения K-поправок
- Хогг, Дэвид В.; Болдри, Иван К.; Блэнтон, Майкл Р.; Эйзенштейн, Дэниел Дж. (2002). «Поправка К». arXiv : astro-ph/0210394 . Бибкод : 2002astro.ph.10394H .
{{cite journal}}: Для цитирования журнала требуется|journal=( помощь )