La corrección K convierte las medidas de los objetos astronómicos en sus respectivos marcos de reposo . La corrección actúa sobre la magnitud observada de ese objeto (o de manera equivalente, su flujo ). Debido a que las observaciones astronómicas a menudo miden a través de un solo filtro o paso de banda, los observadores solo miden una fracción del espectro total , desplazado al rojo en el marco del observador. Por ejemplo, para comparar medidas de estrellas en diferentes corrimientos al rojo vistas a través de un filtro rojo, se deben estimar las correcciones K de estas medidas para poder hacer comparaciones. Si uno pudiera medir todas las longitudes de ondade luz de un objeto (un flujo bolométrico), no se requeriría una corrección de K, ni se requeriría si se pudiera medir la luz emitida en una línea de emisión .
Una afirmación del origen del término "corrección K" es Edwin Hubble , quien supuestamente eligió arbitrariamentepara representar el factor de reducción en magnitud debido a este efecto. [1] Sin embargo, Kinney et al., En la nota al pie 7 en la página 48 de su artículo, [2] notan un origen anterior de Carl Wilhelm Wirtz (1918), [3] quien se refirió a la corrección como un Konstante (alemán para "constante "), de ahí la corrección K.
La corrección K se puede definir de la siguiente manera
Es decir, el ajuste a la relación estándar entre la magnitud absoluta y aparente requerido para corregir el efecto de corrimiento al rojo. [4] Aquí, D L es la distancia de luminosidad medida en parsecs .
La naturaleza exacta del cálculo que debe aplicarse para realizar una corrección K depende del tipo de filtro utilizado para realizar la observación y de la forma del espectro del objeto. Si las mediciones fotométricas de varios colores están disponibles para un objeto dado, definiendo así su distribución de energía espectral ( SED ), las correcciones K pueden calcularse ajustándolas a una plantilla SED teórica o empírica . [5] Se ha demostrado que las correcciones de K en muchos filtros de banda ancha de uso frecuente para galaxias con bajo desplazamiento al rojo pueden aproximarse con precisión utilizando polinomios bidimensionales como funciones de un desplazamiento al rojo y un color observado . [6] Este enfoque se implementa en el servicio web de la calculadora de correcciones K. [7]
Referencias
- ^ Hubble, Edwin (1936). "Efectos de los cambios al rojo en la distribución de nebulosas". Revista astrofísica . 84 : 517–554. Código Bibliográfico : 1936ApJ .... 84..517H . doi : 10.1086 / 143782 .
- ^ Kinney, Anne; Calzetti, Daniela ; Bohlin, Ralph C .; McQuade, Kerry; Storchi-Bergmann, Thaisa; Schmitt, Henrique R. (1996). "Plantilla de espectros ultravioleta para espectros del infrarrojo cercano de galaxias formadoras de estrellas y su aplicación a las correcciones K" (PDF) . Revista astrofísica . 467 : 38–60. Código Bibliográfico : 1996ApJ ... 467 ... 38K . doi : 10.1086 / 177583 . hdl : 10183/108772 .
- ^ Wirtz, VC (1918). "Über die Bewegungen der Nebelflecke" (PDF) . Astronomische Nachrichten . 206 (13): 109-116. Código bibliográfico : 1918AN .... 206..109W . doi : 10.1002 / asna.19182061302 .
- ^ Hogg, David (2002). "La corrección K". arXiv : astro-ph / 0210394 .
- ^ Blanton, Michael R .; Roweis, Sam (2007). "K-correcciones y transformaciones de filtros en ultravioleta, óptica e infrarrojo cercano". El diario astronómico . 133 (2): 734–754. arXiv : astro-ph / 0606170 . Código bibliográfico : 2007AJ .... 133..734B . doi : 10.1086 / 510127 .
- ^ Chilingario, Igor V .; Melchior, Anne-Laure; Zolotukhin, Ivan Yu. (2010). "Aproximaciones analíticas de correcciones K en bandas ópticas e infrarrojas cercanas". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 405 (3): 1409. arXiv : 1002.2360 . Código bibliográfico : 2010MNRAS.405.1409C . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2010.16506.x .
- ^ "Calculadora de correcciones K" .
enlaces externos
- Concepto básico de obtención de correcciones de K
- Hogg, David W .; Baldry, Ivan K .; Blanton, Michael R .; Eisenstein, Daniel J. (2002). "La corrección K". arXiv : astro-ph / 0210394 . Código bibliográfico : 2002astro.ph.10394H . Cite journal requiere
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