En astronomía , el punto cero en un sistema fotométrico se define como la magnitud de un objeto que produce 1 conteo por segundo en el detector. [1] El punto cero se utiliza para calibrar un sistema al sistema de magnitud estándar, ya que el flujo detectado de las estrellas variará de un detector a otro. [2] Tradicionalmente, Vega se usa como estrella de calibración para la magnitud del punto cero en bandas de paso específicas (U, B y V), aunque a menudo se usa un promedio de múltiples estrellas para una mayor precisión. [3]A menudo no es práctico encontrar a Vega en el cielo para calibrar el detector, por lo que, para propósitos generales, se puede usar cualquier estrella en el cielo que tenga una magnitud aparente conocida. [4]
Formula general
La ecuación para la magnitud de un objeto en una banda dada es
Donde M es la magnitud de un objeto, F es el flujo a una longitud de onda específica y S es la función de sensibilidad de un instrumento dado. En condiciones ideales, la sensibilidad es 1 dentro de una banda de paso y 0 fuera de una banda de paso. [3] La constante C se determina a partir de la magnitud de 0 puntos utilizando la ecuación anterior, estableciendo la magnitud igual a 0. [4]
Vega como calibración
En la mayoría de las circunstancias, Vega se utiliza como punto cero, pero en realidad, se utiliza un elaborado sistema "bootstrap" para calibrar un detector. [3] [5] La calibración generalmente se realiza mediante una extensa fotometría de observación, así como mediante el uso de modelos atmosféricos teóricos. [5]
Punto cero de magnitud bolométrica
Si bien el punto cero se define como el de Vega para los filtros de banda de paso, no hay un punto cero definido para la magnitud bolométrica y, tradicionalmente, la estrella de calibración ha sido el sol. [6] Sin embargo, la IAU ha definido recientemente los puntos cero de magnitud bolométrica absoluta y magnitud bolométrica aparente en 3,0128 × 10 28 W y 2,51802 × 10 −8 W / m 2, respectivamente. [7]
Ver también
Referencias
- ^ "Manual de datos de HST, capítulo 28.1" . Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial . Consultado el 4 de septiembre de 2019 .
- ^ "Zeropoints" . Observatorio Europeo Austral .
- ^ a b c Carroll, Bradley W .; Ostlie, Dale A. (2017). Introducción a la Astrofísica Moderna . Prensa de la Universidad de Cambridge. pag. 77.
- ^ a b "Calibración de datos fotométricos" . Universidad de Sheffield .
- ^ a b O'Connell. "Magnitud y sistemas de color" (PDF) . Caltech . Consultado el 17 de marzo de 2019 .
- ^ Casagrande, Luca (2018-10-23), calcula correcciones bolométricas y colores sintéticos para valores de entrada de parámetros estelares: casaluca / bolometric-corrections , recuperado 2018-12-27
- ^ Mamajek, EE; Torres, G .; Prsa, A .; Harmanec, P .; Asplund, M .; Bennett, PD; Capitaine, N .; Christensen-Dalsgaard, J .; Depagne, E. (21 de octubre de 2015). "Resolución B2 de IAU 2015 sobre puntos cero recomendados para las escalas de magnitud bolométrica absoluta y aparente". arXiv : 1510.06262 [ astro-ph.SR ].