Korekcja K
Korekcja K przekształca pomiary obiektów astronomicznych na odpowiadające im układy spoczynkowe. Korekta działa na obserwowaną wielkość tego obiektu (lub równoważnie na jego strumień). Ponieważ w obserwacjach astronomicznych często następuje pomiar przez pojedynczy filtr lub pasmo, obserwatorzy mierzą tylko ułamek całego widma, przesuniętego ku czerwieni względem układu obserwatora. Przykładowo, aby porównać pomiary gwiazd o różnych przesunięciach ku czerwieni widzianych przez czerwony filtr, należy oszacować korekcję K do tych pomiarów, aby dokonać porównań. Gdyby możliwy był pomiar wszystkich długości fal światła od obiektu (strumień bolometryczny), korekcja K nie byłaby wymagana; byłaby ponadto zbędna, gdyby można było zmierzyć światło emitowane w linii emisyjnej.
Jednym z roszczeń co do pochodzenia terminu „korekta K” jest Edwin Hubble, który rzekomo wybrał arbitralnie reprezentować współczynnik redukcji wielkości spowodowany tym efektem[1]. Jednak Kinney i inni, w przypisie nr 7 na stronie 48 swojego artykułu[2], odnotowują wcześniejsze pochodzenie od Carla Wilhelma Wirtza (1918)[3], który odniósł się do korekty jako Konstante (niem. „Stała”), stąd korekta K.
Korekcję K można zdefiniować w następujący sposób
tj. dostosowanie do standardowej relacji między jasnością absolutną i pozorną, wymaganej do skorygowania efektu przesunięcia ku czerwieni[4]. Tutaj jest odległością jasnościową mierzoną w parsekach.
Dokładny charakter obliczeń, które należy zastosować, aby wykonać korektę K, zależy od rodzaju filtru użytego do obserwacji i kształtu widma obiektu. Jeżeli dla danego obiektu dostępne są wielokolorowe pomiary fotometryczne, określając w ten sposób jego widmowy rozkład energii (SED), wówczas można obliczyć korektę K, dopasowując ją do teoretycznego lub empirycznego szablonu spektralnej dystrybucji energii (ang. „spectral energy distribution” – SED)[5]. Wykazano, że korekty K w wielu często używanych filtrach szerokopasmowych dla galaktyk o niskim przesunięciu ku czerwieni można precyzyjnie przybliżyć za pomocą dwuwymiarowych wielomianów jako funkcji przesunięcia ku czerwieni i jednej obserwowanej barwy[6]. To podejście jest zaimplementowane w kalkulatorze korekcji K[7].
Przypisy
[edytuj | edytuj kod]- ↑ Edwin Hubble. Effects of Red Shifts on the Distribution of Nebulae. „Astrophysical Journal”. 84, s. 517–554, 1936. DOI: 10.1086/143782. Bibcode: 1936ApJ....84..517H. (ang.).
- ↑ Anne Kinney, Daniela Calzetti, Ralph C. Bohlin, Kerry McQuade i inni. Template ultraviolet spectra to near-infrared spectra of star-forming galaxies and their application to K-corrections. „Astrophysical Journal”. 467, s. 38–60, 1996. DOI: 10.1086/177583. Bibcode: 1996ApJ...467...38K. (ang.).
- ↑ V.C. Wirtz. Über die Bewegungen der Nebelflecke. „Astronomische Nachrichten”. 206 (13), s. 109–116, 1918. DOI: 10.1002/asna.19182061302. Bibcode: 1918AN....206..109W. (ang.).
- ↑ David Hogg. The K Correction. „Astrophysical Journal”, 2002. (ang.).
- ↑ Michael R. Blanton, Sam Roweis. K-corrections and filter transformations in the ultraviolet, optical, and near infrared. „The Astronomical Journal”. 133 (2), s. 734–754, 2007. DOI: 10.1086/510127. arXiv:astro-ph/0606170. Bibcode: 2007AJ....133..734B. (ang.).
- ↑ Igor V. Chilingarian, Anne-Laure Melchior, Ivan Yu. Zolotukhin. Analytical approximations of K-corrections in optical and near-infrared bands. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”. 405 (3), s. 1409, 2010. DOI: 10.1111/j.1365-2966.2010.16506.x. arXiv:1002.2360. Bibcode: 2010MNRAS.405.1409C. (ang.).
- ↑ http://kcor.sai.msu.ru.
Linki zewnętrzne
[edytuj | edytuj kod]- Podstawowa koncepcja uzyskiwania poprawek K.
- David W. Hogg i inni, The K correction, „arXiv”, 2002, Bibcode: 2002astro.ph.10394H, arXiv:astro-ph/0210394.