Correção K
Correção K é uma correção para a magnitude de um corpo celeste (ou, de forma equivalente, seu fluxo), que permite que uma medição da quantidade de luz emitida pelo objeto em um desvio para o vermelho z seja convertida em uma medida equivalente no referencial inercial do objeto.
Se fosse possível medir toda a luz emitida pelo objeto em todos os comprimentos de onda (um fluxo bolométrico), a correção K não seria necessária. Se se mede a luz emitida em uma raia espectral, a correção K não é necessária. A necessidade da correção K surge porque uma medição astronômica através de um único filtro, ou uma única banda, vê apenas uma fração do espectro total, desviado para o vermelho no referencial do observador. Logo, se o observador quiser comparar as medições através de um filtro vermelho de objetos com diferentes desvios para o vermelho, ele terá que aplicar estimativas de correções K a essas medições para poder fazer comparações.
Atribui-se a origem do termo “correção K” a Edwin Hubble, que supostamente escolheu K arbitrariamente para representar o fator de redução da magnitude devido a este efeito.[1] Entretanto, Kinney et al, na nota de rodapé 7 da página 48 do seu artigo,[2] indicam uma origem anterior por Carl Wilhelm Wirtz (1918),[3] que se referiu à correção como uma Konstante (“constante” em alemão), donde correção K.
A correção K pode ser definida como se segue:
- ,
isto é, o ajuste à relação padrão entre as magnitudes absoluta e aparente, para corrigir o efeito do desvio para o vermelho.[4] Aqui, DL é a distância de luminosidade medida em parsecs.
A natureza exata do cálculo que deve ser aplicado de modo a fazer a correção K depende do tipo de filtro usado para fazer a observação e da forma do espectro do objeto. Se medições fotométricas multicoloridas estiverem disponíveis para o objeto, definindo sua distribuição espectral de energia (DEE), as correções K poderão ser calculadas ajustando-a a modelos DEE teóricos ou empíricos.[5] Comprovou-se que correções K em muitos filtros de banda larga, frequentemente usados para galáxias com baixo desvio para o vermelho, podem ser aproximadas com precisão usando-se polinômios bidimensionais como funções de um desvio para o vermelho e uma cor observada.[6] Esta abordagem está implementada no serviço de cálculo de correções K na internet.[7]
Referências
- ↑ Hubble, Edwin (1936). «Effects of Red Shifts on the Distribution of Nebulae». Astrophysical Journal. 84: 517–554. Bibcode:1936ApJ....84..517H. doi:10.1086/143782
- ↑ Kinney, Anne; Calzetti, Daniela; Bohlin, Ralph C.; McQuade, Kerry; Storchi-Bergmann, Thaisa; Schmitt, Henrique R. (1996). «Template ultraviolet spectra to near-infrared spectra of star-forming galaxies and their application to K-corrections». Astrophysical Journal. 467: 38–60. Bibcode:1996ApJ...467...38K. doi:10.1086/177583
- ↑ Wirtz, V.C. (1918). «Über die Bewegungen der Nebelflecke». Astronomische Nachrichten. 206 (13). 109 páginas. Bibcode:1918AN....206..109W. doi:10.1002/asna.19182061302
- ↑ Hogg, David. «The K Correction»
- ↑ Blanton, Michael R.; Roweis, Sam (2007). «K-corrections and filter transformations in the ultraviolet, optical, and near infrared». The Astronomical Journal. 133 (2). 734 páginas. Bibcode:2007AJ....133..734B. arXiv:astro-ph/0606170
. doi:10.1086/510127
- ↑ Chilingarian, Igor V.; Melchior, Anne-Laure; Zolotukhin, Ivan Yu. (2010). «Analytical approximations of K-corrections in optical and near-infrared bands». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 405. 1409 páginas. Bibcode:2010MNRAS.405.1409C. arXiv:1002.2360. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.16506.x
- ↑ «K-corrections calculator»
Ligações externas
[editar | editar código-fonte]- K Correction plots
- «The K correction». Bibcode:2002astro.ph.10394H. arXiv:astro-ph/0210394
