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K補正とは、天体の測定値をそれぞれの静止系に変換するプロセスです。この補正は、観測された天体の等級（またはそれに相当する光束）に作用します。天体観測では、多くの場合、単一のフィルターまたはバンドパスを通して測定するため、観測者は全スペクトルのごく一部しか測定できず、それが観測者のフレームに赤方偏移されます。例えば、赤色フィルターを通して観測された異なる赤方偏移の星の測定値を比較するには、比較を行うためにこれらの測定値に対するK補正を推定する必要があります。天体からのすべての波長の光（ボロメトリック光束）を測定できる場合、K補正は不要であり、輝線で放出される光を測定できる場合も同様です。
カール・ヴィルヘルム・ヴィルツ（1918年）[ 1 ]は、星雲に関する研究の中で、赤方偏移の影響を扱う補正をコンスタンテンk （ドイツ語で「定数」）補正と呼んだ。英語圏では、「K補正」という用語の起源はエドウィン・ハッブルによるもので、彼は恣意的にkを選んだとされている。この同じ効果による大きさの減少係数を表すため、以前の研究に気づいていなかったり、評価していなかったりする可能性がある。[ 2 ] [ 3 ]
K補正は次のように定義できる。
つまり、赤方偏移効果を補正するために必要な、絶対等級と見かけ等級の間の標準的な関係の調整のことです。 [ 4 ]ここで、D Lはパーセクで測定された光度距離です。
K補正を実行するために適用する必要のある計算の正確な性質は、観測に使用されるフィルターの種類とオブジェクトのスペクトルの形状に依存します。特定のオブジェクトに対して多色測光測定が利用可能で、そのスペクトルエネルギー分布（ SED ）が定義されている場合、K補正は、それを理論的または経験的なSEDテンプレートにフィッティングすることによって計算できます。[ 5 ]低赤方偏移銀河によく使用される多くの広帯域フィルターのK補正は、赤方偏移と1つの観測色の関数として2次元多項式を使用して正確に近似できることが示されています。[ 6 ]このアプローチは、K補正計算機ウェブサービスで実装されています。[ 7 ]
