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K 補正は、天体の測定値をそれぞれの静止フレームに変換します。補正は、その天体の観測された等級(または同等のフラックス) に作用します。天体観測は単一のフィルターまたはバンドパスを介して測定することが多いため、観測者は観測者のフレームに赤方偏移した全スペクトルの一部のみを測定します。たとえば、赤いフィルターを介して見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。物体からの光のすべての波長(ボロメータフラックス) を測定できる場合、K 補正は必要ありません。また、輝線で放出される光を測定できる場合も K 補正は必要ありません。
カール・ヴィルヘルム・ヴィルツ（1918）[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」）補正と呼んでいました。英語圏では「K補正」という用語の起源はエドウィン・ハッブルであると主張していますが、彼はこの同じ効果による大きさの減少係数を表すことを恣意的に選択したと考えられており、以前の研究に気付かなかったか、その功績を認めなかった可能性があります。[2] [3]
K補正は次のように定義される。
すなわち、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の等級の間の標準的な関係の調整である。 [4]ここで、D L はパーセク単位で測定された光度距離である。
K 補正を実行するために適用する必要がある計算の正確な性質は、観測を行うために使用された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よって異なります。特定のオブジェクトのマルチカラー測光測定値が利用可能で、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は、それを理論的または経験的なSEDテンプレートに当てはめることによって K 補正を計算できます。[5]低赤方偏移銀河の多くの頻繁に使用される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 Web サービスに実装されています。[7]
参考文献
- ^ ヴィクトリア州ワーツ (1918)。 「ユーバー・ディ・ベーヴェグンゲン・デア・ネーベルフレッケ」。天文学者。206 (13): 109–116。ビブコード:1918AN....206..109W。土井：10.1002/asna.19182061302。
- ^ ハッブル、エドウィン(1936)。 「赤方偏移が星雲の分布に与える影響」。天体物理学ジャーナル。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). 「星形成銀河のテンプレート紫外線スペクトルから近赤外線スペクトルおよび K 補正への応用」( PDF )。天体物理学ジャーナル。467 : 38–60。Bibcode : 1996ApJ ...467...38K。doi :10.1086 / 177583。hdl : 10183/108772。
- ^ Hogg, David (2002). 「K補正」. arXiv : astro-ph/0210394 .
- ^ Blanton, Michael R.; Roweis, Sam (2007). 「紫外線、可視光線、近赤外線における K 補正とフィルター変換」.天文学ジャーナル. 133 (2): 734–754. arXiv : astro-ph/0606170 . Bibcode :2007AJ....133..734B. doi :10.1086/510127. S2CID 18561804.
- ^ チリンガリアン、イーゴリ V.メルヒオール、アンヌ・ローレ。ゾロトゥヒン、イワン・ユー。 （2010年）。 「光学および近赤外帯域における K 補正の解析的近似」。王立天文協会の月次通知。405 (3): 1409.arXiv : 1002.2360。ビブコード:2010MNRAS.405.1409C。土井：10.1111/j.1365-2966.2010.16506.x。S2CID 56310457。
- ^ 「K補正計算機」。