Войти
K-коррекция преобразует измерения астрономических объектов в их соответствующие кадры покоя. Поправка действует на наблюдаемую звездную величину этого объекта (или, что эквивалентно, на его поток ). Поскольку при астрономических наблюдениях часто используется один фильтр или полосовой фильтр, наблюдатели измеряют только часть общего спектра, смещенного в красную область в кадр наблюдателя. Например, чтобы сравнить измерения звезд с разным красным смещением, просматриваемые через красный фильтр, необходимо оценить K поправок к этим измерениям, чтобы провести сравнения. Если бы можно было измерить все длины волн света от объекта (болометрический поток), поправка на K не потребовалась бы, равно как и не потребовалась бы, если бы можно было измерить свет, излучаемый в линии излучения ..
Одно из заявлений о происхождении термина «K-коррекция» - Эдвин Хаббл, который предположительно произвольно выбрал 
K-поправку можно определить следующим образом:
IE корректировка стандартного соотношения между абсолютной и кажущейся величиной, необходимой для коррекции эффекта красного смещения. Здесь D L - это световое расстояние, измеренное в парсек.
. Точный характер вычисления, который необходимо применить для выполнения коррекции K, зависит от тип фильтра, используемого для наблюдения и формы спектра объекта. Если для данного объекта доступны многоцветные фотометрические измерения, определяющие его спектральное распределение энергии (SED ), поправки K могут быть вычислены путем подгонки его против теоретический или эмпирический шаблон SED. Было показано, что K-поправки во многих часто используемых широкополосных фильтрах для галактик с низким красным смещением могут быть точно аппроксимированы с использованием двумерных полиномов как функций красного смещения и один наблюдал цвет. Этот подход реализован в веб-сервисе калькулятора K поправок.
|journal=()