K교정

K 보정은 천문학적인 물체의 측정치를 각각의 휴식 프레임으로 변환한다. 그 보정은 그 물체의 관측된 크기(또는 동등하게 그 유동)에 작용한다. 천문학적인 관측은 종종 단일 필터나 대역 패스를 통해 측정하기 때문에 관측자들은 관찰자의 틀에 적색 변형을 한 총 스펙트럼의 일부만 측정한다. 예를 들어, 빨간색 필터를 통해 보는 서로 다른 적색 편향에서 별의 측정값을 비교하려면 비교하기 위해 이러한 측정에 대한 K 보정을 추정해야 한다. 물체(대기계 유속)에서 모든 빛의 파장을 측정할 수 있다면 K 보정이 필요하지 않을 것이며, 방출 라인에서 방출되는 빛을 측정할 수 있다면 K 보정이 필요하지 않을 것이다.

칼 빌헬름 위르츠(1918)^[1]는 이 교정을 콘스탄틴 k (독일어로 "정수"를 뜻함)라고 언급했는데, 성운에 대한 그의 연구에서 적색 편향의 효과를 다룬 수정이다. "K correction"이라는 용어의 기원에 대한 영어권 주장은 에드윈 허블인데, 에드윈 허블은 이러한 동일한 효과로 인한 규모 감소요인을 나타내기 위해$$ 임의로 $K{\displaystyle }$ ${\displaystyle K}$를 선택했으며, 초기 작업에 대해 인지하지 못했을 수도 있고 인정받았을 수도 있다.^{[2] [3]}

K-교정은 다음과 같이 정의할 수 있다.

${\displaystyle M=m-5(\log _{10}{D_{L}-1)-K_{Cor}\\,}$

즉, 적색 편향 효과에 대한 교정에 필요한 절대 및 외관 규모 사이의 표준 관계에 대한 조정.^[4] 여기서 D는_L 파섹 단위로 측정한 광도 거리다.

K 보정을 수행하기 위해 적용해야 하는 계산의 정확한 성질은 관찰에 사용되는 필터의 종류와 물체의 스펙트럼의 모양에 따라 달라진다. 특정 물체에 대해 다중 색 광도 측정이 가능하여 스펙트럼 에너지 분배(SED)를 정의할 수 있는 경우 K 보정은 이론적 또는 경험적 SED 템플릿에 대해 적합시켜 계산할 수 있다.^[5] 저-적색변형 은하에 대해 자주 사용되는 많은 광대역 필터에서 K 보정은 적색변형 및 한 가지 관측된 색상의 함수로 2차원 다항식을 사용하여 정밀하게 근사할 수 있는 것으로 나타났다.^[6] 이 접근방식은 K corrections calculator 웹 서비스에서 구현된다.^[7]

참조

외부 링크

• K보정 획득의 기본 개념
• Hogg, David W.; Baldry, Ivan K.; Blanton, Michael R.; Eisenstein, Daniel J. (2002). "The K correction". arXiv:astro-ph/0210394. Bibcode:2002astro.ph.10394H. {{cite journal}}: Cite 저널은 필요로 한다. journal= (도움말)