Sistemas fotométricos y calibración
Un sistema fotométrico es un conjunto definido de bandas de paso junto con una red de estrellas estándar que fija el punto cero y la escala de color a la que se transforman las mediciones.
Definition
La calibración fotométrica es el procedimiento de convertir los recuentos instrumentales brutos en magnitudes estandarizadas mediante la determinación de coeficientes de extinción, transformaciones de color y puntos cero en relación con las estrellas estándar observadas.
Scope
Este tema cubre la definición de sistemas de filtro de banda ancha y de banda intermedia, el papel de los catálogos de estrellas estándar en la fijación de los puntos cero de magnitud y las ecuaciones de transformación que mapean las mediciones instrumentales en un sistema estándar después de corregir la extinción atmosférica, los términos de color y la respuesta del detector. Incluye las convenciones de magnitud basadas en Vega y AB.
Core questions
- ¿Qué define una banda de paso fotométrica y cómo difieren los sistemas de banda ancha como UBVRI de los sistemas de banda intermedia?
- ¿Cómo se derivan los coeficientes de extinción, los términos de color y los puntos cero de las observaciones de estrellas estándar?
- ¿Cómo difieren los sistemas de magnitud basados en Vega y AB en su definición de punto cero?
Key theories
- Ecuaciones de transformación
- Las magnitudes instrumentales se mapean en un sistema estándar a través de relaciones lineales que involucran un coeficiente de extinción multiplicado por la masa de aire, un término de color multiplicado por un color de objeto y un desplazamiento de punto cero.
- Red de estrellas estándar
- Las estrellas no variables cuidadosamente medidas y distribuidas por el cielo anclan la escala de magnitud, lo que permite que diferentes observadores e instrumentos se incorporen a un sistema común.
Clinical relevance
La transformación fiable del sistema permite combinar observaciones de diferentes telescopios, épocas y detectores en catálogos homogéneos, lo cual es esencial para comparar los colores estelares con las atmósferas modelo y para la ciencia de encuestas cruzadas.
History
El sistema UBV de Johnson-Morgan de la década de 1950 estableció el marco de banda ancha dominante, posteriormente extendido a bandas más rojas y complementado por los campos de estrellas estándar ecuatoriales de Landolt que se convirtieron en la referencia de facto para la calibración de la era CCD.
Related topics
Seminal works
- johnsonMorgan1953
- landolt1992
- sterkenManfroid1992
Frequently asked questions
- ¿Qué es un término de color?
- Un término de color explica el hecho de que la banda de paso de un instrumento no coincide exactamente con la banda de paso estándar, por lo que la diferencia entre la magnitud instrumental y la estándar depende del color del objeto y debe calibrarse.
- ¿Por qué usar estrellas estándar?
- Las estrellas estándar tienen magnitudes y colores acordados, por lo que observarlas a través de la misma atmósfera e instrumento proporciona los puntos de anclaje necesarios para transformar cualquier objetivo a la escala estándar.