Sistemas Fotométricos e Calibração

Um sistema fotométrico é um conjunto definido de bandas de passagem juntamente com uma rede de estrelas padrão que fixa o ponto zero e a escala de cores para os quais as medições são transformadas.

Definition

A calibração fotométrica é o procedimento de converter contagens instrumentais brutas em magnitudes padronizadas, determinando coeficientes de extinção, transformações de cor e pontos zero em relação às estrelas padrão observadas.

Scope

Este tópico abrange a definição de sistemas de filtro de banda larga e de banda intermédia, o papel dos catálogos de estrelas padrão na fixação dos pontos zero de magnitude e as equações de transformação que mapeiam as medições instrumentais para um sistema padrão após a correção da extinção atmosférica, termos de cor e resposta do detector. Inclui as convenções de magnitude baseadas em Vega e AB.

Core questions

• O que define uma banda de passagem fotométrica e como os sistemas de banda larga como UBVRI diferem dos sistemas de banda intermédia?
• Como são derivados os coeficientes de extinção, os termos de cor e os pontos zero a partir de observações de estrelas padrão?
• Como os sistemas de magnitude baseados em Vega e AB diferem na sua definição de ponto zero?

Key theories

Equações de transformação

As magnitudes instrumentais são mapeadas para um sistema padrão através de relações lineares que envolvem um coeficiente de extinção vezes a massa de ar, um termo de cor vezes uma cor de objeto e um desvio de ponto zero.

Rede de estrelas padrão

Estrelas não variáveis, cuidadosamente medidas e distribuídas pelo céu, ancoram a escala de magnitude, permitindo que diferentes observadores e instrumentos sejam colocados num sistema comum.

Clinical relevance

A transformação fiável do sistema permite que observações de diferentes telescópios, épocas e detectores sejam combinadas em catálogos homogéneos, o que é essencial para comparar cores estelares com atmosferas modelo e para a ciência de levantamentos cruzados.

History

O sistema UBV de Johnson-Morgan da década de 1950 estabeleceu a estrutura dominante de banda larga, posteriormente estendida para bandas mais avermelhadas e complementada pelos campos de estrelas padrão equatoriais de Landolt que se tornaram a referência de facto para a calibração da era CCD.

Seminal works

• johnsonMorgan1953
• landolt1992
• sterkenManfroid1992

Frequently asked questions

O que é um termo de cor?

Um termo de cor explica o facto de que a banda de passagem de um instrumento não corresponde exatamente à banda de passagem padrão, de modo que o desvio entre a magnitude instrumental e a padrão depende da cor do objeto e deve ser calibrado.

Por que usar estrelas padrão?

As estrelas padrão têm magnitudes e cores acordadas, de modo que observá-las através da mesma atmosfera e instrumento fornece os pontos de ancoragem necessários para transformar qualquer alvo para a escala padrão.