Sisteme de Astronomic Amploarea

---

Cuprins:

• Definiţii de sisteme de magnitudine astronomice
• Amploarea solară absolută în benzi diferite
• De conversie de la mărimi AB la magnitudini Johnson
• Photon Flux
• Filtru Transformari
• Sky noapte Brightnesses

---

Definiţii de sisteme de magnitudine astronomice:

O revizuire majoră a sistemelor de magnitudine astronomice si calibrarea acestora este dat de

• Bessel, MS 2005, ARA & A, 43, 293

Johnson Sistem

Acest sistem este definit astfel ca steaua Alpha LYR (Vega) a V = 0,03 şi toate culorile egale cu zero. Alternativ, standardul zero culoare poate fi definită să fie valoarea medie a unui număr de unreddened A0 stele V Pop I abundenţă, folosind ansamblul de Johnson-Morgan standarde pentru a fixa scara flux. Rămâne să calibreze pe o scară absolută fluxul de Alpha LYR sau unele stele alte măsuri adecvate, cum ar fi aclaibration a fost realizat de către Hayes şi Lathan (1975), care a adus 3500 Jansky la 5556A pentru Alpha LYR. Articolele discutarea passbands UBVRI includ Bessel (1979), Bessel (1983), şi Bessel (1990).

Referinte:

• Bessel, MS 1990, PASP, 91, 589
• Bessel, MS 1983, PASP, 95, 480
• Bessel, MS 1990, PASP, 102, 1181
• Hayes, DS, şi Latham, DW 1975, APJ, 197, 593
• Johnson, HL & Morgan, WW 1953, APJ, 117, 313

În practică, în timp ce respectarea, unul monitoare grupuri de stele standard, cum ar fi cele de tabulare Landolt:

• Landolt, AU 1992, AJ, 104, 340
• Landolt, AU 1983, AJ, 88, 439
• Landolt, AU 2007, AJ, 133, 2502

Observatoare Diverse avea postat versiunile electronice ale standardelor Landolt, de exemplu,

Linge | WIYN | CFHT

acestea sunt de produse derivate de curs şi ar trebui să verifice întotdeauna veridicitatea lor împotriva lucrarea originală de Landolt.

Filtre: UBVRIJHK
Originalul Sistemul Johnson este format din filtre UBV a căror etalonare a fost strâns legată de detectoare fotoelectric în uz la momentul respectiv. Sistemul a fost extinsă la roşu cu RI optice si infrarosu apropiat filtre JHK. Definiţiile din aceste filtre nu sunt întotdeauna independente de detectoare implicate şi poate varia usor fmor observator la observator.

JHK:
JHK Filtrele sunt o extensie importantă a sistemului de Johnson la aproape-infrarosu lungimi de undă. Tehnologia necesită detectoare diferite pentru aceste lungimi de undă decât UBVRI, aşa stele diferite de calibrare sunt necesare (standardele Landolt sunt utile pentru observaţii optice UBVRI).
Filtrele JHK au fost utilizate în 2MASS toate Sky Survey. Deoarece 2MASS este (în principiu), complet şi uniform calibrat, orice obiect non-variabilă în cer (acoperirea sa este aproape completă) poate (în principiu!) să fie utilizată ca o referinţă de calibrare.
Reţineţi că 2MASS utilizează un "scurt" filtru K, care este uşor diferită de definiţia originală a lui K, dar este acum în utilizări comune din cauza suprimării sale superioare de emisie terestre termice.

Gunn griz Sistem

Aceasta a fost iniţial definite în termeni de detectoare fotoelectrice (Thuan & Gunn 1976;. Wade et al 1979), dar acum este folosit în principal cu CCD-uri (Schneider, Gunn, şi Hoessel 1983; Schild 1984). Sistemul griz este definit printr-un standard de cateva zeci de stele, şi BD stea 17 deg4708, o stea subdwarf F6 cu BV = 0,43, este definit de a avea culori egale cu zero. Calibrare absolută a acestui sistem este pur şi simplu fluxul monochrome stele (Oke & Gunn 1983), scalate de la g = 9.50 g = la 0.0, la lungimi de undă efectivă a benzilor griz. O serie de aspecte detaliate ale fotometrie în bandă largă, în contextul specific al evaluărilor de galaxii la redshifts mari sunt revizuite în Schneider, Gunn, şi Hoessel (1983).

Referinte:

• Oke, JB, şi Gunn, JE 1983, APJ, 266, 713
• Schild, R. 1984, APJ, 286, 450
• Schneider, DP, Gunn, JE, şi Hoessel JG 1983, APJ, 264, 337
• Thuan, TX, şi Gunn, JE 1976, PASP, 88, 543
• Wade, RA, Hoessel, JG, Elias, JH, Huchra, JP 1979, PASP, 91, 35

Gunn-Thuan griz sistem este angajat de către Sloan Sky Survey Digitan. Deoarece SDSS este (în principiu), complet şi uniform calibrat, orice obiect non-variabilă în fâşie mare de cer care le acoperă ar putea (în principiu!) Să fie utilizată ca o referinţă de calibrare.

AB magnitudinea de sistem

Acest sistem de magnitudine este definit, astfel încât, atunci când monocromatic flux f_nu este măsurată în erg sec ^ -1 cm ^ -2 Hz ^ -1,

 m (AB) = -2.5 log (f_nu) - 48.60 

în cazul în care valoarea constantei este selectat pentru a defini m (AB) = V pentru o sursă de plat-spectrului de frecvenţe. În acest sistem, un obiect cu flux constant pe intervalul de frecvenţă unitate nu are nici culoare.

Este de ajutor să se ţină seama de identitatea

 lambda * f_lambda = Nu * f_nu 

astfel

 f_nu = f_lambda * (lambda / Nu) = f_lambda * lambda ^ 2 / c. 

Referinte:

• Oke, JB 1974, ApJS, 27, 21

STMAG sistem

Acest sistem este definit astfel de magnitudine că un obiect cu flux constant pe intervalul de lungimi de undă unitate nu are nici culoare. Acesta este utilizat de pachete de fotometrie Hubble Space Telescope.

Referinte:

• Stone, RPS 1996, ApJS, 107, 423

---

Dimensiunea absolută a Soarelui:

Filtru	M ⊙	Sursă
U	5.61	B & M
B	5.48	B & M
V	4.83	B & M
R	4.42	B & M
Eu	4.08	B & M
J	3.64	B & M
H	3.32	B & M
K	3.28	B & M
K '	3.27	*
SDSS
U	6.55	S & G
g	5.12	S & G
R	4.68	S & G
eu	4.57	S & G
z	4.60	S & G

B & M = Binney & Merrifield
S & G = Sparke & Gallagher
* De vânătoare lungi şi dureroase prin literatura de etalonare 2MASS.

Reţineţi că magnitudinea absolută a soarelui este de obicei nesigur de 0.03 mag. în cele mai multe benzi. "Dreptul", raspunsul depinde de faptul dacă vorbim despre soarele în sine, medie de stele de tip solar, sau modele stelare atmosferă.

A se vedea, de asemenea, pagina Chris Willmer cu privire la magnitudinea absolută a soarelui.

---

Conversii între sistemele mărime:

De conversie de la mărimi AB la magnitudini Johnson:

Următoarele formule conversia între sistemele de amploarea AB şi cele bazate pe Alpha Lyra:

     V	=   V(AB) + 0.044	(+/- 0.004)
     B	=   B(AB) + 0.163	(+/- 0.004)
    Bj	=  Bj(AB) + 0.139	(+/- INDEF)
     R	=   R(AB) - 0.055	(+/- INDEF)
     I	=   I(AB) - 0.309	(+/- INDEF)
     g	=   g(AB) + 0.013	(+/- 0.002)
     r	=   r(AB) + 0.226	(+/- 0.003)
     i	=   i(AB) + 0.296	(+/- 0.005)
     u'	=  u'(AB) + 0.0	        
     g'	=  g'(AB) + 0.0	        
     r'	=  r'(AB) + 0.0	        
     i'	=  i'(AB) + 0.0	        
     z'	=  z'(AB) + 0.0	        
    Rc	=  Rc(AB) - 0.117	(+/- 0.006)
    Ic	=  Ic(AB) - 0.342	(+/- 0.008)

Sursa: Frei & Gunn 1995

Conversie din STMAG magnitudini la magnitudini Johnson:

A se vedea Cookbook Fotometrie WFPC2

---

Photon Flux:

Având în vedere amploarea şi banda de trecere a unui obiect, numărul de incidentul tphotons în partea de sus a atmosferei pot fi estimate folosind datele din acest tabel:

Bandă	lambda_c	dlambda / lambda	Flux la m = 0	Referinţă
	um		Jy
U	0.36	0.15	1810	Bessel (1979)
B	0.44	0.22	4260	Bessel (1979)
V	0.55	0.16	3640	Bessel (1979)
R	0.64	0.23	3080	Bessel (1979)
Eu	0.79	0.19	2550	Bessel (1979)
J	1.26	0.16	1600	Campins, Reike, şi Lebovsky (1985)
H	1.60	0.23	1080	Campins, Reike, şi Lebovsky (1985)
K	2.22	0.23	670	Campins, Reike, şi Lebovsky (1985)
g	0.52	0.14	3730	Schneider, Gunn, şi Hoessel (1983)
r	0.67	0.14	4490	Schneider, Gunn, şi Hoessel (1983)
eu	0.79	0.16	4760	Schneider, Gunn, şi Hoessel (1983)
z	0.91	0.13	4810	Schneider, Gunn, şi Hoessel (1983)

De asemenea, utile sunt aceste identităţi:

 1 Jy = 10 ^ -23 erg sec ^ -1 cm ^ -2 Hz ^ -1 1 Jy = 1.51e7 fotoni sec ^ -1 m ^ -2 (dlambda / lambda) ^ -1 

A se vedea, de asemenea, Strolger lui pagina de unităţi.

Exemplu: Câte V-banda de fotoni sunt incidente pe secundă pe o suprafata de 1 m ^ 2 la partea de sus a atmosferei dintr-o = V 23.90 stele? Din tabelul, fluxul la V = 0 este Jy 3640, prin urmare, la V = 23.90 fluxul este diminuat cu un factor de 10 ^ (-0,4 V *) = 2.75e-10, rezultând un flux de 1.e-6 Jy. Deoarece dlambda / lambda = 0,16 în V, fluxul pe secundă la un 1 m ^ 2 deschidere este

 f = 1.e-6 Jy * 1.51e7 * 0.16 = 2.42 fotoni sec ^ -1 

---

Filtru Transformări:

Toate transformările filtru depind într-o anumită măsură, de tipul spectrală a obiectului în cauză. Dacă acest lucru este cunoscut, atunci sunt, probabil, cel mai bine în afara folosind pachetul SYNPHOT în IRAF / STSDAS pentru a calcula de transformare. Unele transformări sunt enumerate mai jos pentru comoditate:

Trupe	Ecuaţie	Referinţă
Gunn g la Johnson B:	B = g + 0,51 + 0,60 * (gr)	[1]
Gunn g la Johnson V:	V = g - 0.03 - 0.42 * (gr)	[1]
Gunn r la R Mucegai:	R = r - 0.51 - 0.15 * (gr)	[1]
Gunn g la J fotografice:	J = g + 0,39 + 0,37 * (gr)	[1]
Gunn R la F fotografice:	F = r - 0.25 + 0.17 * (gr)	[1]
Gunn i pentru a mucegai I:	I = I - 0,75 (aprox)	[1]

Referinte:

1. Windhorst, RW, et al. 1991, APJ, 380, 362

---

Sky noapte Brightnesses:

Aceste valori sunt adecvate pentru preluate din CTIO, ci ar trebui să servească drept aproximări rezonabile pentru majoritatea site-urilor întuneric:

Varsta lunar	U	B	V	R	Eu
(Zile)
0	22.0	22.7	21.8	20.9	19.9
3	21.5	22.4	21.7	20.8	19.9
7	19.9	21.6	21.4	20.6	19.7
10	18.5	20.7	20.7	20.3	19.5
14	17.0	19.5	20.0	19.9	19.2

Sursa: NOAO Newsletter # 10.

---

Notă: Acest material a fost adaptată pentru web din anexa la observaţiile manuscris nepublicat de galaxii îndepărtate de către R. Kron şi Spinrad H., fără permisiunea autorilor, de către G. Wirth. Această pagină a fost copiat fără permisiunea S. McGaugh, care a făcut unele adăugiri practice (de exemplu, amploarea solare absolută în diverse trupe, trimiteri la standardele Landolt). Există, probabil, unele Lecţii de adânc în această despre modul în care informaţiile [MIS] se propagă pe internet, dar suntem prea leneş pentru ao contempla.Useful Info