Punto cero (fotometría)

En fotometría , el punto cero del sistema fotométrico se define como la lectura del receptor de radiación , correspondiente a la magnitud estelar aparente cero . El punto cero se usa para calibrar el sistema fotométrico con respecto al sistema de magnitud estándar, ya que el flujo de radiación recibido es diferente para diferentes receptores. [1] Vega se usa comúnmente como un objeto de calibración para determinar ceros de magnitud en bandas individuales (U, B y V), aunque los promedios de varias estrellas se usan a menudo para una mayor precisión. [2] No siempre es conveniente buscar a Vega en el cielo para calibrar el receptor, por lo que a menudo se usa una estrella arbitraria con una magnitud aparente conocida para la calibración. [3]

Fórmula general

La ecuación para la magnitud de un objeto en una banda dada es:

Aquí M es la magnitud del objeto, F es el flujo a la longitud de onda dada, S es la sensibilidad espectral del instrumento dado. En condiciones ideales, la sensibilidad es 1 dentro de la banda de paso y 0 fuera de la banda de paso. [2] La constante C se define para el punto nulo al establecer la magnitud en cero. [3]

Punto cero de la magnitud bolométrica

Para varias bandas, Vega se elige como el punto cero, pero para la magnitud estelar bolométrica, el punto cero no está definido; el Sol generalmente se considera el objeto de calibración. [4] Recientemente, la Unión Astronómica Internacional determinó la magnitud bolométrica absoluta y la magnitud bolométrica aparente de manera que los puntos cero corresponden a una luminosidad de 3.0128×10 28 W y una iluminancia de 2.51802×10 -8 W/m 2 respectivamente. [5]

Notas

  1. ↑ Puntos cero . Observatorio Europeo Austral . Archivado desde el original el 2 de abril de 2019.
  2. ↑ 1 2 Carroll y Ostlie. Introducción a la Astrofísica Moderna  (neopr.) . - Prensa de la Universidad de Cambridge , 2017. - Pág. 77.
  3. ↑ 1 2 Calibración de datos fotométricos . Universidad de Sheffield . Archivado desde el original el 14 de septiembre de 2018.
  4. ↑ Casagrande, Luca (2018-10-23), calcula correcciones bolométricas y colores sintéticos para valores de entrada de parámetros estelares: casaluca/bolometric-corrections , < https://github.com/casaluca/bolometric-corrections > . Consultado el 27 de diciembre de 2018. Archivado el 29 de octubre de 2020 en Wayback Machine . 
  5. ↑ Mamajek, EE; Torres, G.; Prsa, A.; Harmanec, P.; Asplund, M.; Bennett, PD; Capitán, N.; Christensen-Dalsgaard, J.; et al. (2015-10-21), IAU 2015 Resolución B2 sobre puntos cero recomendados para las escalas de magnitud bolométrica absoluta y aparente, arΧiv : 1510.06262 [astro-ph.SR].