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Sistemi di magnitudine astronomica

Sistemi di magnitudine astronomica

Contenuto:

     Definizioni dei sistemi di magnitudine astronomica
     La magnitudine assoluta solare in varie bande
     Conversione da magnitudini AB a magnitudo Johnson
     Flusso di fotoni
     Filtro Trasformazioni
     Luminosità del cielo notturno

 

Definizioni dei sistemi di magnitudine astronomica:

virtuale osservatorio  filtro Profilo servizio

Una importante rassegna dei sistemi di magnitudo astronomici e la loro calibrazione è data da

     Bessel, M. S. 2005, ARA & A, 43, 293

Sistema Johnson


     Questo sistema è definito in modo tale che la star Alpha Lyr (Vega) abbia V = 0.03 e tutti i colori siano uguali a zero. In alternativa, lo standard zero-color può essere definito come la media di un numero di stelle A0 V non distrutte di abbondanza Pop I, utilizzando l'insieme degli standard Johnson-Morgan per correggere la scala di flusso. Resta da calibrare su una scala assoluta il flusso di Alpha Lyr o qualche altra stella appropriata. Tale aclaibration è stata compiuta da Hayes e Lathan (1975), che hanno prodotto 3500 Jansky a 5556Å per Alpha Lyr.

     Gli articoli che trattano i passbands UBVRI includono Bessel (1979), Bessel (1983) e Bessel (1990).

     Riferimenti:

Bessel, M. S. 1990, PASP, 91, 589
         Bessel, M. S. 1983, PASP, 95, 480
         Bessel, M. S. 1990, PASP, 102, 1181
         Hayes, D. S., e Latham, D. W. 1975, ApJ, 197, 593
         Johnson, H. L. & Morgan, W. W. 1953, ApJ, 117, 313

     In pratica, durante l'osservazione, si monitorano gruppi di stelle standard come quelli elencati da Landolt:

         Landolt, A. U. 1992, AJ, 104, 340
         Landolt, A. U. 1983, AJ, 88, 439
         Landolt, A. U. 2007, AJ, 133, 2502

     Vari osservatori hanno pubblicato versioni elettroniche degli standard di Landolt, ad es.
      Lick| WIYN | CFHT
     questi sono ovviamente prodotti derivati e si dovrebbe sempre verificare la loro veridicità rispetto al lavoro originale di Landolt.

 

Filtri: UBVRIJHK
    Il sistema originale Johnson consisteva nei filtri UBV la cui calibrazione era intimamente legata ai rivelatori fotoelettrici in uso al momento. Da allora il sistema è stato esteso al rosso con i filtri ottici IR e del vicino infrarosso JHK. Le definizioni di questi filtri non sono sempre indipendenti dai rilevatori coinvolti e possono variare leggermente dall'osservatorio all'osservatorio.

    JHK:
    I filtri JHK sono un'estensione importante del sistema Johnson alle lunghezze d'onda del vicino infrarosso. La tecnologia richiede rivelatori diversi per queste lunghezze d'onda rispetto a UBVRI, quindi sono necessarie diverse stelle di calibrazione (gli standard di Landolt sono utili per le osservazioni ottiche dell'UBVRI).
    I filtri JHK sono stati utilizzati nel sondaggio 2MASS all sky. Poiché 2MASS è (in linea di principio) completamente e uniformemente calibrato, qualsiasi oggetto non variabile nel cielo (la sua copertura è quasi completa) può (in linea di principio!) Essere usato come riferimento di calibrazione.
    Si noti che 2MASS utilizza un filtro "corto" K che è leggermente diverso dalla definizione originale di K, ma che ora è in uso comune a causa della sua soppressione superiore dell'emissione di calore terrestre.

Sistema Gunn Griz

Questo è stato originariamente definito in termini di rivelatori fotoelettrici (Thuan & Gunn 1976, Wade e altri 1979), ma ora è usato principalmente con CCD (Schneider, Gunn, & Hoessel 1983, Schild 1984). Il sistema griz è definito da alcune dozzine di stelle standard e la stella BD + 17deg4708, una stella F6 subdana con B-V = 0,43, è definita per avere colori uguali a zero. La calibrazione assoluta di questo sistema è semplicemente il flusso monocromatico della stella (Oke & Gunn 1983), ridimensionato da g = 9,50 a g = 0,0, alle lunghezze d'onda effettive delle bande del griz. Un certo numero di aspetti dettagliati della fotometria a larga banda nel contesto specifico delle misurazioni di galassie a grandi spostamenti verso il rosso sono esaminati in Schneider, Gunn e Hoessel (1983).

    Riferimenti:

        Oke, J. B., & Gunn, J. E. 1983, ApJ, 266, 713
        Schild, R. 1984, ApJ, 286, 450
        Schneider, D. P., Gunn, J. E., e Hoessel J. G. 1983, ApJ, 264, 337
        Thuan, T. X., & Gunn, J. E. 1976, PASP, 88, 543
        Wade, R. A., Hoessel, J. G., Elias, J. H., Huchra, J. P. 1979, PASP, 91, 35

    Il sistema Grund di Gunn-Thuan è impiegato dalla Sloan Digital Sky Survey. Poiché l'SDSS è (in linea di principio) completamente e uniformemente calibrato, qualsiasi oggetto non variabile nella grande striscia di cielo che copre potrebbe (in linea di principio!) Essere usato come riferimento di calibrazione.

Sistema di magnitudo AB

Questo sistema di magnitudo è definito in modo tale che, quando il flusso monocromatico f_nu viene misurato in erg sec ^ -1 cm ^ -2 Hz ^ -1,

     m (AB) = -2.5 log (f_nu) - 48.60

     dove viene selezionato il valore della costante per definire m (AB) = V per una sorgente a spettro piatto. In questo sistema, un oggetto con flusso costante per intervallo di frequenza unitario ha zero colori.

     È utile ricordare l'identità

     lambda * f_lambda = nu * f_nu

     così

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

     Riferimenti:

         Oke, J.B. 1974, ApJS, 27, 21

Sistema STMAG
     Questo sistema di magnitudini è definito in modo tale che un oggetto con flusso costante per intervallo di lunghezza d'onda dell'unità abbia un colore a zero. Viene utilizzato dai pacchetti di fotometria del telescopio spaziale Hubble.

     Riferimenti:

         Stone, R.P.S. 1996, ApJS, 107, 423

 

L'assoluta magnitudine del sole:

Filter M Source
U 5.61 B&M
B 5.48 B&M
V 4.83 B&M
R 4.42 B&M
I 4.08 B&M
J 3.64 B&M
H 3.32 B&M
K 3.28 B&M
K' 3.27 *
WISE
W1 3.4μ 3.26
Spitzer
3.6μ 3.24 Oh
4.5μ 3.27 Oh
SDSS
u 6.55 S&G
g 5.12 S&G
r 4.68 S&G
i 4.57 S&G
z 4.60 S&G

 

B & M = Binney & Merrifield
S & G = Sparke & Gallagher
Oh = Oh et al (2008) AJ, 136, 2761
* La mia stima (SSM 2007) per il filtro K utilizzato da 2MASS dopo una ricerca lunga e dolorosa attraverso la letteratura di calibrazione.
Casagrande et al. (2012) trova esattamente la stessa cosa per 2MASS Ks (3.27) mentre aggiusta gli altri colori IR in modi minori. Altri affermano che la magnitudine assoluta del sole in 2MASS Ks è 3.29 o 3.295.

Si noti che la magnitudine assoluta del sole è incerta in genere di 0,03 mag. nella maggior parte delle band. La risposta "giusta" dipende dal fatto che stiamo parlando del sole stesso, della media delle stelle del tipo solare o dei modelli di atmosfera stellare. Un numero impressionante di calibrazioni sembra dipendere da quest'ultimo. Come meglio posso dire, questa è la differenza tra 3.27 (per gli analoghi solari, cioè la media delle stelle G2 V di metallicità solare) e 3.295 (atmosfere stellari del modello).

Anzi, mi piacerebbe che qualcuno mi dicesse la giusta grandezza assoluta del sole nella banda I. Ho visto una stima che va da 4.1 a 3.9. Ramirez et al. dare B-V = 0,65 che è in accordo con la scala di Binney e Merrifield sopra, ma trovare V-I = 0.70 che implica M⊙I = 4.13.

Vedi anche Questo opnion alternativo, che elenca le magnitudini assolute AB e Vega.
Vedi anche questo tabulato usato da EZgal che dà AB magnitudini e conversioni al sistema Vega.

Vedi anche il servizio Profilo filtro dell'osservatorio virtuale, completo di punti zero in Janskys.

Vedi anche la pagina di Chris Willmer sull'assoluta grandezza del sole.
Colori a infrarossi delle stelle di tipo solare:

 

Band Color
V-J 1.158
V-H 1.484
V-K' 1.545
V-[8] 1.591
V-[24] 1.590

Dalla tabella 3 di Riekeet al (2008). Non viene fornita alcuna garanzia sulla coerenza tra questo e la tabella sopra.

Conversioni tra sistemi di magnitudo:

Conversione da magnitudini AB a magnitudini Johnson:
     Le seguenti formule convertono tra i sistemi di magnitudo AB e quelli basati su 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)

Fonte: Frei & Gunn 1994, AJ, 108, 1476 (la loro Tabella 2).
Conversione da magnitudini STMAG a magnitudini Johnson:
Vedi il libro di ricette di fotometria WFPC2
Per ulteriori filtri, vedi i dati utili di Paul Martini

Flusso di fotoni:
Data la banda passante e la grandezza di un oggetto, il numero di tifoni incidente nella parte superiore dell'atmosfera può essere stimato utilizzando i dati in questa tabella:

Band lambda_c dlambda/lambda Flux at m=0 Reference
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)
I 0.79 0.19 2550 Bessel (1979)
J 1.26 0.16 1600 Campins, Reike, & Lebovsky (1985)
H 1.60 0.23 1080 Campins, Reike, & Lebovsky (1985)
K 2.22 0.23 670 Campins, Reike, & Lebovsky (1985)
g 0.52 0.14 3730 Schneider, Gunn, & Hoessel (1983)
r 0.67 0.14 4490 Schneider, Gunn, & Hoessel (1983)
i 0.79 0.16 4760 Schneider, Gunn, & Hoessel (1983)
z 0.91 0.13 4810 Schneider, Gunn, & Hoessel (1983)

 

 

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

Vedi anche la pagina delle unità di Strolger.

Esempio: quanti fotoni in banda V sono incidenti al secondo su un'area di 1 m ^ 2 nella parte superiore dell'atmosfera da una stella V = 23,90? Dalla tabella, il flusso in V = 0 è 3640 Jy; quindi, a V = 23.90 il flusso è diminuito di un fattore 10 ^ (- 0.4 * V) = 2.75e-10, producendo un flusso di 1.e-6 Jy. Dato che dlambda / lambda = 0,16 in V, il flusso al secondo su un'apertura di 1 m ^ 2 è

 

Trasformazioni del Filtro:

Tutte le trasformazioni del filtro dipendono in una certa misura dal tipo spettrale dell'oggetto in questione. Se questo è noto, probabilmente stai meglio usando il pacchetto SYNPHOT in IRAF / STSDAS per calcolare la trasformazione. Alcune trasformazioni sono elencate di seguito per comodità:

 

Bands Equation Reference
Gunn g to Johnson B: B = g + 0.51 + 0.60*(g-r) [1]
Gunn g to Johnson V: V = g - 0.03 - 0.42*(g-r) [1]
Gunn r to Mould R: R = r - 0.51 - 0.15*(g-r) [1]
Gunn g to Photographic J: J = g + 0.39 + 0.37*(g-r) [1]
Gunn r to Photographic F: F = r - 0.25 + 0.17*(g-r) [1]
Gunn i to Mould I: I = i - 0.75 (approx) [1]

 

Riferimenti:

Windhorst, R. W., et al. 1991, ApJ, 380, 362
Calibrazioni più recenti possono essere trovate sul sito Web SDSS. In particolare, Jester et al (2005) danno

Color Equation Color Equation
u-g 1.28*(U-B) + 1.13 U-B 0.78*(u-g) - 0.88
g-r 1.02*(B-V) - 0.22 B-V 0.98*(g-r) + 0.22
r-i 0.91*(Rc-Ic) - 0.20 V-R 1.09*(r-i) + 0.22
r-z 1.72*(Rc-Ic) - 0.41 Rc-Ic 1.00*(r-i) + 0.21
g V+0.60*(B-V) - 0.12 B g+0.39*(g-r)+0.21
r V-0.42*(B-V) + 0.11 V g-0.59*(g-r)-0.01


Luminosità del cielo notturno:
Questi valori sono appropriati per essere presi dal CTIO, ma dovrebbero servire come approssimazioni ragionevoli per la maggior parte dei siti oscuri

 

Lunar Age U B V R I
(days)
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

 

Source: NOAO Newsletter #10.

Nota: questo materiale è stato adattato per il web dall'appendice al manoscritto inedito Observations of Distant Galaxies di R. Kron e H. Spinrad, senza il permesso degli autori, di G. Wirth. Questa pagina è stata copiata senza autorizzazione da S. McGaugh, che ha apportato varie aggiunte pratiche (ad esempio, la magnitudine solare assoluta in varie bande, riferimenti agli standard di Landolt) finché la sorgente non era riconoscibile. C'è probabilmente una profonda lezione su come le informazioni [errate] si propagano sul web, ma siamo tutti troppo pigri per contemplarlo.

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