Astronomía

Magnitudes absolutas de estrellas

Magnitudes absolutas de estrellas


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¿Dónde encontrar una lista completa de magnitudes absolutas para estrellas de diferentes tipos espectrales? Necesito un artículo publicado o una página web con datos y referencia a la fuente.


Encontré la siguiente lista basada en datos de HIPPARCOS: http://www.astro.lu.se/~lennart/MVstars.html


VizieR es una fuente en línea de todo tipo de datos astronómicos publicados en artículos científicos. Como mencionaste, el catálogo HIPPARCOS contiene datos de magnitud visual.

  1. Abra la página de consulta del catálogo principal de HIPPARCOS
  2. Seleccione los campos que desee (los valores predeterminados están bien para usted)
  3. Presiona enviar para ver los resultados
  4. Puede limitar el número de resultados y el formato en Preferencias a la izquierda

Esta tabla le da la magnitud visual medida, es decir, la Magnitud aparente ($ m_V $,Vcolumna). Para convertir eso en Magnitud absoluta ($ M_V $) necesitas saber la distancia a la estrella. Esto se puede calcular usando el Paralaje campo (Plxcolumna).

Aquí está la fórmula para ti:

$$ M_V = m_V + 5 * log_ {10} (Plx / 100) $$

Puede volcar fácilmente los datos en Excel o algo así, poner una fórmula en una columna adicional y calcular el Magnitud absoluta.


Para mí, la mejor y más confiable fuente de magnitudes absolutas y tipos espectrales son las cantidades astrofísicas del libro de Allen.

El Capítulo 15, llamado Estrellas Normales, contiene tipos espectrales, magnitudes absolutas, colores y temperaturas efectivas para la secuencia principal, estrellas gigantes y supergigantes. Las referencias están al final del capítulo.

HTH,

Alemán.


Magnitudes absolutas de las estrellas RR Lyrae

Al discutir las magnitudes absolutas de las estrellas RR Lyrae, estoy de acuerdo con la importancia de la pregunta pero, al principio, me gustaría insertar una advertencia: me parece más probable que el M b de las estrellas RR Lyrae no sea una constante inmutable pero que depende de la composición original de la estrella. Volveré a este punto más tarde.

El punto de vista principal que enfatizaré es bastante diferente al de la mayoría de los observadores. El observador generalmente está interesado en usar las estrellas RR Lyrae como un medio para calibrar distancias y, por lo tanto, mira desde la estrella hacia la Galaxia y luego hacia el Cosmos. En contraste, los intereses del teórico miran hacia adentro y él ve las estrellas RR Lyrae como puntos fijos convenientes para la comparación de la teoría con la observación.

En la actualidad, la teoría de la estructura estelar está ligada al encaje del Sol. Todos conocemos las dificultades en el experimento de neutrinos solares que arroja algunas dudas sobre si siquiera entendemos al Sol. Pero tenemos pocos o ningún caso de estrellas evolucionadas donde conocemos M, L, R, para verificar nuestros cálculos de evolución estelar.

Ahora necesitamos desesperadamente nuevos puntos fijos donde podamos comparar la observación y la teoría de la estructura estelar y la evolución. Las variables de tipo RR Lyrae o Cefeida proporcionan excelentes ejemplos para esta comparación de observación y cálculo. Se encuentran en las últimas etapas de la evolución donde se necesitan pruebas, son fácilmente identificables y bien observadas, y el conocimiento del período ya proporciona una relación masa-radio muy precisa, de modo que una determinación completa del modelo será proporcionada por solo un pocas medidas adicionales.


Magnitudes absolutas de las estrellas RR Lyrae

Al discutir las magnitudes absolutas de las estrellas RR Lyrae, estoy de acuerdo con la importancia de la pregunta pero, al principio, me gustaría insertar una advertencia: me parece más probable que la M b de las estrellas RR Lyrae no sea una constante inmutable pero que depende de la composición original de la estrella. Volveré a este punto más tarde.

El punto de vista principal que enfatizaré es bastante diferente al de la mayoría de los observadores. El observador generalmente está interesado en usar las estrellas RR Lyrae como un medio para calibrar distancias y, por lo tanto, mira desde la estrella hacia la Galaxia y luego hacia el Cosmos. En contraste, los intereses del teórico miran hacia adentro y él ve las estrellas RR Lyrae como puntos fijos convenientes para la comparación de la teoría con la observación.

En la actualidad, la teoría de la estructura estelar está ligada al encaje del Sol. Todos conocemos las dificultades del experimento de los neutrinos solares, que arroja algunas dudas sobre si siquiera entendemos al Sol. Pero tenemos pocos o ningún caso de estrellas evolucionadas donde conocemos M, L, R, para verificar nuestros cálculos de evolución estelar.

Ahora necesitamos desesperadamente nuevos puntos fijos donde podamos comparar la observación y la teoría de la estructura estelar y la evolución. Las variables de tipo RR Lyrae o Cefeida proporcionan excelentes ejemplos para esta comparación de observación y cálculo. Se encuentran en las últimas etapas de la evolución donde se necesitan pruebas, son fácilmente identificables y bien observadas, y el conocimiento del período ya proporciona una relación masa-radio muy precisa de modo que una determinación completa del modelo será proporcionada por solo un pocas medidas adicionales.


1.7: Magnitud absoluta

  • Contribución de Jeremy Tatum
  • Profesor emérito (Física y Astronomía) en la Universidad de Victoria

El tema de las escalas de magnitud en astronomía es extenso, que no se trata en profundidad aquí. Sin embargo, puede ser útil ver cómo se relaciona la magnitud con el flujo y la intensidad. En el uso estándar de la palabra flujo, en el sentido en que la hemos usado hasta ahora en este capítulo, el flujo está relacionado con la magnitud absoluta o con la intensidad, según

[M_2 - M_1 = 2.5 log ( Phi_1 / Phi_2) label <1.7.1> ]

[M_2 - M_1 = 2.5 log (I_1 / I_2) label <1.7.2> ]

Es decir, la diferencia de magnitudes de dos estrellas está relacionada con el logaritmo de la relación de sus flujos o intensidades radiantes.

Si optamos por definir el punto cero de la escala de magnitud asignando la magnitud cero a una estrella de un valor específico de su flujo radiante en vatios o intensidad en vatios por estereorradián, las ecuaciones ( ref <1.7.1> ) y ( ref <1.7.2> ) se puede escribir

Si por ( Phi ) y (I ) nos referimos al flujo y la intensidad integrados en todas las longitudes de onda, las magnitudes absolutas en las ecuaciones ( ref <1.7.1> ) a ( ref <1.7. 4> ) se denominan absolutas bolométrico magnitudes. Las dificultades prácticas dictan que el establecimiento de los puntos cero de las diversas escalas de magnitud no es tan sencillo como asignar arbitrariamente valores numéricos a las constantes (M_0 ) y (') y no profundizo más en el tema aquí, aparte de señalar que (M_0 ) y (') debe estar relacionado por


Magnitud

Las luminosidades se expresan como magnitudes. Los antiguos astrónomos registraron magnitudes aparentes en grupos: brillante, intermedio y tenue. Estos tres grupos se subdividirían en un sistema de 6 categorías y cada grupo se conocería como una magnitud. Cada magnitud era más brillante o más débil que la siguiente en un factor aproximadamente constante pero indeterminado, que ahora se sabe que fue del orden de 2,5. La magnitud aparente de una estrella refleja la luminosidad aparente. La luminosidad absoluta se define en una escala similar, con la distancia tomada como 10 parsecs: 2,000,000 de unidades astronómicas, aproximadamente diez veces la distancia real a la estrella más cercana al Sol. Las escalas de magnitud dan a las estrellas más brillantes una magnitud numérica más baja y a las estrellas más débiles, una magnitud numérica más alta. Las estrellas más brillantes tienen magnitudes aparentes cercanas a 0, las estrellas más débiles vistas por el ojo son de sexta magnitud. Las magnitudes absolutas oscilan entre 15 (más débil) y -10 (más brillante).

Las distancias se pueden determinar, para estrellas cercanas al Sol, usando el método de paralaje. Dada la magnitud y la distancia aparentes, se puede calcular la magnitud absoluta.

Los astrónomos trazaron la magnitud aparente versus el tipo espectral (aproximadamente, temperatura de la superficie estelar), pero solo encontraron una dispersión desordenada de puntos que parecía no significar nada. Sin embargo, a medida que se dispuso de distancias, se trazó el tipo espectral frente a la magnitud absoluta: apareció un patrón bastante distintivo, lo que significaba que había leyes físicas que gobernaban el origen y la evolución de las estrellas. El diagrama de Hertzsprung-Russell (el diagrama HR) se ha convertido en una herramienta interpretativa clave, indispensable para discutir la historia de las estrellas.


Magnitudes absolutas de estrellas - Astronomía

Estudiando el Universo con Observatorios Espaciales

Flujo, luminosidad y magnitud:

El flujo radiante se utiliza para describir el brillo de una fuente astronómica tal como nos parece. La luminosidad absoluta describe el brillo intrínseco de una fuente. Claramente, estas dos cantidades están relacionadas por la distancia entre nosotros y la fuente.

Para hacer una analogía simple, una bombilla de luz de 100 vatios tiene una emisión intrínseca de aproximadamente 100 vatios (o, en diferentes unidades, 10 9 ergios / segundo). Sin embargo, esta bombilla nos parecerá cada vez más tenue a medida que nos alejamos cada vez más. No todos estos 100 Watts llegan a nuestros ojos, y menos lo hace cuanto más lejos estamos de la bombilla.

Hay algunas cuestiones no tan obvias que deberían mencionarse de inmediato. Por un lado, nuestra bombilla de 100 vatios no emite toda su energía en la región visible del espectro. Tampoco las estrellas u otras fuentes astronómicas. El espectro del sol, por ejemplo, se muestra en la Figura 1. Entonces, cuando hablamos de flujos y luminosidades, debemos especificar de qué rango de frecuencias estamos hablando. La emisión de energía total en todas las frecuencias se denomina luminosidad bolométrica. Los astrónomos han definido varios rangos de frecuencia estándar que discutiremos a continuación. Siempre debemos especificar el rango espectral al que se refieren nuestras luminosidades.

En segundo lugar, no nos llega toda la energía que emite nuestra bombilla. Parte es absorbida o esparcida por partículas, polvo, gases, etc. a lo largo de la línea de visión entre la bombilla y nuestro detector. La luz de las estrellas también puede ser absorbida o dispersada por la atmósfera de la Tierra y por la materia que interviene a lo largo de la línea de visión de la estrella.

En tercer lugar, la emisión de nuestra fuente puede ser direccional o emitida como una linterna. En este caso, el brillo aparente dependería de dónde estemos en relación con la fuente, además de qué tan lejos estemos.

Echemos un vistazo más de cerca a la relación entre la luminosidad aparente y absoluta en el caso de que no haya absorción o emisión.

Luminosidades absolutas y aparentes:

Supongamos que una estrella tiene una luminosidad intrínseca, L. (L se mediría en unidades de energía por unidad de tiempo. Por ejemplo, el sol tiene una luminosidad absoluta de aproximadamente L sol = 3.8 x 10 33 ergios / seg.) Claramente, el flujo radiativo observado desde esta estrella dependería de qué tan lejos somos de la estrella. Imagina colocar una esfera de radio d alrededor de la estrella con la estrella en el centro. La cantidad total de energía que cruza la superficie de la esfera por unidad de tiempo debe ser L - la energía total por unidad de tiempo emitida por la estrella (recuerde, hemos asumido que no hay absorción) - independiente del radio d de la esfera. Sin embargo, la energía por unidad de tiempo por unidad de área, que es solo L dividida por el área total de la esfera, depende de d. Si llamamos a esta cantidad l, entonces:

l = L / área de la superficie de la esfera = L / (4 p d 2)

l es el flujo radiativo de la estrella y se expresa en unidades de energía por unidad de área por unidad de tiempo. Debería poder calcular que el flujo radiativo del sol (visto desde la Tierra) es l sol = 1,36x10 6 ergios / cm 2 seg, ya que la distancia al sol es d = 1 AU (o 1,49x10 13 cm). De hecho, parte de esta energía es absorbida por la atmósfera terrestre (ver Figura 2). La cantidad que llega a la superficie de la Tierra asciende a unos 1000 vatios por metro cuadrado o la potencia de diez bombillas de 100 vatios por metro cuadrado.

Magnitudes absolutas y aparentes:

Las fuentes astronómicas cubren una gama extremadamente amplia de flujos radiativos y luminosidades intrínsecas. Las luminosidades intrínsecas de las estrellas, por ejemplo, se extienden de aproximadamente 10 -4 a 10 7 veces la luminosidad del sol; este es un rango de 10 11 en las luminosidades relativas de las estrellas y todos estos exponentes son difíciles de manejar. Las magnitudes miden el brillo de las fuentes en una escala logarítmica. Las magnitudes aparentes describen el brillo de los objetos astronómicos tal como nos aparecen. Las magnitudes absolutas describen el brillo intrínseco de una fuente.

La escala de magnitud (como muchas cosas en astronomía) es algo al revés: cuanto más brillante es el objeto, menor es la magnitud, más tenue es el objeto, mayor es la magnitud. El ojo humano puede detectar estrellas de sexta o séptima magnitud aparente en una noche oscura y clara, lejos de las luces de la ciudad en los suburbios o ciudades, las estrellas solo pueden ser visibles con magnitud 2 o 3 o 4, debido a la contaminación lumínica. La estrella más brillante, Sirio, brilla con una magnitud de -1,5. Júpiter puede ser tan brillante como la magnitud -3 y Venus tan brillante como -4. La luna llena tiene una magnitud cercana a -13 y el Sol, una magnitud cercana a -26. El cometa C / 1996 B2 (Hyakutake) alcanzó una magnitud cercana a 0 a finales de marzo de 1996.

La escala de magnitud es logarítmica, con una diferencia de una magnitud correspondiente a un cambio de aproximadamente 2,5 veces en la luminosidad, un cambio de 5 magnitudes se define como un cambio de exactamente 100 veces en la luminosidad. Esta escala es útil porque el ojo humano es aproximadamente logarítmico, es decir, nuestros ojos se vuelven relativamente menos sensibles a medida que aumentan los niveles de luz. Llamemos magnitudes aparentes my magnitudes absolutas M. Las fórmulas matemáticas que relacionan magnitudes con flujos y luminosidades son:

M = -2.512 Log (L) + una constante diferente

Las constantes son parte de las definiciones de magnitudes y son diferentes para diferentes bandas espectrales. (No se preocupe por las constantes, ¡las haremos desaparecer más tarde!) La magnitud absoluta del sol es M sol = 4.8. A partir de esto, debería poder calcular eso, 'una constante diferente' = 89,43 más o menos.

Podemos deshacernos de las molestas constantes observando magnitudes relativas entre dos fuentes. Por ejemplo, para magnitudes aparentes relativas podemos escribir:

donde l 1 y l 2 son los flujos de las fuentes 1 y 2, y m 1 y m 2 son sus magnitudes. Las magnitudes absolutas relativas se pueden escribir como:

Si la estrella 2, digamos, es el sol, entonces podemos escribir (eliminando el subíndice de la estrella 1)

La relación entre los flujos radiativos y las luminosidades absolutas se da arriba. A partir de esto, podemos encontrar una relación entre magnitudes aparentes y absolutas:

m - M = 5Log (d) + una nueva constante

Las reglas para combinar logaritmos nos permiten poner la constante en el logaritmo y cambiarla a alguna otra constante C (que viene dada por -5Log (C) = 'nueva constante') Ahora, las magnitudes se definen de tal manera que la molesta constante es C = 10 pársecs. En otras palabras, las magnitudes se definen de manera que una fuente tenga magnitudes aparentes y absolutas iguales cuando se ve desde 10 parsecs. Entonces, finalmente podemos relacionar magnitudes aparentes e intrínsecas que están relacionadas por


Magnitudes absolutas de estrellas - Astronomía

Tradicionalmente en astronomía óptica, el brillo de las estrellas se mide en magnitudes. Este sistema tiene sus orígenes en la antigüedad clásica. En el año 120 a. C., Hiparco clasificó las estrellas a simple vista en seis grupos o magnitudes, comprendiendo la primera clase las estrellas más brillantes y la sexta las más débiles. La escala se basó en la visibilidad progresiva de las estrellas durante el inicio del crepúsculo. La duración del crepúsculo se dividió en seis partes iguales y a las estrellas que se hicieron visibles durante la primera parte se les asignó la primera magnitud, a las que se hicieron visibles durante la segunda parte la segunda magnitud y así sucesivamente.

La respuesta del ojo humano al brillo de la luz no es lineal sino casi logarítmica. En 1856 Norman Pogson definió la escala de magnitud moderna de una manera que se correspondía estrechamente con las clasificaciones subjetivas históricas. Definió la relación entre dos clases de brillo n y n + 1 como 1 0 0 5 & # x2243 2. 5 1 2. Si definimos una densidad de flujo & # x2018standard & # x2019 arbitraria F 0, entonces la magnitud aparente, m, de cualquier fuente con una densidad de flujo observada F se define por:

m = & # x2212 2. 5 log F F 0 (4)

Entonces, las magnitudes 2 de dos estrellas cualesquiera con densidades de flujo observadas de F 1 y F 2 están relacionadas por:

m 1 & # x2212 m 2 = & # x2212 2. 5 log F 1 F 2 (5)

El sistema discutido hasta ahora depende de la densidad de flujo, que es una función de la distancia a la estrella, por lo que no dice nada del brillo intrínseco de la propia estrella. La magnitud absoluta, M, se define como la magnitud aparente de una estrella que se observaría a una distancia de ella de 10 parsec 3. Considerando la densidad de flujo a 10 parsec y la distancia observada r parsec podemos decir:

F (r) F (1 0) = 1 0 r 2 (6)

Entonces, la relación entre magnitudes aparentes y absolutas viene dada por:

m & # x2212 M = & # x2212 2. 5 log F (r) F (1 0) = & # x2212 2. 5 log 1 0 r 2 (7)

que generalmente se escribe como:

m & # x2212 M = 5 log r & # x2212 5 (9)

  • es una escala inversa, con estrellas más débiles que tienen mayores magnitudes,
  • es una escala logarítmica,
  • la base del logaritmo es 2,512.

2 Algunas magnitudes: Sirio = -1,5, Luna llena = -12,5, Sol = -26,8

3 Estrictamente hablando, esta es la magnitud aparente que se observaría en ausencia de extinción interestelar (ver Apéndice & # x00A0A).


Suponga que todas las estrellas tienen las mismas magnitudes absolutas

Ejercicio 4.1 La magnitud total de una estrella triple es 0.0. Dos de sus componentes tienen magnitudes 1.0 y 2.0. ¿Cuál es la magnitud del tercer componente?

Ejercicio 4.2 La magnitud absoluta de una estrella en la galaxia de Andrómeda (distancia 690 kpc) es M = 5. Explota como una supernova, volviéndose mil millones (109) veces más brillante. ¿Cuál es su magnitud aparente?

Ejercicio 4.3 Suponga que todas las estrellas tienen la misma magnitud absoluta y las estrellas están distribuidas uniformemente en el espacio. Sea N (m) el número de estrellas más brillantes que m magnitudes. Encuentre la relación N (m +1) / N (m).

Al trazar las observaciones como en la siguiente figura, podemos determinar el coeficiente de extinción ky la magnitud m0 fuera de la atmósfera. Esto se puede hacer gráficamente (como aquí) o usando un ajuste por mínimos cuadrados.

La extrapolación a la masa de aire X = 0 da m0 = 0,68. La pendiente de la línea da k = 0.17.

Ejercicio 4.4 La magnitud V de una estrella es 15,1, B - V = 1,6 y la magnitud absoluta MV = 1,3. La extinción en la dirección de la estrella en la banda visual es aV = 1 mag kpc-1. ¿Cuál es el color intrínseco de la estrella?

Ejercicio 4.5 Las estrellas se observan a través de una ventana triple. Cada superficie refleja el 15% de la luz incidente.


20191024

Pregunta de la prueba de astronomía: comparar distancias de estrellas de magnitudes aparentes, magnitudes absolutas

Astronomía 210 Prueba 5, semestre de otoño 2019
Cuesta College, San Luis Obispo, CA

Respuesta correcta (resaltar para mostrar): (A)

Aldebarán parece tener un brillo de +0,9 visto desde su ubicación real desde la Tierra, pero cuando se coloca a la distancia "justa" de 10 parsecs de distancia, se vuelve más brillante (& # 82110,6). Esto significa que Aldebarán se acercó más a la Tierra cuando se movió a 10 parsecs y, por lo tanto, se encuentra a más de 10 parsecs de la Tierra.

De manera similar, Capella Ab parece tener un brillo de +0,9 como se ve desde su ubicación real desde la Tierra, pero cuando se coloca a la distancia "justa" de 10 parsecs de distancia, también se vuelve más brillante (+0,4) y también debe ubicarse más lejos. a más de 10 parsecs de la Tierra.

Sin embargo, debido a que el aumento de brillo de Aldebarán cuando se llevó a 10 pársecs fue mayor que el aumento de brillo de Capella Ab, entonces la ubicación real de Aldebarán está más lejos de 10 pársecs (y más lejos de la Tierra) que Capella Ab.

Sección 70158
Código de examen: quiz05Sh0w
(A): 21 alumnos
(B): 6 estudiantes
(C): 1 alumno
(D): 1 alumno

Sección 70160
Código de examen: quiz05NpRm
(A): 9 alumnos
(B): 8 estudiantes
(C): 3 estudiantes
(D): 2 estudiantes


Fotometría diferencial vs absoluta

Acabo de empezar a trabajar yo mismo a través del libro "Una guía práctica para la fotometría y el análisis de curvas de luz" de Brian D. Warner.

Allí, da muchos detalles, cómo obtener magnitudes absolutas de los objetos deseados. Es un esfuerzo mayor que la fotometría diferencial descrita en el Manual de AAVSO CCD.

Ahora mi pregunta: ¿Por qué funciona tan bien el método AAVSO? Cuando comparo mis medidas (diferenciales) con las de otros, parecen estar muy bien de acuerdo, aunque no ha habido correcciones para los valores de extinción, masa de aire y transformación.

Por lo general, se dice: si desea comparar mediciones de diferentes noches y diferentes observadores, debe convertir sus magnitudes diferenciales al sistema estándar. Por lo tanto, debe evaluar la extinción, la masa de aire y los valores de transformación de su propio sistema todas las noches.

Entonces, ¿cuándo realmente vale la pena el esfuerzo de la fotometría absoluta? ¿Solo cuando quiero estudiar las curvas de luz de los astroides?

Déjame ver si puedo arrojar algo de luz. Es útil trabajar con estas cosas.

La letra mayúscula (mayúscula) es lo que mide un "observador estándar". (V)

La letra minúscula (pequeña) es lo que mide con su equipo. (v)

El subíndice * es la estrella variable. El subíndice c es la estrella de comparación.

k es el coeficiente de extinción de primer orden.

T es el coeficiente de transformación.

La transformación de magnitud instrumental (v) a magnitud estándar (V) es una función de la masa de aire (X) y el color (B-V). La ecuación de transformación es V = v - kX + T (B-V) + constante. Ahora, las ecuaciones de transformación para la variable estrella (*) y la estrella de comparación (c) se ven así:

Reorganice un poco las ecuaciones para poner las magnitudes observadas en el lado izquierdo:

Ahora, calcule la diferencia entre tu observaciones de la estrella variable (*) y la estrella de comparación (c):

Claramente, el término constante se cancela. (Simplificación # 1)

El término de extinción se cancela (simplificación n. ° 2)

En fotometría diferencial, la estrella variable (*) y la estrella de comparación (c) están muy juntas en el cielo. Esto significa que sus masas de aire son prácticamente las mismas. El resultado es que X* - XC = 0 (casi exactamente). Entonces, el término de extinción, k (X* - XC), se cancela!

La diferencia de magnitudes instrumentales se reduce a esto:

El término de color se cancela (simplificación n. ° 3)

Si la estrella variable (*) y la estrella de comparación (c) se eligen para tener el mismo color, entonces (B-V)* = (B-V)C¡Y el término de color también se cancela!

Por qué todos obtienen casi el mismo resultado

Después de cancelar los términos de extinción y color, el resultado es v* - vC = V* - VC. ¡La diferencia de magnitud que mide es idéntica a la que mide un observador estándar!

Si esto es cierto para un observador, entonces puede serlo para la mayoría de los observadores. Esto explica por qué diferentes observadores pueden obtener casi los mismos resultados, incluso sin transformación.

Complicación: ¿qué pasa si los colores no son iguales?

Si la estrella variable (*) y la estrella de comparación (c) no tienen el mismo color, entonces las cosas no son tan simples. El peor caso práctico es que la diferencia de color (B-V)* - (B-V)C = 2.0 magnitudes. Afortunadamente, el coeficiente de transformación suele ser bastante pequeño, digamos T = 0,1. Esto se debe a que la respuesta espectral de su equipo probablemente no sea terriblemente diferente a la del sistema estándar. Usas un filtro V astronómico y una cámara CCD astronómica, ¿no es así? Por lo tanto, el término de color podría ser igual a (0,1) (2,0) = 0,2 de magnitud en el "peor caso práctico". A menos que transforme sus observaciones, este es el sesgo que sus datos tendrían en comparación con lo que mide un observador estándar.

Si otro observador usa el mismo equipo que usted (ejemplo: ambos tienen un filtro V del mismo proveedor y ambos usan el mismo tipo de cámara CCD), es posible que aún obtenga los mismos resultados, incluso si están sesgados. Nuevamente, diferentes observadores pueden estar de acuerdo incluso si no transforman los datos.

¿Vale la pena transformar tus observaciones? Sin transformación, puede obtener resultados muy consistentes, aunque pueden tener sesgos. Por ejemplo, puede obtener resultados que son sistemáticamente 0,1 de magnitud más débiles que el sistema estándar. Otra forma de ver este sesgo es si sus medidas están sistemáticamente por encima o por debajo de la curva de luz AAVSO.

Si solo desea lograr la comparabilidad con los observadores visuales, puede que no sea necesario transformar. Si desea determinar el mínimo de un binario eclipsante, la transformación probablemente no sea necesaria. Pero si un asteroide y una estrella de comparación están separados por varios grados o más, y está observando una amplia gama de masas de aire, entonces querrá transformarse.

El uso de estrellas de comparación cercanas a la variable y de color similar son las razones por las que la fotometría diferencial ("el método AAVSO") puede funcionar tan bien.


Ver el vídeo: Absolut og relativ fordel, film (Febrero 2023).