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- يقوم تصحيح كيه بتحويل قياسات الأجسام الفلكية إلى أطرها المرجعية. يستعمل هذا التصحيح في معادلات القدر (أو التدفق بشكل معادل للقدر). نظراً إلى أن الأرصاد الفلكية تقاس غالباً من خلال مرشح ضوئي وحيد، فإن المراقبين يقيسون فقط انزياح الضوء للون الأحمر في جزء واحد فقط من الطيف الكلي. على سبيل المثال، لمقارنة قياسات النجوم للانحبازات المختلفة للون الأحمر والتي تتم ملاحظتها من خلال المرشح الضوئي للون الأحمر، يجب على المرء تقدير تصحيح K لهذه القياسات من أجل إجراء المقارنات. لن يكون تصحيح K مطلوباً إذا أمكن قياس الضوء المنبعث من الخط الطيفيفي حال تمكّن الفرد من قياس جميع أطوال موجات الضوء من جسم ما (تدفق بولميتري). أحد الادّعاءات حول أول من استعمل مصطلح «تصحيح K» هو إدوين هابل، والذي من المفترض أنه اختار بشكل عشوائي هذا المصطلح لتمثيل عامل الاختزال في القدر بسبب هذا التأثير. ومع ذلك لاحظ الباحثون (كيني وآخرون) في الهامش السابع من الصفحة 48 من مقالتهم، أصلاً قديماً لتصحيح K، حيث استعمله كارل فيلهلم ويرتز (1918)، عندما أشار إلى هذا التصحيح بكلمة (Konstante) والتي تعني باللغة الألمانية كلمة «ثابت»؛ وبالتالي كان المقصد «تصحيح K». يمكن تحديد معادلة تصحيح K كما يلي: تعديل العلاقة القياسية بين القدر المطلق والقدر الواقعي المطلوب لتصحيح أثر الانزياح نحو الأحمر. DL في المعادلة يعني مسافة اللمعان المقاس بالفرسخ الفلكي. تعتمد الطبيعة الدقيقة للحساب الذي يجب أن يجرى من أجل تطبيق تصحيح K على نوع المرشح المستخدم لإجراء القياسات وشكل الطيف إتاحة القياسات الضوئية متعددة الألوان وبالتالي تحديد توزيع الطاقة الطيفية (SED)، فيمكن عندها حساب تصحيح K من خلال توفيق المنحنيات مقابل توزيع الطاقة الطيفية النظري أو التجريبي. لقد ثبت أن تصحيح K في العديد من المرشحات ذات النطاق العريض المستخدمة بشكل متكرر للمجرات ذات الانزياح نحو الأحمر المنخفض قد يتم تقريبها بدقة باستخدام كثيرات الحدود ثنائية الأبعاد كدالات انزياح للون الأحمر أو لون واحد ملاحظ. يتم تطبيق هذا النهج في خدمات حساب معاملات تصحيح K الحاسوبية على الإنترنت. (ar)
- K correction converts measurements of astronomical objects into their respective rest frames. The correction acts on that object's observed magnitude (or equivalently, its flux). Because astronomical observations often measure through a single filter or bandpass, observers only measure a fraction of the total spectrum, redshifted into the frame of the observer. For example, to compare measurements of stars at different redshifts viewed through a red filter, one must estimate K corrections to these measurements in order to make comparisons. If one could measure all wavelengths of light from an object (a bolometric flux), a K correction would not be required, nor would it be required if one could measure the light emitted in an emission line. Carl Wilhelm Wirtz (1918), who referred to the correction as a Konstanten k (German for "constant") - correction dealing with the effects of redshift of in his work on Nebula. English-speaking claim for the origin of the term "K correction" is Edwin Hubble, who supposedly arbitrarily chose to represent the reduction factor in magnitude due to this same effect and who may not have been aware / given credit to the earlier work. The K-correction can be defined as follows I.E. the adjustment to the standard relationship between absolute and apparent magnitude required to correct for the redshift effect. Here, DL is the luminosity distance measured in parsecs. The exact nature of the calculation that needs to be applied in order to perform a K correction depends upon the type of filter used to make the observation and the shape of the object's spectrum. If multi-color photometric measurements are available for a given object thus defining its spectral energy distribution (SED), K corrections then can be computed by fitting it against a theoretical or empirical SED template. It has been shown that K corrections in many frequently used broad-band filters for low-redshift galaxies can be precisely approximated using two-dimensional polynomials as functions of a redshift and one observed color. This approach is implemented in the K corrections calculator web-service. (en)
- Le terme Correction K se réfère à une correction qui doit être appliquée à la magnitude de galaxies situées à différentes distances (ou redshifts), pour obtenir une mesure équivalente de sa magnitude dans le référentiel au repos. (fr)
- Con correzione K s'intende una correzione applicata alla magnitudine (o in modo equivalente, sul flusso) di oggetti astronomici, che permette che una misurazione di una quantità di luce da un oggetto con un redshift z possa essere convertita in una misura equivalente nel (rest frame) dell'oggetto. Se si misurasse tutta la luce di un oggetto in tutte le lunghezze d'onda (flusso bolometrico) non sarebbe richiesta alcuna correzione K. Lo stesso vale qualora si misuri la luce emessa in una sola linea di emissione. La necessità della correzione K sorge poiché la misurazione astronomica per mezzo di un singolo filtro o una singola vede solo una frazione dello spettro totale, il quale è affetto da redshift nel riferimento dell'osservatore. Così, se si vogliono confrontare le misurazioni attraverso un filtro rosso di oggetti a differenti redshift, l'osservatore dovrà applicare una stima delle correzioni K a queste misurazioni per poterle confrontare. La natura esatta del calcolo che deve essere applicato per compiere una correzione K dipende dal tipo di filtro usato per l'osservazione e dalla forma dello spettro dell'oggetto. Il termine "correzione K" fu coniato da Edwin Hubble, che arbitrariamente scelse per rappresentare il fattore di riduzione in magnitudine dovuto a questo effetto. (it)
- Correção K é uma correção para a magnitude de um corpo celeste (ou, de forma equivalente, seu fluxo), que permite que uma medição da quantidade de luz emitida pelo objeto em um desvio para o vermelho z seja convertida em uma medida equivalente no referencial inercial do objeto. Se fosse possível medir toda a luz emitida pelo objeto em todos os comprimentos de onda (um fluxo bolométrico), a correção K não seria necessária. Se se mede a luz emitida em uma raia espectral, a correção K não é necessária. A necessidade da correção K surge porque uma medição astronômica através de um único , ou uma única banda, vê apenas uma fração do espectro total, desviado para o vermelho no referencial do observador. Logo, se o observador quiser comparar as medições através de um filtro vermelho de objetos com diferentes desvios para o vermelho, ele terá que aplicar estimativas de correções K a essas medições para poder fazer comparações. Atribui-se a origem do termo “correção K” a Edwin Hubble, que supostamente escolheu K arbitrariamente para representar o fator de redução da magnitude devido a este efeito. Entretanto, Kinney et al, na nota de rodapé 7 da página 48 do seu artigo, indicam uma origem anterior por Carl Wilhelm Wirtz (1918), que se referiu à correção como uma Konstante (“constante” em alemão), donde correção K. A correção K pode ser definida como se segue: , isto é, o ajuste à relação padrão entre as magnitudes absoluta e aparente, para corrigir o efeito do desvio para o vermelho. Aqui, DL é a medida em parsecs. A natureza exata do cálculo que deve ser aplicado de modo a fazer a correção K depende do tipo de filtro usado para fazer a observação e da forma do espectro do objeto. Se medições fotométricas multicoloridas estiverem disponíveis para o objeto, definindo sua (DEE), as correções K poderão ser calculadas ajustando-a a modelos DEE teóricos ou empíricos. Comprovou-se que correções K em muitos filtros de banda larga, frequentemente usados para galáxias com baixo desvio para o vermelho, podem ser aproximadas com precisão usando-se polinômios bidimensionais como funções de um desvio para o vermelho e uma observada. Esta abordagem está implementada no serviço de cálculo de correções K na internet. (pt)
- Korekcja K przekształca pomiary obiektów astronomicznych na odpowiadające im układy spoczynkowe. Korekta działa na obserwowaną wielkość tego obiektu (lub równoważnie na jego strumień). Ponieważ w obserwacjach astronomicznych często następuje pomiar przez pojedynczy filtr lub pasmo, obserwatorzy mierzą tylko ułamek całego widma, przesuniętego ku czerwieni względem układu obserwatora. Przykładowo, aby porównać pomiary gwiazd o różnych przesunięciach ku czerwieni widzianych przez czerwony filtr, należy oszacować korekcję K do tych pomiarów, aby dokonać porównań. Gdyby możliwy był pomiar wszystkich długości fal światła od obiektu (strumień bolometryczny), korekcja K nie byłaby wymagana; byłaby ponadto zbędna, gdyby można było zmierzyć światło emitowane w linii emisyjnej. Jednym z roszczeń co do pochodzenia terminu „korekta K” jest Edwin Hubble, który rzekomo wybrał arbitralnie reprezentować współczynnik redukcji wielkości spowodowany tym efektem. Jednak Kinney i inni, w przypisie nr 7 na stronie 48 swojego artykułu, odnotowują wcześniejsze pochodzenie od Carla Wilhelma Wirtza (1918), który odniósł się do korekty jako Konstante (niem. „Stała”), stąd korekta K. Korekcję K można zdefiniować w następujący sposób tj. dostosowanie do standardowej relacji między jasnością absolutną i pozorną, wymaganej do skorygowania efektu przesunięcia ku czerwieni. Tutaj jest odległością jasnościową mierzoną w parsekach. Dokładny charakter obliczeń, które należy zastosować, aby wykonać korektę K, zależy od rodzaju filtru użytego do obserwacji i kształtu widma obiektu. Jeżeli dla danego obiektu dostępne są wielokolorowe pomiary fotometryczne, określając w ten sposób jego widmowy rozkład energii (SED), wówczas można obliczyć korektę K, dopasowując ją do teoretycznego lub empirycznego szablonu spektralnej dystrybucji energii (ang. „spectral energy distribution” – SED). Wykazano, że korekty K w wielu często używanych filtrach szerokopasmowych dla galaktyk o niskim przesunięciu ku czerwieni można precyzyjnie przybliżyć za pomocą dwuwymiarowych wielomianów jako funkcji przesunięcia ku czerwieni i jednej obserwowanej barwy. To podejście jest zaimplementowane w kalkulatorze korekcji K. (pl)
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| rdfs:comment
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- Le terme Correction K se réfère à une correction qui doit être appliquée à la magnitude de galaxies situées à différentes distances (ou redshifts), pour obtenir une mesure équivalente de sa magnitude dans le référentiel au repos. (fr)
- يقوم تصحيح كيه بتحويل قياسات الأجسام الفلكية إلى أطرها المرجعية. يستعمل هذا التصحيح في معادلات القدر (أو التدفق بشكل معادل للقدر). نظراً إلى أن الأرصاد الفلكية تقاس غالباً من خلال مرشح ضوئي وحيد، فإن المراقبين يقيسون فقط انزياح الضوء للون الأحمر في جزء واحد فقط من الطيف الكلي. على سبيل المثال، لمقارنة قياسات النجوم للانحبازات المختلفة للون الأحمر والتي تتم ملاحظتها من خلال المرشح الضوئي للون الأحمر، يجب على المرء تقدير تصحيح K لهذه القياسات من أجل إجراء المقارنات. لن يكون تصحيح K مطلوباً إذا أمكن قياس الضوء المنبعث من الخط الطيفيفي حال تمكّن الفرد من قياس جميع أطوال موجات الضوء من جسم ما (تدفق بولميتري). (ar)
- K correction converts measurements of astronomical objects into their respective rest frames. The correction acts on that object's observed magnitude (or equivalently, its flux). Because astronomical observations often measure through a single filter or bandpass, observers only measure a fraction of the total spectrum, redshifted into the frame of the observer. For example, to compare measurements of stars at different redshifts viewed through a red filter, one must estimate K corrections to these measurements in order to make comparisons. If one could measure all wavelengths of light from an object (a bolometric flux), a K correction would not be required, nor would it be required if one could measure the light emitted in an emission line. (en)
- Con correzione K s'intende una correzione applicata alla magnitudine (o in modo equivalente, sul flusso) di oggetti astronomici, che permette che una misurazione di una quantità di luce da un oggetto con un redshift z possa essere convertita in una misura equivalente nel (rest frame) dell'oggetto. Se si misurasse tutta la luce di un oggetto in tutte le lunghezze d'onda (flusso bolometrico) non sarebbe richiesta alcuna correzione K. Lo stesso vale qualora si misuri la luce emessa in una sola linea di emissione. La necessità della correzione K sorge poiché la misurazione astronomica per mezzo di un singolo filtro o una singola vede solo una frazione dello spettro totale, il quale è affetto da redshift nel riferimento dell'osservatore. Così, se si vogliono confrontare le misurazioni attrave (it)
- Korekcja K przekształca pomiary obiektów astronomicznych na odpowiadające im układy spoczynkowe. Korekta działa na obserwowaną wielkość tego obiektu (lub równoważnie na jego strumień). Ponieważ w obserwacjach astronomicznych często następuje pomiar przez pojedynczy filtr lub pasmo, obserwatorzy mierzą tylko ułamek całego widma, przesuniętego ku czerwieni względem układu obserwatora. Przykładowo, aby porównać pomiary gwiazd o różnych przesunięciach ku czerwieni widzianych przez czerwony filtr, należy oszacować korekcję K do tych pomiarów, aby dokonać porównań. Gdyby możliwy był pomiar wszystkich długości fal światła od obiektu (strumień bolometryczny), korekcja K nie byłaby wymagana; byłaby ponadto zbędna, gdyby można było zmierzyć światło emitowane w linii emisyjnej. (pl)
- Correção K é uma correção para a magnitude de um corpo celeste (ou, de forma equivalente, seu fluxo), que permite que uma medição da quantidade de luz emitida pelo objeto em um desvio para o vermelho z seja convertida em uma medida equivalente no referencial inercial do objeto. A correção K pode ser definida como se segue: , isto é, o ajuste à relação padrão entre as magnitudes absoluta e aparente, para corrigir o efeito do desvio para o vermelho. Aqui, DL é a medida em parsecs. (pt)
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