Estimación de la extinción del polvo galáctico para filtros de banda media

Tengo un conjunto de filtros de banda media y me gustaría calcular A λ / mi ( B − V ) para cada filtro que no se reportan en la literatura. Las magnitudes de los objetos en el catálogo de fotometría deben corregirse por la extinción del polvo galáctico usando Cardelli et al. ley de 1989 .

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En el apéndice B de DJ Schlegel, DP Finkbeiner y M. Davis (1998, ApJ, 500, 525) estimando el A λ / mi ( B − V ) para filtros se obtiene usando esta ecuación

Δ metro F = − 2.5 ∫ d λ W F ( λ ) F ( λ ) 10 − A ( λ ) Δ metro V 2.5 ∫ d λ W F ( λ ) F ( λ )
Δ metro V es la magnitud de enrojecimiento de una galaxia elíptica y F ( λ ) es el flujo de la fuente y W F ( λ ) es la función de respuesta de un filtro. Me pregunto cómo puedo usar Cardelli et al. ley de 1989 para estimar estas cantidades para diferentes filtros o existe un enfoque alternativo?

Solo por curiosidad, ¿de qué filtros hablas?
Pregunté por el nombre de los filtros para ser más exactos.
@skytux aquí puede encontrar información sobre el conjunto de filtros que estoy usando.

Respuestas (1)

La cantidad que desea es básicamente la ley de extinción y generalmente se llama k ( λ ) . Una ley de extinción es un ajuste a varias medidas de la extinción A λ en alguna dirección (o un promedio de varias direcciones).

Cardeli et al. (1989) proporciona diferentes formas funcionales para la ley de extinción media, parametrizadas en su Ec. 1 como

A λ A V = a ( X ) + b ( X ) R V ,
donde X es la longitud de onda inversa en m metro − 1 , y los coeficientes se dan por separado para IR, óptico, UV y FUV en las ecuaciones. 2, 3, 4 y 5, respectivamente. La extinción total a selectiva R V ≡ A V / mi ( B − V ) toma diferentes valores para diferentes líneas de visión, pero por lo general se encuentra en el rango de 2,5 a 6, siendo 3,1 un valor típico en la Vía Láctea.

Para obtener la cantidad que le interesa, simplemente convierta su longitud de onda favorita a X , adhiérase a la Ec. 1, y multiplicar por R V :

k ( λ ) ≡ A λ mi ( B − V ) = A λ A V R V .

Gracias por tu respuesta. He actualizado mi pregunta. He sido muy consciente de esta ecuación, me pregunto cómo puedo obtener los valores apropiados para mi conjunto de filtros.
Bien, pensé que usar la longitud de onda central estaría bien para ti. Si desea la extinción exacta, proporcione su fórmula en la pregunta actualizada, ¿verdad? Él A ( λ ) en la fórmula viene dada por la ecuación de Cardelli. 1, y por lo que puedo ver, Δ metro V es A ( V ) .
@Dalek: A V también es adimensional, así que creo que estás bien. ¿Intentó hacer el cálculo y ver si obtiene valores significativos? Si conoce Python, tengo un script que puede hacer la ley de Cardelli por usted.
Yo codifico con python principalmente. Le agradeceré si puedo obtener su código. Si solo multiplico d = A λ / A ( V ) por Δ metro V ≡ A ( V ) entonces obtendré un valor razonable.
supongo que un A ( V ) en el denominador falta en la ecuación original de Schlegel et al. papel de 1998.
La extinción depende del perfil exacto del filtro y del espectro intrínseco de la fuente.
@RobJeffries Bueno, tengo datos ópticos, por lo tanto, no tengo acceso al espectro intrínseco de mis objetos. El proceso descrito en Schlegel et al. 1998 han utilizado un espectro de una galaxia elíptica y han obtenido los valores para A ( V ) pero sospecho que la ecuación no es del todo correcta como mencioné antes.
@Dalek Bueno, si no puede hacerlo correctamente, simplemente interpole la curva de extinción a la longitud de onda central de sus filtros. El perfil del filtro solo es relevante si va a plegar un espectro a través de él.
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