K改正

K改正（ K-correction ），对于河外天体光谱因红移造成的歪曲在进行光度测量时须加的改正。红移使得从天体发出的波长为λ1的光谱线在观测处移至(1+z)λ1，亦即从红移为z的天体到达观测者的波长为λ的光，发出时的波长为 或者可表示为λ=(1+ z)λ 1。原来发出时处在波长间隔λ k1－λ l1内的辐射，观测时便处在(1+ z)(λ_k1－λ l1)间隔内。通过观测天体的辐射流确定 星等时，总是观测其某一特定波段范围内的辐射，以确定某一特定的星等。这样，在没有红移的情况下比较不同天体的这一特定视星等时，所比较的才是同一波段范围内的辐射。而当比较具有不同z的两个天体的同一特定视星等时，所比较的实际上是这两个天体的处在不同波段范围内的辐射。

对于银河系天体，红移一般很小，它的影响可忽略不计。对于河外天体，红移一般较大，就要考虑红移对星等测量的影响。因为不同红移z的天体的光谱受到不同的歪曲，所以在讨论热距离模数m_bol－M_bol时，除要考虑星际消光改正项A外，还要再加上一改正项K，即K改正：

m_bol－M_bol=m－M－K－A

式中 m- M是使用响应曲线为 S(λ)的辐射接收系统所得到的距离模数观测值； K 改正的单位为星等，数值为

其中第一项是由于红移后波段展宽而加上的 改正；第二项是由于红移后波段频移而加上的 改正。 I(λ)是波长λ处的入射能流，是在相对于天体静止的坐标系内，并作了望远镜接收系统 改正和大气消光 改正的。

由于不同类型天体的I(λ)函数形式不同，它们的K改正也不同。1936年，哈勃在假设I(λ)为黑体辐射的前提下，第一次计算了K改正。M.L.哈马逊等人引用斯特宾斯等的观测，在1956年首次给出了K改正的观测值。