A segunda parte importante é a escolha das estrelas de comparação. Elas precisam ser não variáveis com alta precisão, estarem próximas no céu que o objeto a ser medido, ter tipo espectral similar, ter magnitude aparente similar e ter sua magnitude bem determinada no sistema fotométrico padrão a ser utilizado, e não ter nenhuma estrela próxima para a resolução que se vai observar. Pelo menos duas estrelas de comparação, de cores diferentes, são necessarias para a determinação das constantes de transformação do sistema, e precisam ser observadas a várias massas de ar (distância zenital) para determinar a absorção atmosférica.
A redução de dados de fotometria é realizada em três estágios - correção dos efeitos da atmosfera da Terra, transformação ao sistema fotométrico padrão e correção por avermelhamento interestelar.
Os coeficientes de extinção médios medidos por estrelas padrões do Peter Stetson para o FORS2 do VLT do ESO são:
# file F2_GPHO_111128A_CCID20-14-5-3.fits # Number of columns 7 # FILTER| EXT| DEXT| COL| DCOL| ZPOINT| DZPOINT b_HIGH | 0.2162| 0.0002| 0.10974| 0.004235| 28.0501| 0.01796 v_HIGH | 0.118| 0.0001| 0.057684| 0.0030304| 28.2535| 0.008815 R_SPECIAL| 0.0812| 0.0001|-0.0095598| 0.0072211| 28.2901| 0.02313 I_BESS | 0.0591| 0.0002| -0.017739| 0.011454| 27.6317| 0.02866 # file F2_GPHO_111128A_CCID20-14-5-6.fits # Number of columns 7 # FILTER| EXT| DEXT| COL| DCOL| ZPOINT| DZPOINT b_HIGH | 0.2239| 0.0002| 0.10974| 0.004235| 28.0749| 0.01749 v_HIGH | 0.128| 0.0002| 0.057684| 0.0030304| 28.2439| 0.008391 R_SPECIAL| 0.0848| 0.0002|-0.0095598| 0.0072211| 28.2904| 0.02331 I_BESS | 0.0523| 0.0002| -0.017739| 0.011454| 27.6308| 0.02833O ESO mantém desde 2012 uma página com os resultados dos ponto zero e coeficientes de extinção diários. Eles também têm o resultado de um workshop discutindo a precisão da fotometria absoluta que se pode obter com o instrumento.
O artigo Empirical extinction coefficients for the GALEX, SDSS, 2MASS and WISE passbands, de Hai-Bo Yuan, Xiao-Wei Liu, Mao-Sheng Xiang, publicado no Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 430, 2188-2199 (2013), traz os coeficientes da razão entre a extinção total e a seletiva, R(λ) atuais:
R(FUV)=4.89±0.60 R(NUV)=4.24±0.08 R(u)=4.39±0.04 R(g)=3.30±0.03 R(r)=2.31±0.03 R(i)=1.71±0.02 R(z)=1.29±0.02 R(J)=0.72±0.01 R(H)=0.46±0.01 R(KS)=0.31±0.01 R(W1)=0.18±0.01 R(W2)=0.16±0.01
Para analisar a variabilidade de um objeto, também será necessário transformar o tempo de observação ao baricentro do sistema solar, corrigindo pelo movimento da Terra em torno deste.
A base de tempo utilizada nos relógios é o UTC (Tempo Universal Coordenado), com a introdução de segundos bissextos (leap seconds) para permitir a pequena taxa de mudança no período de rotação real da Terra mas mantendo a definição de 1 segundo do tempo atômico como a unidade de tempo (1 s= 9 192 631 770 ciclos do Cs133). A rotação da Terra varia cerca de 1,7 ms/século em relação ao segundo atômico, que define o Tempo Atômico Internacional (TAI).
Como os astrônomos necessitam de um padrão de tempo contínuo, que não seja ajustado pelas irregularidades da rotação da Terra, usam o Tempo Terrestre, adicionando 32,184 s ao TAI.
Em 1991 a União Astronômica Internacional definiu o Tempo Coordenado Baricêntrico (TCB), com origem no baricentro do sistema solar. Ele precisa ser calculado levando-se em conta a órbita de todos os corpos do sistema solar, a dilatação do tempo devido à velocidade da Terra em relação ao baricentro (0,0001 c) e a correção pela relatividade geral do potencial gravitacional do sistema (49 s/século). A correção vai a 499,00 s (1 U.A./c=8,3 m) ao centro do Sol e 2,5 s deste ao baricentro, já que
Portanto o tempo no baricentro do sistema solar é aproximadamente dado por
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