Corecție bolometrică
În astronomie , o corecție bolometrică este o corecție care se aplică magnitudinii absolute a unui obiect pentru a-i converti magnitudinea în banda vizibilă la magnitudinea sa bolometrică . Matematic, corecția bolometrică poate fi obținută folosind următoarea formulă:
Tabelul următor face parte din cel raportat de Kaler (1997) [1] , care listează corecția bolometrică pentru stelele din diferite clase spectrale .
| Clasă | Secvența principală | Uriași | Supergigant |
|---|---|---|---|
| O3 | -4.3 | -4.2 | -4,0 |
| G0 | -0.10 | -0.13 | -0,1 |
| G5 | -0,14 | -0,34 | -0.20 |
| K0 | -0,24 | -0,42 | -0,38 |
| K5 | -0,66 | -1,19 | -1.00 |
| M0 | -1,21 | -1,28 | -1,3 |
Corecția bolometrică este largă pentru stelele aparținând primelor clase spectrale (foarte fierbinți) și pentru cele aparținând ultimelor clase spectrale (reci): primele, de fapt, emit cea mai mare parte a radiației lor în ultraviolet , în timp ce cele din urmă în infraroșu . În schimb, pentru Sun - ca stelele corectia este marginală , deoarece Soarele radiază cea mai mare parte a energiei sale în vizibil .
Corecția bolometrică este calibrată pe magnitudinea absolută a Soarelui și pe o valoare convențională a magnitudinii bolometrice solare. Alegerile cu magnitudinea absolută și bolometrică a Soarelui și, în consecință, cu corecția bolometrică care trebuie adoptată în cazul stelei noastre, nu sunt total arbitrare, deși surse diferite au adoptat valori diferite ale acestor cantități [2] . În consecință, scara bolometrică este calibrată diferit în funcție de corecția bolometrică atribuită Soarelui, care variază în funcție de surse de la magnitudini -0,19 la 0,07. Mai mult, Soarele în timpul ciclului său de unsprezece ani își modifică ușor strălucirea și, în consecință, magnitudinea bolometrică. Drept urmare, în 1999 două comisii ale Uniunii Astronomice Internaționale (comisia 25: Fotometrie și polarimetrie stelare și comisia 36: Teoria atmosferelor stelare ) au decis să facă definiția corecției bolometrice independent de magnitudinea absolută a Soarelui. stabilit pentru a defini magnitudinea bolometrică 0 un obiect având o luminozitate de 3.055e28 wați . Astfel, un obiect care are o luminozitate de 3,842e26 wați, ca și Soarele, are o magnitudine bolometrică de 4,75, care este una dintre cele mai frecvent utilizate valori de către astronomi pentru a indica luminozitatea absolută a Soarelui în unități de mărime. Întrucât Soarele are o strălucire aparentă în banda vizibilă de -26,75 și o magnitudine absolută în aceeași bandă de 4,82, rezultă că definiția de mai sus implică faptul că o corecție bolometrică de magnitudini -0,07 trebuie aplicată Soarelui [3] .
Notă
- ^ James Kaler, Stars and their Spectra: An Introduction to the Spectral Sequence , Cambridge, Cambridge University Press, 1997, p. 263. Accesat la 8 februarie 2013 .
- ^ Torres, Guillermo, Despre utilizarea corecțiilor bolometrice empirice pentru stele , în Jurnalul Astronomic , vol. 140, n. 5, 2010, pp. 1158–1162, DOI : 10.1088 / 0004-6256 / 140/5/1158 . Adus pe 9 februarie 2013 .
- ^ Eric Mamajek, Basic Astronomical Data for the Sun (BADS) ( TXT ). Pas.rochester.edu , 12 aprilie 2012. Accesat la 9 februarie 2013 .
Elemente conexe
linkuri externe
- Magnitudine stelară , pe Peripatus . Adus pe 9 februarie 2013 (arhivat din original la 12 martie 2008) . Conține tabel de corecții bolometrice.
