Corrección bolométrica
En astronomía , una corrección bolométrica es una corrección que se aplica a la magnitud absoluta de un objeto para convertir su magnitud en la banda visible a su magnitud bolométrica . Matemáticamente, la corrección bolométrica se puede obtener mediante la siguiente fórmula:
La siguiente tabla es parte de la reportada por Kaler (1997) [1] , que enumera la corrección bolométrica para estrellas de diferentes clases espectrales .
| Clase | Secuencia principal | Gigantes | Supergigante |
|---|---|---|---|
| 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 |
La corrección bolométrica es amplia para las estrellas pertenecientes a las primeras clases espectrales (muy calientes) y para las pertenecientes a las últimas clases espectrales (frías): las primeras, de hecho, emiten la mayor parte de su radiación en el ultravioleta , mientras que las segundas en el infrarrojos . Por el contrario, para Sun- como estrellas de la corrección es marginal porque el Sol irradia la mayor parte de su energía en el visible .
La corrección bolométrica se calibra sobre la magnitud absoluta del Sol y sobre un valor convencional de la magnitud bolométrica solar. Las elecciones de la magnitud absoluta y bolométrica del Sol y, en consecuencia, de la corrección bolométrica a adoptar en el caso de nuestra estrella, no son totalmente arbitrarias, aunque distintas fuentes han adoptado diferentes valores de estas cantidades [2] . En consecuencia, la escala bolométrica se calibra de manera diferente según la corrección bolométrica asignada al Sol, que varía según las fuentes de -0,19 a 0,07 magnitudes. Además, el Sol durante su ciclo de once años varía levemente su brillo y, en consecuencia, su magnitud bolométrica. Como resultado de esto, en 1999 dos comisiones de la Unión Astronómica Internacional (comisión 25: Fotometría y Polarimetría Estelar y comisión 36: Teoría de Atmósferas Estelares ) decidieron independizar la definición de la corrección bolométrica de la magnitud absoluta del Sol. establecido para definir la magnitud bolométrica 0 de un objeto que tiene un brillo de 3.055e28 Watts . Así, un objeto que tiene un brillo de 3.842e26 Watts, como el Sol, tiene una magnitud bolométrica de 4.75, que es uno de los valores más utilizados por los astrónomos para indicar el brillo absoluto del Sol en unidades de magnitud. Dado que el Sol tiene un brillo aparente en la banda visible de -26,75 y una magnitud absoluta en la misma banda de 4,82, se deduce que la definición anterior implica que se debe aplicar una corrección bolométrica de -0,07 magnitudes al Sol [3] .
Nota
- ^ James Kaler, estrellas y sus espectros: una introducción a la secuencia espectral , Cambridge, Cambridge University Press, 1997, p. 263. Consultado el 8 de febrero de 2013 .
- ^ Torres, Guillermo, Sobre el uso de correcciones empíricas bolométricas para estrellas , en The Astronomical Journal , vol. 140, n. 5, 2010, págs. 1158-1162, DOI : 10.1088 / 0004-6256 / 140/5/1158 . Consultado el 9 de febrero de 2013 .
- ↑ Eric Mamajek, Basic Astronomical Data for the Sun (BADS) ( TXT ). Pas.rochester.edu , 12 de abril de 2012. Consultado el 9 de febrero de 2013 .
Artículos relacionados
enlaces externos
- Magnitud estelar , en Peripatus . Obtenido el 9 de febrero de 2013 (archivado desde el original el 12 de marzo de 2008) . Contiene tabla de correcciones bolométricas.
