En astronomía , la corrección bolométrica es la corrección que se realiza a la magnitud absoluta de un objeto para convertir su magnitud visible en su magnitud bolométrica . Es grande para las estrellas que irradian la mayor parte de su energía fuera del rango visible. Aún no se ha estandarizado una escala uniforme para la corrección.
Matemáticamente, dicho cálculo se puede expresar:
La corrección bolométrica para un rango de estrellas con diferentes tipos espectrales y grupos se muestra en la siguiente tabla: [1] [2] [3]
La corrección bolométrica es grande y negativa tanto para las estrellas de tipo temprano (calientes) como para las estrellas de tipo tardío (frías). En el primer caso, porque una parte sustancial de la radiación producida está en el ultravioleta, y en el segundo, porque una gran parte está en el infrarrojo. Para una estrella como el Sol, la corrección es solo marginal porque el Sol irradia la mayor parte de su energía en el rango de longitud de onda visible. La corrección bolométrica es la corrección que se realiza a la magnitud absoluta de un objeto para convertir la magnitud visible de un objeto en su magnitud bolométrica.
Como alternativa, la corrección bolométrica se puede realizar a magnitudes absolutas basadas en otras bandas de longitud de onda más allá del espectro electromagnético visible. [4] Por ejemplo, y de forma algo más común para aquellas estrellas más frías donde la mayor parte de la energía se emite en el rango de longitud de onda infrarroja, a veces se aplica un conjunto de valores diferentes de correcciones bolométricas a la magnitud infrarroja absoluta, en lugar de la magnitud visual absoluta.
Matemáticamente, tal cálculo podría expresarse: [5]
Donde M K es el valor de magnitud absoluta y BC K es el valor de corrección bolométrica en la banda K. [6]
La escala de corrección bolométrica se establece mediante la magnitud absoluta del Sol y una magnitud bolométrica absoluta adoptada (arbitraria) para el Sol . Por lo tanto, mientras que la magnitud absoluta del Sol en diferentes filtros es una cantidad física y no arbitraria, la magnitud bolométrica absoluta del Sol es arbitraria, y por lo tanto el punto cero de la escala de corrección bolométrica que se deriva de ella. Esto explica por qué las referencias clásicas han tabulado valores aparentemente mutuamente incompatibles para estas cantidades. [7] La escala bolométrica históricamente ha variado algo en la literatura, con la corrección bolométrica del Sol en la banda V variando de -0,19 a -0,07 de magnitud. De ello se deduce que cualquier valor para la magnitud bolométrica absoluta del Sol es legítimo, con la condición de que una vez elegido, todas las correcciones bolométricas se reescalen en consecuencia. De lo contrario, esto inducirá errores sistemáticos en la determinación de las luminosidades estelares. [7] [8]
En agosto de 2015, la XXIX Asamblea General de la Unión Astronómica Internacional (UAI) en Honolulu adoptó la Resolución B2 sobre los puntos cero recomendados para las escalas de magnitud bolométrica absoluta y aparente. [9] [10]
Aunque las magnitudes bolométricas se han utilizado durante más de ocho décadas, ha habido diferencias sistemáticas en las escalas de magnitud absoluta-luminosidad presentadas en diversas referencias astronómicas sin estandarización internacional. Esto ha llevado a diferencias sistemáticas en las escalas de corrección bolométrica. Cuando se combina con magnitudes bolométricas absolutas incorrectas asumidas para el Sol, esto puede llevar a errores sistemáticos en las luminosidades estelares estimadas. Muchas propiedades estelares se calculan en función de la luminosidad estelar, como radios, edades, etc.
La Resolución B2 de 2015 de la IAU propuso una escala de magnitud bolométrica absoluta donde corresponde a la luminosidad3,0128 × 10 28 W , con la luminosidad del punto cero elegida de manera que el Sol (con luminosidad nominal 3,828 × 10 26 W ) corresponde a la magnitud bolométrica absoluta . Colocando una fuente de radiación (por ejemplo, una estrella) a la distancia estándar de 10 parsecs , se deduce que el punto cero de la escala de magnitud bolométrica aparente corresponde a la irradiancia , donde la irradiancia solar total nominal medida en 1 unidad astronómica (1361 W/m 2 ) corresponde a una magnitud bolométrica aparente del Sol de .
Una propuesta similar de la UAI en 1999 (con un punto cero ligeramente diferente, vinculado a una estimación obsoleta de la luminosidad solar) fue adoptada por las Comisiones 25 y 36 de la UAI. Sin embargo, nunca llegó a votación en la Asamblea General y, posteriormente, sólo fue adoptada esporádicamente por los astrónomos en la literatura.
{{cite book}}: CS1 maint: varios nombres: lista de autores ( enlace )Temperaturas efectivas más bajas corresponden a valores más altos de
; dado que
, las estrellas RC más frías tienden a ser más brillantes.
