La corrección bolométrica es un término utilizado en astronomía para ajustar la magnitud absoluta de un objeto celeste y obtener su magnitud bolométrica, que representa la radiación emitida en todas las longitudes de onda del espectro electromagnético.
Este ajuste es esencial para determinar la luminosidad real de estrellas y otros cuerpos celestes, ya que la mayoría de los instrumentos miden solo una fracción del espectro (como el visible).
[1] La corrección bolométrica se define como la diferencia entre la magnitud visual y la magnitud bolométrica:[2]
Para estrellas similares al Sol (tipo espectral F5), la corrección es mínima, mientras que es significativa en estrellas de clases O/B (radiación ultravioleta) y K/M (radiación infrarroja).
[3] La Unión Astronómica Internacional (IAU) estableció en 2015:[2]