Corrección bolométrica
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]
Definición y fórmula
La corrección bolométrica se define como la diferencia entre la magnitud visual y la magnitud bolométrica:[2] Plantilla:Ecuación
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]
Valores típicos
| Clase Espectral | Secuencia Principal | Gigantes | Supergigantes |
|---|---|---|---|
| O3 | -4.3 | -4.2 | -4.0 |
| G0 | -0.10 | -0.13 | -0.1 |
| K5 | -0.66 | -1.19 | -1.00 |
| M0 | -1.21 | -1.28 | -1.3 |
Calibración estándar
La Unión Astronómica Internacional (IAU) estableció en 2015:[2]
- Luminosidad de referencia: 3.0128 x 10²⁸ W.
- Magnitud bolométrica del Sol: es igual a 4.75 con una corrección de -0,07.
Aplicaciones
- Cálculo de luminosidad estelar mediante:
- Comparación de estrellas en distintas etapas evolutivas.[3]
Véase también
Referencias
Enlaces externos
- Tablas de correcciones actualizadas en GitHub.
- Guía técnica de la IAU sobre magnitudes bolométricas.