En astronomía , la corrección bolométrica es la corrección que se hace a la magnitud absoluta de un objeto para convertir su magnitud visible a 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.
Descripción
Matemáticamente, tal cálculo se puede expresar:
La corrección bolométrica para un rango de estrellas con diferentes tipos y grupos espectrales se muestra en la siguiente tabla: [1] [2] [3]
Tipo espectral | Secuencia principal | Gigantes | Supergigantes |
---|---|---|---|
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 grande y negativa tanto para estrellas de tipo temprano (calientes) como para estrellas de tipo tardío (frías). El primero porque una parte sustancial de la radiación producida está en el ultravioleta, el segundo porque una gran parte está en el infrarrojo. Para una estrella como nuestro Sol, la corrección es solo marginal porque el Sol irradia la mayor parte de su energía en el rango de longitud de onda visual. La corrección bolométrica es la corrección realizada a la magnitud absoluta de un objeto para convertir la magnitud visible de un objeto en su magnitud bolométrica.
Alternativamente, la corrección bolométrica se puede hacer a magnitudes absolutas basadas en otras bandas de longitud de onda más allá del espectro electromagnético visible. [4] Por ejemplo, y algo más comúnmente 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:
Donde M K es el valor de magnitud absoluta y BC K es el valor de corrección bolométrica en la banda K. [6]
Configuración de la escala de corrección
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 incompatibles entre sí para estas cantidades. [7] La escala bolométrica históricamente había 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 de la magnitud bolométrica absoluta del Sol es legítimo, con la condición de que, una vez elegidas, todas las correcciones bolométricas se reescalen en consecuencia. De lo contrario, esto inducirá errores sistemáticos en la determinación de luminosidades estelares. [7] [8]
La XXIX Asamblea General de la Unión Astronómica Internacional (UAI) en Honolulu adoptó en agosto de 2015 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 absolutas de magnitud-luminosidad presentadas en varias referencias astronómicas sin estandarización internacional. Esto ha dado lugar a diferencias sistemáticas en las escalas de corrección bolométrica. Cuando se combina con magnitudes bolométricas absolutas incorrectas asumidas para el Sol, esto puede conducir 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 IAU 2015 propuso una escala de magnitud bolométrica absoluta donde corresponde a la luminosidad 3.0128 × 10 28 W , con la luminosidad del punto cero elegido de manera que el Sol (con luminosidad nominal 3,828 × 10 26 W ) corresponde a la magnitud bolométrica absoluta . Al colocar 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 aparentecorresponde a la irradiancia , donde la irradiancia solar nominal total medida a 1 unidad astronómica (1361 W / m 2 ) corresponde a una magnitud bolométrica aparente del Sol de.
Una propuesta similar de la IAU 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 IAU . Sin embargo, nunca llegó a una votación de la Asamblea General, y posteriormente solo fue adoptada esporádicamente por astrónomos en el literatura.
Ver también
enlaces externos
- https://github.com/casaluca/bolometric-corrections : la mayoría de las tablas actualizadas de correcciones bolométricas en el diagrama de frecuencia cardíaca y las rutinas de interpolación en diferentes filtros fotométricos [7] [8]
- https://web.archive.org/web/20080312151621/http://www.peripatus.gen.nz/Astronomy/SteMag.html - contiene una tabla de correcciones bolométricas
- http://articles.adsabs.harvard.edu//full/1996ApJ...469..355F/0000360.000.html - contiene tablas detalladas [11] de correcciones bolométricas (tenga en cuenta que este segundo conjunto de tablas son consistentes con una magnitud de 4,73 [12] para el Sol y también tenga en cuenta que hay errores de imprenta [12] para algunas de las figuras de las tablas)
Referencias
- ↑ Popper, Daniel M. (1 de septiembre de 1980). "Masas estelares". Revista anual de astronomía y astrofísica . 18 (1): 115-164. Código bibliográfico : 1980ARA & A..18..115P . doi : 10.1146 / annurev.aa.18.090180.000555 . ISSN 0066-4146 .
- ^ Humphreys, RM; McElroy, DB (1984). "La función de masa inicial de estrellas masivas en la Galaxia y las Nubes de Magallanes". El diario astrofísico . 284 : 565–577. Código bibliográfico : 1984ApJ ... 284..565H . doi : 10.1086 / 162439 . ISSN 0004-637X .
- ^ B., Kaler, James (1989). Estrellas y sus espectros: una introducción a la secuencia espectral . Cambridge [Cambridgeshire]: Cambridge University Press. ISBN 978-0521304948. OCLC 17731797 .
- ^ Bessell, MS; et al. (Mayo de 1998). "Modele atmósferas de colores de banda ancha, correcciones bolométricas y calibraciones de temperatura para estrellas O - M". Astronomía y Astrofísica . 333 : 231-250. Bibcode : 1998A y A ... 333..231B .
- ^ Salaris, Maurizio; et al. (Noviembre de 2002). "Efectos de la población sobre la magnitud absoluta del grupo gigante roja: la banda K". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 337 (1): 332–340. arXiv : astro-ph / 0208057 . Código bibliográfico : 2002MNRAS.337..332S . doi : 10.1046 / j.1365-8711.2002.05917.x .
Las temperaturas efectivas más bajas corresponden a valores más altos de; desde, las estrellas RC más frías tienden a ser más brillantes.
- ^ Buzzoni, A .; et al. (Abril de 2010). "Corrección bolométrica y distribución de energía espectral de estrellas frías en cúmulos galácticos". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 403 (3): 1592-1610. arXiv : 1002.1972 . Código bibliográfico : 2010MNRAS.403.1592B . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2009.16223.x .
- ^ a b c Casagrande, Luca; VandenBerg, Don A. (octubre de 2014), "Fotometría estelar sintética: consideraciones generales y nuevas transformaciones para sistemas de banda ancha", Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , 444 (1): 392, arXiv : 1407.6095 , Bibcode : 2014MNRAS. 444..392C , doi : 10.1093 / mnras / stu1476con códigos de interpolación actualizados https://github.com/casaluca/bolometric-corrections
- ^ a b Casagrande, L; VandenBerg, Don A (18 de enero de 2018). "Fotometría estelar sintética - II. Prueba de la escala de flujo bolométrico y tablas de correcciones bolométricas para los sistemas Hipparcos / Tycho, Pan-STARRS1, SkyMapper y JWST". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 475 (4): 5023–5040. arXiv : 1801.05508 . Código Bib : 2018MNRAS.475.5023C . doi : 10.1093 / mnras / sty149 . ISSN 0035-8711 .
- ^ UAI XXIX Asamblea General proyectos de resolución Anunció , recuperado 07/08/2015
- ^ Mamajek, EE; et al. (2015). "Resolución B2 de IAU 2015 sobre puntos cero recomendados para las escalas de magnitud bolométrica absoluta y aparente". arXiv : 1510.06262v2 [ astro-ph.SR ].
- ^ Flower, Phillip J. (septiembre de 1996), "Transformaciones de diagramas teóricos de Hertzsprung-Russell en diagramas de magnitud de color: temperaturas efectivas, colores BV y correcciones bolométricas", The Astrophysical Journal , 469 : 355, Bibcode : 1996ApJ ... 469 ..355F , doi : 10.1086 / 177785
- ^ a b Torres, Guillermo (noviembre de 2010). "Sobre el uso de correcciones empíricas bolométricas para estrellas". El diario astronómico . 140 (5): 1158-1162. arXiv : 1008.3913 . Código bibliográfico : 2010AJ .... 140.1158T . doi : 10.1088 / 0004-6256 / 140/5/1158 . Lay resumen .