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
[editar]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]
Valores típicos
[editar]| 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
[editar]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
[editar]- Cálculo de luminosidad estelar mediante:
- Comparación de estrellas en distintas etapas evolutivas.[3]
Véase también
[editar]Referencias
[editar]- 1 2 Kaler, James (1997). Estrellas y sus espectros. Cambridge University Press. ISBN 978-0521585701
|isbn=incorrecto (ayuda). - 1 2 Mamajek, E. E. et al. (2015). «IAU 2015 Resolution B2». Consultado el 25 de octubre de 2023.
- 1 2 Flower, P. J. (1996). «Transformations to Color-Magnitude Diagrams». The Astrophysical Journal 469: 355-362. doi:10.1086/177785.
Enlaces externos
[editar]- Tablas de correcciones actualizadas en GitHub.
- Guía técnica de la IAU sobre magnitudes bolométricas.
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Datos: Q3147290
