Болометрическая поправка

В математических обозначениях внесение поправки имеет вид:

${\displaystyle BC=M_{bol}-M_{V}\!\,.}$

В следующей таблице представлены болометрические поправки для звёзд различных спектральных классов и классов светимости[1][2][3]:

Болометрическая поправка велика как для звёзд ранних типов (горячих звёзд), так и для звёзд поздних типов (холодных). В первом случае бо́льшая часть энергии излучается в ультрафиолетовом диапазоне, во втором случае — в инфракрасном диапазоне. Для звезд типа Солнца поправка невелика, поскольку Солнце излучает бо́льшую часть энергии в видимой части спектра. Болометрическая поправка вносится в абсолютную звёздную величину для перевода её из визуальной в болометрическую.

Также болометрическую поправку в абсолютную величину можно вносить на основе измерений в других диапазонах спектра за пределами видимой области[4]. Например, для холодных звёзд, у которых большая часть энергии излучается в инфракрасном диапазоне, иногда вводится несколько болометрических поправок к абсолютной величине в инфракрасном диапазоне вместо визуальной звёздной величины.

Такую поправку можно записать в виде[5][6]:

${\displaystyle BC_{K}=M_{bol}-M_{K}\!\,,}$

здесь ${\displaystyle M_{K}}$ — абсолютная звёздная величина;

${\displaystyle BC_{K}}$ — болометрическая поправка в полосе K.

Шкала болометрических поправок устанавливается по абсолютной величине Солнца и принятой абсолютной болометрической величине Солнца. Поскольку абсолютная величина Солнца в различных фильтрах не является произвольной величиной, абсолютная величина Солнца задана произвольно, тогда нуль-пункт шкалы болометрических поправок выводится на основе этих данных. Это объясняет, почему в ряде источников приведены зачастую несопоставимые значения поправок[7]. Болометрическая шкала на протяжении истории фотометрии несколько менялась, при этом болометрическая шкала для Солнца в полосе V варьировалась от −0,19 до −0,07 звёздной величины. Таким образом, существует целое множество значений болометрической звёздной величины Солнца, поэтому при расчётах следует выбрать одну шкалу и перевести к ней все используемые поправки. В противном случае светимости звёзд будут определены с высокой систематической ошибкой[7][8].

На Генеральной Ассамблее МАС в Гонолулу в августе 2015 года была принята резолюция о рекомендованных значениях нуль-пунктов для болометрических шкал абсолютных и видимых звёздных величин[9][10].

Хотя болометрические звёздные величины используются на протяжении восьми десятилетий, они обладают систематическими различиями в шкалах «абсолютная величина — светимость», представленных в различных астрономических источниках до введения стандартизации. Наличие различий приводило к систематическим смещениям болометрических поправок. Если также учесть неправильно приписанное значение абсолютной болометрической величины Солнца, то результатом станут неправильно определённые светимости звёзд. Поскольку на основе данных о светимостях получают оценки возраста, радиуса, массы звезды, то такие параметры также будут содержать ошибки.

В резолюции B2 МАС от 2015 года представлена шкала абсолютных болометрических звёздных величин, в которой ${\displaystyle M_{bol}=0}$ соответствует светимости 3,0128⋅10²⁸ Вт, нуль-пункт светимости выбран так, что Солнце (с номинальной светимостью 3,828⋅10²⁶ Вт) обладает болометрической величиной ${\displaystyle M_{bol_{\rm {Sun}}}=4,74.}$

Если источник излучения (например, звезду) переместить на стандартное расстояние 10 парсек, то нуль-пункт шкалы видимых болометрических звёздных величин ${\displaystyle M_{bol}=0}$ при освещённости ${\displaystyle \scriptstyle f_{o}=}$ 2,518 021 002⋅10^-8 Вт/м², для сравнения значение создаваемой Солнцем на Земле освещённости равно 1361 Вт/м², что соответствует видимой болометрической величине ${\displaystyle M_{bol_{\rm {Sun}}}=-26,832.}$

Похожее предложение стандартизации МАС делал в 1999 году (нуль-пункт слегка отличался, он был привязан к устаревшей оценке светимости Солнца), оно было принято Комиссиями МАС 25 и 36. Тем не менее, оно не выносилось на голосование Генеральной Ассамблеи и только время от времени использовалось в астрономической литературе.

• Flower, Phillip J. (September 1996), Transformations from Theoretical Hertzsprung-Russell Diagrams to Color-Magnitude Diagrams: Effective Temperatures, B-V Colors, and Bolometric Corrections, The Astrophysical Journal Т. 469: 355, doi:10.1086/177785, <http://articles.adsabs.harvard.edu//full/1996ApJ...469..355F/0000360.000.html>
• Torres, Guillermo. On the Use of Empirical Bolometric Corrections for Stars (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing, 2010. — November (vol. 140, no. 5). — P. 1158—1162. — doi:10.1088/0004-6256/140/5/1158. — . — arXiv:1008.3913.