Показать меню

Болометрическая поправка

26.08.2022
20

Болометрическая поправка (англ. Bolometric correction, BC) — поправка, вносимая в абсолютную звёздную величину M V {displaystyle M_{V}} объекта для перевода визуальной величины в болометрическую M b o l . {displaystyle M_{bol}.} Для звёзд, излучающих большую часть энергии вне видимого диапазона, болометрическая поправка может быть велика.

Описание

В математических обозначениях внесение поправки имеет вид:

B C = M b o l − M V . {displaystyle BC=M_{bol}-M_{V}!,.}

В следующей таблице представлены болометрические поправки для звёзд различных спектральных классов и классов светимости:

Болометрическая поправка велика как для звёзд ранних типов (горячих звёзд), так и для звёзд поздних типов (холодных). В первом случае большая часть энергии излучается в ультрафиолетовом диапазоне, во втором случае — в инфракрасном диапазоне. Для звезд типа Солнца поправка невелика, поскольку Солнце излучает большую 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. 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:

B C K = M b o l − M K , {displaystyle BC_{K}=M_{bol}-M_{K}!,,} здесь M K {displaystyle M_{K}} — абсолютная звёздная величина; B C K {displaystyle BC_{K}} — болометрическая поправка в полосе K.

Установление шкалы поправок

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. 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.

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.

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 M b o l = 0 {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 M b o l S u n = 4 , 74. {displaystyle M_{bol_{ m {Sun}}}=4,74.}

Если источник излучения (например, звезду) переместить на стандартное расстояние 10 парсек, то нуль-пункт шкалы видимых болометрических звёздных величин M b o l = 0 {displaystyle M_{bol}=0} при освещённости f o = {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 M b o l S u n = − 26 , 832. {displaystyle M_{bol_{ m {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.

Еще по этой теме:
Эйлеровы числа
05:09, 18 декабрь
Эйлеровы числа
Эйлеровы числа (или числа Эйлера) — целые числа E 0 , E 1
Уравнение состояния Барнера — Адлера
19:38, 16 декабрь
Уравнение состояния Барнера — Адлера
Уравнение Барнера — Адлера — многопараметрическое уравнение состояния, описывающее поведение насыщенного и слегка перегретого пара. Получено Барнером (H. E. Barner) и Адлером (S. B. Adler) в 1970
Существенно особая точка
14:44, 12 декабрь
Существенно особая точка
Изолированная особая точка z 0 {displaystyle z_{0}} функции f (
Большой термодинамический потенциал
09:10, 11 декабрь
Большой термодинамический потенциал
Большой термодинамический потенциал (потенциал Ландау) — термодинамический потенциал, используемый для описания систем с переменным числом частиц (большого канонического ансамбля). Был введён Гиббсом
Граф Кэли
19:23, 10 декабрь
Граф Кэли
Граф Кэли — граф, который строится по группе с выделенной системой образующих. Назван в честь Артура Кэли. Определение Пусть дана дискретная группа G
Максимальный тор
12:52, 03 декабрь
Максимальный тор
Максимальный тор связной вещественной группы Ли G {displaystyle G} — связная компактная коммутативная подгруппа Ли T
Комментарии:
Добавить комментарий
Ваше Имя:
Ваш E-Mail: