Corecția bolometrică

Corecție bolometrică ( în engleză  bolometric corection, BC ) - o corecție făcută la magnitudinea absolută a unui obiect pentru a converti magnitudinea vizuală într-o bolometrică Pentru stelele care emit cea mai mare parte a energiei în afara intervalului vizibil , corecția bolometrică poate fi mare.

Descriere

În notația matematică, corecția are forma

Următorul tabel listează corecțiile bolometrice pentru stele de diferite tipuri spectrale și clase de luminozitate [1] [2] [3] :

Clasa spectrală Secvența principală Giganți supergiganți
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

Corecția bolometrică este mare atât pentru stelele de tip timpuriu (stelele fierbinți), cât și pentru stelele de tip târziu (stelele reci). În primul caz, cea mai mare parte a energiei este emisă în domeniul ultraviolet , în al doilea caz, în domeniul infraroșu . Pentru stele precum Soarele, corecția este mică, deoarece Soarele radiază cea mai mare parte a energiei sale în partea vizibilă a spectrului. Se aplică o corecție bolometrică mărimii absolute pentru a o converti din vizual în bolometric.

De asemenea, se poate face o corecție bolometrică la valoarea absolută pe baza măsurătorilor în alte intervale spectrale din afara regiunii vizibile [4] . De exemplu, pentru stelele reci, în care cea mai mare parte a energiei este emisă în infraroșu, în locul mărimii vizuale sunt introduse uneori mai multe corecții bolometrice la magnitudinea absolută în infraroșu.

O astfel de corecție poate fi scrisă ca [5] [6]

unde  este mărimea absolută și  este corecția bolometrică în banda K .

Stabilirea baremului amendamentelor

Scara corecțiilor bolometrice este stabilită în funcție de mărimea absolută a Soarelui și de mărimea bolometrică absolută acceptată a Soarelui. Deoarece mărimea absolută a Soarelui în diferite filtre nu este o valoare arbitrară, mărimea absolută a Soarelui este setată în mod arbitrar, atunci punctul zero al scalei de corecție bolometrică este derivat pe baza acestor date. Aceasta explică de ce o serie de surse oferă valori de corecție adesea incomparabile [7] . Scara bolometrică s-a schimbat oarecum de-a lungul istoriei fotometriei, scara bolometrică pentru Soare în banda V variind de la -0,19 la -0,07 magnitudine. Astfel, există un întreg set de valori ale mărimii stelare bolometrice a Soarelui, prin urmare, atunci când calculați, ar trebui să alegeți o scară și să convertiți toate corecțiile folosite la aceasta. În caz contrar, luminozitățile stelelor vor fi determinate cu o mare eroare sistematică [7] [8] .

La Adunarea Generală a IAU de la Honolulu, în august 2015, a fost adoptată o rezoluție privind valorile recomandate de zero pentru scările bolometrice de magnitudini stelare absolute și aparente [9] [10] .

Deși mărimile bolometrice au fost utilizate timp de opt decenii, ele prezintă diferențe sistematice în scalele de mărime absolută-luminozitate prezentate în diferite surse astronomice înainte de introducerea standardizării. Prezența diferențelor a dus la schimbări sistematice ale corecțiilor bolometrice. Dacă luăm în considerare și valoarea atribuită incorect a mărimii bolometrice absolute a Soarelui, atunci rezultatul va fi luminozitățile stelare determinate incorect. Deoarece estimările vârstei, razei și masei stelei sunt obținute pe baza datelor de luminozitate, astfel de parametri vor conține și erori.

Rezoluția B2 a IAU din 2015 prezintă o scară de mărimi bolometrice absolute, în care corespunde unei luminozități de 3,0128⋅10 28  W , punctul zero al luminozității este ales astfel încât Soarele (cu o luminozitate nominală de 3,828⋅10 26  W ) are o mărime bolometrică

Dacă sursa de radiație (de exemplu, o stea) este mutată la o distanță standard de 10  parsecs , atunci punctul zero al scării de magnitudini stelare bolometrice vizibile la iluminare este 2,518 021 002⋅10 −8  W/m 2 ; pentru comparație, valoarea iluminării create de Soare pe Pământ este de 1361 W/m 2 , ceea ce corespunde valorii bolometrice vizibile 

O propunere similară de standardizare de către IAU a fost făcută în 1999 (punctul zero era ușor diferit, era legat de o estimare învechită a luminozității Soarelui), a fost adoptată de Comisiile 25 și 36 IAU. Cu toate acestea, nu a fost pusă la votul Adunării Generale şi numai din când în când folosită în literatura astronomică.

Note

  1. ↑ Popper, Daniel M. Stellar Masses  //  Annual Review of Astronomy and Astrophysics : jurnal. - 1980. - 1 septembrie ( vol. 18 , nr. 1 ). - P. 115-164 . — ISSN 0066-4146 . - doi : 10.1146/annurev.aa.18.090180.000555 .
  2. ↑ Humphreys, R.M.; McElroy, DB Funcția de masă inițială pentru stelele masive din galaxie și norii Magellanic  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 1984. - Vol. 284 . - P. 565-577 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/162439 .
  3. ↑ B., Kaler, James. Stele și spectrele lor: o introducere în  secvența spectrală . - Cambridge [Cambridgeshire]: Cambridge University Press , 1989. - ISBN 0521304946 .
  4. ↑ Bessell, MS; Castelli, F.; Plez, B. Modele de atmosfere în bandă largă de culori, corecții bolometrice și calibrari de temperatură pentru stelele O - M  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 1998. - Mai ( vol. 333 ). - P. 231-250 . - Cod biblic .
  5. ↑ Salaris, Maurizio; Girardi, Leo. Efectele asupra populației asupra magnitudinii absolute a grupului de giganți roșii: banda K  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . — Oxford University Press , 2002. — Noiembrie ( vol. 337 , nr. 1 ). - P. 332-340 . doi : 10.1046 / j.1365-8711.2002.05917.x . - Cod . - arXiv : astro-ph/0208057 .  - „Temperaturile mai puțin eficiente corespund unor valori mari ale ; pe măsură ce stelele reci ale condensului roșu par mai strălucitoare.”
  6. ↑ Buzzoni, A.; Patelli, L.; Bellazzini, M.; Pecci, F. Fusi; Oliva, E. Corecția bolometrică și distribuția spectrală a energiei stelelor reci în clustere galactice  (engleză)  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal. - Oxford University Press , 2010. - Aprilie ( vol. 403 , nr. 3 ). - P. 1592-1610 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.16223.x . - Cod . - arXiv : 1002.1972 .
  7. ↑ 1 2 Casagrande, Luca & VandenBerg, Don A. (octombrie 2014), Synthetic stellar photometry: general considerations and new transformations for broad-band systems , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society vol . 444 (1): 392 , DOI 10.1093 /mnras/stu1476  cu coduri de interpolare actualizate https://github.com/casaluca/bolometric-corrections Arhivat 29 octombrie 2020 la Wayback Machine
  8. ↑ Casagrande, L; VandenBerg, Don A. Fotometria stelară sintetică - II. Testarea scării fluxului bolometric și a tabelelor de corecții bolometrice pentru sistemele Hipparcos/Tycho, Pan-STARRS1, SkyMapper și JWST   // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal. - Oxford University Press , 2018. - 18 ianuarie ( vol. 475 , nr. 4 ). - P. 5023-5040 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/sty149 . - Cod . - arXiv : 1801.05508 .
  9. ↑ Proiectul de rezoluție al Adunării Generale a XXIX-a IAU a fost anunțat , < http://www.iau.org/news/announcements/detail/ann15023/ > . Consultat la 8 iulie 2015. Arhivat la 18 aprilie 2021 la Wayback Machine . 
  10. ↑ Mamajek, EE; Torres, G.; Prsa, A.; Harmanec, P.; Asplund, M.; Bennett, P.D.; Capitaine, N.; Christensen-Dalsgaard, J.; et al. (2015), IAU 2015 Rezoluția B2 privind punctele zero recomandate pentru scalele de magnitudine bolometrică absolută și aparentă, arΧiv : 1510.06262v2 [astro-ph.SR]. 

Link -uri

  Accesați articolul Wikidata  Dicționare și enciclopedii