Болометрическая поправка
Болометри́ческая попра́вка (англ. bolometric correction, BC) — поправка, вносимая в абсолютную звёздную величину объекта для перевода визуальной величины в болометрическую Для звёзд, излучающих бо́льшую часть энергии вне видимого диапазона, болометрическая поправка может быть велика.
Описание
В математических обозначениях внесение поправки имеет вид
В следующей таблице представлены болометрические поправки для звёзд различных спектральных классов и классов светимости[1][2][3]:
Спектральный класс | Главная последовательность | Гиганты | Сверхгиганты |
---|---|---|---|
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 |
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 звёзд 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]
где — абсолютная звёздная величина, а — 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[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 соответствует светимости 3,0128⋅1028 Вт, нуль-пункт светимости выбран так, что Солнце (с номинальной светимостью 3,828⋅1026 Вт) обладает болометрической величиной
Если источник излучения (например, звезду) переместить на стандартное расстояние 10 парсек, то нуль-пункт шкалы видимых болометрических звёздных величин при освещённости 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
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.
Примечания
- ↑ Popper, Daniel M. Stellar Masses (англ.) // Annual Review of Astronomy and Astrophysics[англ.] : journal. — 1980. — 1 September (vol. 18, no. 1). — P. 115—164. — ISSN 0066-4146. — doi:10.1146/annurev.aa.18.090180.000555. Архивировано 12 августа 2019 года.
- ↑ Humphreys, R. M.; McElroy, D. B. The initial mass function for massive stars in the Galaxy and the Magellanic Clouds (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1984. — Vol. 284. — P. 565—577. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/162439. Архивировано 12 сентября 2019 года.
- ↑ B., Kaler, James. Stars and their spectra : an introduction to the spectral sequence (англ.). — Cambridge [Cambridgeshire]: Cambridge University Press, 1989. — ISBN 0521304946.
- ↑ Bessell, M. S.; Castelli, F.; Plez, B. Model atmospheres broad-band colors, bolometric corrections and temperature calibrations for O - M stars (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 1998. — May (vol. 333). — P. 231—250. — .
- ↑ Salaris, Maurizio; Girardi, Léo. Population effects on the red giant clump absolute magnitude: the K band (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2002. — November (vol. 337, no. 1). — P. 332—340. — doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05917.x. — . — arXiv:astro-ph/0208057. — «Меньшие эффективные температуры соответствуют большим значениям ; поскольку холодные звёзды красного сгущения кажутся ярче.»
- ↑ Buzzoni, A.; Patelli, L.; Bellazzini, M.; Pecci, F. Fusi; Oliva, E. Bolometric correction and spectral energy distribution of cool stars in Galactic clusters (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2010. — April (vol. 403, no. 3). — P. 1592—1610. — doi:10.1111/j.1365-2966.2009.16223.x. — . — arXiv:1002.1972.
- ↑ 1 2 Casagrande, Luca; VandenBerg, Don A. (October 2014), "Synthetic stellar photometry: general considerations and new transformations for broad-band systems", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 444 (1): 392, arXiv:1407.6095, Bibcode:2014MNRAS.444..392C, doi:10.1093/mnras/stu1476
{{citation}}
: Википедия:Обслуживание CS1 (не помеченный открытым DOI) (ссылка) with up-to-date interpolation codes https://github.com/casaluca/bolometric-corrections Архивная копия от 29 октября 2020 на Wayback Machine - ↑ Casagrande, L; VandenBerg, Don A. Synthetic Stellar Photometry – II. Testing the bolometric flux scale and tables of bolometric corrections for the Hipparcos/Tycho, Pan-STARRS1, SkyMapper, and JWST systems (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2018. — 18 January (vol. 475, no. 4). — P. 5023—5040. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1093/mnras/sty149. — . — arXiv:1801.05508. Архивировано 23 декабря 2021 года.
- ↑ IAU XXIX General Assembly Draft Resolutions Announced, Архивировано 18 апреля 2021, Дата обращения: 8 июля 2015 Источник . Дата обращения: 2 марта 2019. Архивировано 18 апреля 2021 года..
- ↑ Mamajek, E. E.; et al. (2015). "IAU 2015 Resolution B2 on Recommended Zero Points for the Absolute and Apparent Bolometric Magnitude Scales". arXiv:1510.06262v2 [astro-ph.SR].
Ссылки
- 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, 469: 355, Bibcode:1996ApJ...469..355F, doi:10.1086/177785
- 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.