Болометрична поправка () — поправка, яку вносять в абсолютну зоряну величину об'єкта для переведення візуальної величини в болометричну Для зір, що випромінюють більшу частину енергії поза видимим діапазоном, болометрична поправка може бути великою.
Опис У математичному записі поправка має вигляд:
У наступній таблиці подано болометричні поправки для зір різних спектральних класів і класів світності:
Спектральний клас Головна послідовність Гіганти Надгіганти 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
Болометрична поправка набуває великих значень як для гарячих, так і для холодних зір. У першому випадку більша частина енергії випромінюється в ультрафіолетовому діапазоні, у другому — в інфрачервоному діапазоні. Для зір сонячного типу поправка невелика, оскільки Сонце випромінює основну частку енергії у видимій частині спектра. За допомогою болометричної поправки візуальну абсолютну зоряну величину переводять у болометричну.
Також болометричну поправку до абсолютної зоряної величини можна визначати на основі спостережень у спектральних діапазонах поза межами видимого діапазону. Наприклад, для холодних зір, чий потік випромінювання припадає переважно на інфрачервоний діапазон, поправку часом обчислюють не для візуальної смуги, а безпосередньо для інфрачервоної величини.
Таку поправку записують у вигляді — «Меньшие эффективные температуры соответствуют большим значениям ; поскольку холодные звёзды красного сгущения кажутся ярче.»:
де — абсолютна зоряна величина, а — болометрична поправка у смузі K.
Встановлення шкали поправок Шкалу болометричних поправок установлюють на основі абсолютної величини Сонця та прийнятого значення його абсолютної болометричної величини. Оскільки абсолютна зоряна величина Сонця в різних фільтрах не є довільною, а абсолютну болометричну величину фіксують умовно, нуль-пункт шкали болометричних поправок виводять саме із цих параметрів. Цим пояснюється той факт, що різні джерела нерідко наводять несумісні значення поправок. Упродовж розвитку фотометрії болометрична шкала змінювалася: значення для Сонця у смузі V варіювалося від −0,19 до −0,07 зоряної величини. Через таке розмаїття прийнятих болометричних величин Сонця під час обчислень слід обирати єдину шкалу та узгоджувати з нею всі застосовувані поправки. Інакше розрахунки світності зір міститимуть суттєву систематичну похибку.
У серпні 2015 року на Генеральній асамблеї МАС у Гонолулу науковці ухвалили резолюцію щодо рекомендованих значень нуль-пунктів для болометричних шкал абсолютних і видимих зоряних величин ..
Хоча астрономи користуються болометричними величинами вже понад вісім десятиліть, до стандартизації шкали «абсолютна величина — світність» у фаховій літературі суттєво різнилися. Ця неузгодженість спричиняла систематичні зміщення болометричних поправок. Разом із хибним приписуванням абсолютного болометричного значення Сонцю це призводило до помилок у визначенні світності зір. А оскільки на основі світності розраховують вік, радіус і масу зорі, ці фундаментальні характеристики також викривлялися.
Резолюція B2 МАС від 2015 року визначає шкалу абсолютних болометричних зоряних величин, де значення відповідає світності . Нуль-пункт світності обрано так, що Сонце (з номінальною світністю ) має болометричну величину
Якщо джерело випромінювання (наприклад, зорю) подумки віддалити на стандартну відстань 10 парсеків, то шкала видимих болометричних зоряних величин набуде значення за освітленості . Для порівняння, освітленість від Сонця на рівні Землі становить 1361 Вт/м2, що відповідає видимій болометричній величині
Подібну спробу стандартизації МАС робив ще в 1999 році (з дещо іншим нуль-пунктом, прив'язаним до застарілої оцінки сонячної світності); її схвалили Комісії МАС 25 і 36. Проте те рішення не виносили на загальне голосування Генеральної асамблеї, і воно з'являлося в астрономічних працях лише спорадично.
Примітки
Посилання