Болометрическая поправка

---

Болометри́ческая попра́вка (англ. bolometric correction, BC) — поправка, вносимая в абсолютную звёздную величину ${\displaystyle M_{V}}$ объекта для перевода визуальной величины в болометрическую ${\displaystyle M_{\text{bol}}.}$ Для звёзд, излучающих бо́льшую часть энергии вне видимого диапазона, болометрическая поправка может быть велика.

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 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.

где ${\displaystyle M_{K}}$ — абсолютная звёздная величина, а ${\displaystyle BC_{K}}$ — 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].

---