WikiDer > Болометрическая коррекция

Bolometric correction

В астрономия, то болометрическая коррекция поправка сделана к абсолютному величина объекта, чтобы преобразовать его видимая величина к его болометрическая величина. Он велик для звезд, которые излучают большую часть своей энергии за пределами видимого диапазона. Единая шкала коррекции еще не стандартизирована.

Описание

Математически такой расчет можно выразить:

Болометрическая поправка для ряда звезд с разными спектральными классами и группами показана в следующей таблице:[1][2][3]

Спектральный типОсновная последовательностьГигантыСверхгиганты
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 и отрицательна как для звезд ранних (горячих), так и для поздних (холодных) звезд. Первое связано с тем, что значительная часть генерируемого излучения находится в ультрафиолетовом диапазоне, второе - потому что большая часть находится в инфракрасном диапазоне. Для звезды, подобной нашему Солнцу, поправка незначительна, потому что Солнце излучает большую часть своей энергии в видимом диапазоне длин волн. Болометрическая поправка - это поправка, сделанная к абсолютной величине объекта, чтобы преобразовать видимую величину объекта в его болометрическую величину.

В качестве альтернативы, болометрическая коррекция может быть сделана до абсолютных величин на основе других диапазонов длин волн за пределами видимого электромагнитного спектра.[4] Например, и несколько чаще для тех более холодных звезд, у которых большая часть энергии излучается в инфракрасном диапазоне длин волн, иногда к абсолютной инфракрасной звездной величине применяется другой набор значений болометрических поправок, а не к абсолютной визуальной величине.

Математически такой расчет можно выразить:

[5]

Где MK - абсолютная величина и до н.эK - значение болометрической поправки в K-диапазоне.[6]

Установка шкалы коррекции

Шкала болометрической коррекции устанавливается по абсолютной звездной величине Солнца и принятой (произвольной) абсолютной величине. болометрическая величина для солнце. Следовательно, в то время как абсолютная звездная величина Солнца в различных фильтрах является физической величиной, а не произвольной величиной, абсолютная болометрическая величина Солнца является произвольной, и, следовательно, нулевая точка шкалы болометрической коррекции, которая следует из нее. Это объясняет, почему в классических источниках приведены явно несовместимые значения этих величин.[7] Болометрическая шкала исторически несколько варьировалась в литературе, при этом болометрическая поправка Солнца в V-полосе варьировалась от -0,19 до -0,07 звездной величины. Отсюда следует, что любое значение абсолютной болометрической звездной величины Солнца является допустимым при условии, что после выбора все болометрические поправки будут соответственно масштабированы. В противном случае это вызовет систематические ошибки в определении светимости звезд.[7][8]

XXIX Международный астрономический союз (IAU) Генеральная ассамблея в Гонолулу приняла в августе 2015 года Резолюцию B2 о рекомендуемых нулевых точках для шкал абсолютной и кажущейся болометрической звездной величины.[9][10]

Хотя болометрические звездные величины используются уже более восьми десятилетий, существуют систематические различия в шкалах абсолютных величин и светимости, представленных в различных астрономических справочниках без международной стандартизации. Это привело к систематическим различиям в шкалах болометрических поправок. В сочетании с неверно принятым абсолютным болометрические величины для Солнца это может привести к систематическим ошибкам в оценках светимости звезд. Многие звездные свойства рассчитываются на основе светимости звезды, например, радиуса, возраста и т. Д.

IAU Резолюция B2 2015 г. предложила абсолютную болометрическая величина масштаб, где соответствует светимости 3.0128×1028 W, с нулевой точкой яркость выбрано таким, чтобы Солнце (с номинальной яркость 3.828×1026 W) соответствует абсолютному болометрическая величина . Размещение радиация источник (например, звезда) на стандартном расстоянии 10 парсек, следует, что нулевая точка кажущегося болометрическая величина шкала соответствует сияние , где номинальная сумма солнечное излучение измеряется на 1 астрономическая единица (1361 Вт / м2) соответствует кажущемуся болометрическая величина из солнце из .

Похожий IAU Предложение 1999 г. (с немного другой нулевой точкой, привязанной к устаревшей оценке светимости Солнца) было принято IAU Комиссии 25 и 36. Однако он так и не дошел до голосования Генеральной Ассамблеи, а впоследствии лишь время от времени принимался астрономами в литературе.

Смотрите также

внешняя ссылка

Рекомендации

  1. ^ Поппер, Дэниел М. (1980-09-01). «Звездные массы». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 18 (1): 115–164. Bibcode:1980ARA & A..18..115P. Дои:10.1146 / annurev.aa.18.090180.000555. ISSN 0066-4146.
  2. ^ Humphreys, R.M .; МакЭлрой, Д. Б. (1984). «Начальная функция масс массивных звезд в Галактике и Магеллановых облаках». Астрофизический журнал. 284: 565–577. Bibcode:1984ApJ ... 284..565H. Дои:10.1086/162439. ISSN 0004-637X.
  3. ^ Б., Калер, Джеймс (1989). Звезды и их спектры: введение в спектральную последовательность. Кембридж [Кембриджшир]: Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0521304948. OCLC 17731797.
  4. ^ Bessell, M. S .; и другие. (Май 1998 г.). «Модельные атмосферы широкополосных цветов, болометрические поправки и температурные калибровки для звезд O - M». Астрономия и астрофизика. 333: 231–250. Bibcode:1998A & A ... 333..231B.
  5. ^ Саларис, Маурицио; и другие. (Ноябрь 2002 г.). «Влияние популяции на абсолютную величину скопления красных гигантов: полоса K». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 337 (1): 332–340. arXiv:astro-ph / 0208057. Bibcode:2002МНРАС.337..332С. Дои:10.1046 / j.1365-8711.2002.05917.x. Более низкие эффективные температуры соответствуют более высоким значениям ; поскольку , более холодные RC-звезды имеют тенденцию быть ярче.
  6. ^ Buzzoni, A .; и другие. (Апрель 2010 г.). «Болометрическая поправка и спектральное распределение энергии холодных звезд в скоплениях Галактики». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 403 (3): 1592–1610. arXiv:1002.1972. Bibcode:2010МНРАС.403.1592Б. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2009.16223.x. Получено 23 августа 2015.
  7. ^ а б c Касагранде, Лука; ВанденБерг, Дон А. (октябрь 2014 г.), "Синтетическая звездная фотометрия: общие соображения и новые преобразования для широкополосных систем", Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества, 444 (1): 392, arXiv:1407.6095, Bibcode:2014МНРАС.444..392С, Дои:10.1093 / mnras / stu1476 с актуальными кодами интерполяции https://github.com/casaluca/bolometric-corrections
  8. ^ а б Casagrande, L; ВанденБерг, Дон А. (18 января 2018 г.). «Синтетическая звездная фотометрия - II. Тестирование шкалы болометрических потоков и таблиц болометрических поправок для систем Hipparcos / Tycho, Pan-STARRS1, SkyMapper и JWST». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 475 (4): 5023–5040. arXiv:1801.05508. Bibcode:2018МНРАС.475.5023С. Дои:10.1093 / mnras / sty149. ISSN 0035-8711.
  9. ^ Объявлены проекты резолюций XXIX Генеральной Ассамблеи IAU, получено 2015-07-08
  10. ^ Mamajek, E.E .; и другие. (2015). «Резолюция B2 IAU 2015 года о рекомендуемых нулевых точках для шкал абсолютной и кажущейся болометрической величины». arXiv:1510.06262v2 [Astro-ph.SR].
  11. ^ Флауэр, Филип Дж. (Сентябрь 1996 г.), «Преобразования теоретических диаграмм Герцшпрунга-Рассела в диаграммы цветовой величины: эффективные температуры, цвета B-V и болометрические поправки», Астрофизический журнал, 469: 355, Bibcode:1996ApJ ... 469..355F, Дои:10.1086/177785
  12. ^ а б Торрес, Гильермо (ноябрь 2010 г.). «Об использовании эмпирических болометрических поправок для звезд». Астрономический журнал. 140 (5): 1158–1162. arXiv:1008.3913. Bibcode:2010AJ .... 140.1158T. Дои:10.1088/0004-6256/140/5/1158. Сложить резюме.