Correção bolométrica

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Em astronomia, correção bolométrica é a correção feita na magnitude absoluta de um objeto, de modo a converter a sua magnitude aparente em magnitude bolométrica. É um valor alto para estrelas que irradiam grande parte de sua energia fora da faixa visível do espectro eletromagnético. Ainda não existe uma escala uniforme e padronizada para esta correção.

Descrição[editar | editar código-fonte]

Matematicamente, este cálculo pode ser expresso como:

A tabela seguinte é um subconjunto da tabela de Kaler[1] (pág. 263), listando a correção bolométrica para uma relação de estrelas. Para a tabela completa, o trabalho referenciado deve ser consultado.

Classe Sequência Principal Gigantes Supergigantes
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

A correção bolométrica é alta tanto para estrelas antigas (quentes) quanto para novas (frias), no caso das primeiras porque uma parte substancial da radiação produzida está no ultravioleta, no das últimas porque grande parte está no infravermelho. Para uma estrela como o nosso Sol, a correção é apenas marginal, porque o Sol irradia a maior parte de sua energia no comprimento de onda visual.

Alternativamente, a correção bolométrica pode ser feita em magnitudes absolutas baseadas em outros comprimentos de onda fora do espectro eletromagnético visível.[2] Por exemplo, e mais comumente para as estrelas mais frias, às vezes um conjunto diferente de valores de correção bolométrica é aplicado à magnitude absoluta no infravermelho, em lugar da magnitude absoluta visual.

Matematicamente, este cálculo pode ser expresso como:

[3]

onde MK é o valor da magnitude absoluta e CBK é o valor da correção bolométrica na banda K.[4]

Estabelecendo a escala de correção[editar | editar código-fonte]

A escala de correção bolométrica é definida pela magnitude absoluta do Sol e uma magnitude bolométrica adotada para o Sol. A escolha da magnitude absoluta, a correção bolométrica e a magnitude bolométrica absoluta solares não são arbitrárias, embora algumas referências clássicas tenham tabulado valores mutuamente incompatíveis para essas grandezas. A escala bolométrica tem historicamente variado razoavelmente na literatura, com a correção bolométrica do Sol na banda visual variando entre -0,19 e -0,07 magnitude.

A XXIX Assembleia Geral em Honolulu da União Astronômica Internacional (UAI) adotou a Resolução B2 de agosto de 2015, sobre os pontos zero recomendados para as escalas de magnitude bolométrica absoluta e aparente.[5][6]

A Resolução B2 propôs uma escala de magnitude bolométrica absoluta onde corresponde à luminosidade 3,0128e28 watts, com o ponto de luminosidade zero sendo escolhido de forma que o Sol (com luminosidade nominal 3,828e26 W) corresponda à magnitude bolométrica absoluta de . Colocando-se uma fonte de radiação (uma estrela, por exemplo) à distância padrão de 10 parsecs, segue-se que o ponto zero da escala de magnitude bolométrica aparente corresponde à irradiância , onde a irradiância solar total nominal, medida a 1 Unidade Astronômica (1361 W/m2) corresponde a uma magnitude bolométrica aparente do Sol de .

Uma proposta similar da IAU em 1999 (com um ponto zero ligeiramente diferente, ligado a uma estimativa obsoleta da luminosidade solar) havia sido adotada nas Comissões 25 e 36 da IAU. Entretanto, ela nunca chegou a ser votada em Assembleia Geral, e subsequentemente foi apenas esporadicamente adotada por astrônomos na literatura.

Referências[editar | editar código-fonte]

  1. Kaler, James B. (1989). «Stars and their spectra: An Introduction to the Spectral Sequence». 300 páginas 
  2. Bessell, M. S.; et al. (maio/1998). «Model atmospheres broad-band colors, bolometric corrections and temperature calibrations for O - M stars». Astronomy and Astrophysics. 333: 231-230. Bibcode:1998A&A...333..231B. Consultado em 23 de agosto de 2015  Verifique data em: |data= (ajuda)
  3. Salaris, Maurizio; et al. (Novembro/2002). «Population effects on the red giant clump absolute magnitude: the K band». John Wiley & Sons. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 337 (1): 332–340. Bibcode:2002MNRAS.337..332S. arXiv:astro-ph/0208057Acessível livremente. doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05917.x. Consultado em 23 de agosto de 2015. Lower effective temperatures correspond to higher values of ; since , cooler RC stars tend to be brighter.  Verifique data em: |data= (ajuda)
  4. Buzzoni, A.; et al. (April 2010). «Bolometric correction and spectral energy distribution of cool stars in Galactic clusters». John Wiley & Sons. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 403 (3): 1592–1610. Bibcode:2010MNRAS.403.1592B. arXiv:1002.1972Acessível livremente. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.16223.x. Consultado em 23 de agosto de 2015  Verifique data em: |data= (ajuda)
  5. IAU XXIX General Assembly Draft Resolutions Announced, consultado em 8 de julho de 2015 
  6. Mamajek, E. E.; et al. (2015). «IAU 2015 Resolution B2 on Recommended Zero Points for the Absolute and Apparent Bolometric Magnitude Scales». arXiv:1510.06262v2Acessível livremente