La corrección bolométrica es un término utilizado en astronomía para ajustar la magnitud absoluta de un objeto celeste y obtener su magnitud bolométrica, que representa la radiación emitida en todas las longitudes de onda del espectro electromagnético. Este ajuste es esencial para determinar la luminosidad real de estrellas y otros cuerpos celestes, ya que la mayoría de los instrumentos miden solo una fracción del espectro (como el visible).
Definición y fórmula La corrección bolométrica se define como la diferencia entre la magnitud visual y la magnitud bolométrica:
Para estrellas similares al Sol (tipo espectral F5), la corrección es mínima, mientras que es significativa en estrellas de clases O/B (radiación ultravioleta) y K/M (radiación infrarroja).
Valores típicos + Tabla de correcciones bolométricas por clase espectral Clase Espectral Secuencia Principal Gigantes Supergigantes O3 -4.3 -4.2 -4.0 G0 -0.10 -0.13 -0.1 K5 -0.66 -1.19 -1.00 M0 -1.21 -1.28 -1.3
Calibración estándar La Unión Astronómica Internacional (IAU) estableció en 2015: Luminosidad de referencia: 3.0128 x 10²⁸ W. Magnitud bolométrica del Sol: es igual a 4.75 con una corrección de -0,07.
Aplicaciones Cálculo de luminosidad estelar mediante:
Comparación de estrellas en distintas etapas evolutivas.
Véase también Magnitud aparente Fotometría (astronomía) Ley de Stefan-Boltzmann
Referencias
Enlaces externos Tablas de correcciones actualizadas en GitHub. Guía técnica de la IAU sobre magnitudes bolométricas.
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