Kommentarer
- Leder du efter noget mere kompliceret end at finde en bolometrisk korrektion?
- @Rob ja, disse objekter er seje og lyse i infrarødt, men jeg kender deres størrelser fra 2MASS og WISE og endda Sloan. Konvertere størrelser til flux og tilpasning ved hjælp af en blackbody-model er nok?
- De er bestemt ikke blackbodies. Du bliver nødt til at passe med de rigtige stjernemodeller.
- @Rob Hvis vi kender størrelser og stjernetype, hvordan man beregner Lbol?
- Jeg har tilføjet en reference til en relevant tabel for cool objekter.
Svar
Citering fra Wikipedia,
Den bolometriske størrelse Mbol tager højde for elektromagnetisk stråling ved alle bølgelængder. Det inkluderer dem, der ikke er observeret på grund af instrumentalt passbånd, Jordens atmosfæriske absorption og udryddelse af interstellært støv. Det defineres ud fra stjernernes lysstyrke. I tilfælde af stjerner med få observationer skal det beregnes under forudsætning af en effektiv temperatur. Klassisk er forskellen i bolometrisk størrelse relateret til lysstyrkeforholdet i henhold til:
$ M_ {bol, *} – M_ {bol, sun} = -2.5log_ {10} (\ frac {L _ *} {L_ {sun}}) $
I august 2015 blev International Astronomical Union vedtog resolution B2 [7], der definerede nulpunkterne for de absolutte og tilsyneladende bolometriske størrelsesskalaer i henholdsvis SI-enheder for henholdsvis effekt (watt) og bestråling (W / m2). Selvom bolometriske størrelser var blevet brugt af astronomer i mange årtier, havde været systematiske forskelle i de absolutte størrelses-lysstyrke-skalaer præsenteret i forskellige astronomiske referencer og ingen international standardisering. Dette førte til systematiske forskelle i bolometriske korrektionsskalaer, som når de kombineres med ukorrekte antagne absolutte bolometriske størrelser for Solen, kunne føre til systematiske fejl i estimerede stjernelysstyrker (og stjernegenskaber beregnet, der er afhængige af stjernelysstyrke, såsom radier, aldre osv.).
[der fører til den accepterede definition af] $ M_ {bol} = -2.5log_ {10} (L_ *) + 71.1974 … $, hvor det konstante udtryk er nulpunktslysstyrken $ L_0 $.
Ved ikke, hvis dette hjælper, bortset fra at du er nødt til at bestemme den pågældende stjernes spektrale lysstyrke.