Kommentarer
- Leter du etter noe mer komplisert enn å finne en bolometrisk korreksjon?
- @Rob ja, disse gjenstandene er kule og lyse i infrarød, men jeg kjenner størrelsen deres fra 2MASS og WISE, og til og med Sloan. Konvertere størrelser til flux og passform ved å bruke en blackbody-modell er nok?
- De er absolutt ikke blackbodies. Du må passe med riktige stjernemodeller.
- @Rob Hvis vi vet størrelser og stjernetype, hvordan beregner vi Lbol?
- Jeg har lagt til en referanse til en relevant tabell for kul objekter.
Svar
Sitat fra Wikipedia,
Den bolometriske størrelsen Mbol tar hensyn til elektromagnetisk stråling ved alle bølgelengder. Det inkluderer de som ikke er observert på grunn av instrumentalt passbånd, jordens atmosfæriske absorpsjon og utryddelse av interstellært støv. Det er definert basert på stjernenes lysstyrke. Når det gjelder stjerner med få observasjoner, må den beregnes forutsatt at effektiv temperatur. Klassisk er forskjellen i bolometrisk størrelse relatert til lysstyrkeforholdet i henhold til:
$ M_ {bol, *} – M_ {bol, sun} = -2.5log_ {10} (\ frac {L _ *} {L_ {sun}}) $
I august 2015 ble International Astronomical Union vedtok resolusjon B2 [7] som definerte nullpunktene for de absolutte og tilsynelatende bolometriske størrelses skalaene i henholdsvis SI-enheter for henholdsvis kraft (watt) og bestråling (W / m2). Selv om bolometriske størrelser hadde blitt brukt av astronomer i mange tiår, hadde vært systematiske forskjeller i skalaene for absolutt styrke-lysstyrke presentert i forskjellige astronomiske referanser, og ingen internasjonal standardisering. Dette førte til systematiske forskjeller i bolometriske korreksjonsskalaer, som når de kombineres med feil antatte absolutte bolometriske størrelser for solen kan føre til systematiske feil i estimerte stjernelysstyrker (og stjernegenskaper beregnet som er avhengige av stjernelysstyrke, slik som radier, aldre og så videre).
[fører til akseptert definisjon av] $ M_ {bol} = -2.5log_ {10} (L_ *) + 71.1974 … $, der den konstante betegnelsen er nullpunktets lysstyrke $ L_0 $.
Dunno hvis dette hjelper, bortsett fra at du må bestemme den spektrale lysstyrken til den aktuelle stjernen.