Comentários
- Você está procurando algo mais complicado do que encontrar uma correção bolométrica?
- @Rob sim, esses objetos são legais e brilhantes no infravermelho, mas eu conheço suas magnitudes pelo 2MASS e WISE, e até mesmo pelo Sloan. Converter magnitudes em fluxo e ajustar usando um modelo de corpo negro é o suficiente?
- Eles certamente não são corpos negros. Você precisaria se ajustar a modelos estelares adequados.
- @Rob Se sabemos magnitudes e tipo estelar, como calcular Lbol?
- Eu adicionei uma referência a uma tabela relevante para legal objetos.
Resposta
Citando da Wikipedia,
A magnitude bolométrica Mbol leva em consideração a radiação eletromagnética em todos os comprimentos de onda. Inclui os não observados devido à banda passante instrumental, à absorção atmosférica da Terra e à extinção por poeira interestelar. É definido com base na luminosidade das estrelas. No caso de estrelas com poucas observações, deve ser calculado assumindo um temperatura efetiva. Classicamente, a diferença na magnitude bolométrica está relacionada à taxa de luminosidade de acordo com:
$ M_ {bol, *} – M_ {bol, sun} = -2.5log_ {10} (\ frac {L _ *} {L_ {sun}}) $
Em agosto de 2015, o International Astronomical A Union aprovou a Resolução B2 [7] que define os pontos zero das escalas de magnitude bolométrica absoluta e aparente em unidades SI para potência (watts) e irradiância (W / m2), respectivamente. Embora as magnitudes bolométricas tenham sido usadas por astrônomos por muitas décadas, havia diferenças sistemáticas nas escalas de luminosidade-magnitude absoluta apresentadas em várias referências astronômicas, e nenhuma padronização internacional. diferenças sistemáticas em escalas de correções bolométricas, que quando combinadas com magnitudes bolométricas absolutas assumidas incorretas para o Sol, podem levar a erros sistemáticos em luminosidades estelares estimadas (e propriedades estelares calculadas que dependem da luminosidade estelar, como raios, idades e assim por diante).
[levando à definição aceita de] $ M_ {bol} = -2,5log_ {10} (L_ *) + 71,1974 … $, onde o termo constante é a luminosidade do ponto zero $ L_0 $.
Não sei se isso ajuda, exceto que você tem que determinar a luminosidade espectral da estrela em questão.