Астронет: А. В. Локтин, В. А. Марсаков Звездная астрономия в лекциях http://www.variable-stars.ru/db/msg/1245721/lec.2.3.html

2.3 Болометрические звёздные величины

Лекция 2. Фотометрические характеристики звёзд

2.3 Болометрические звёздные величины

Из наблюдений на поверхности Земли можно получить звёздную величину только в определенном интервале длин волн. Регистрация излучения во всем спектре, которая бы дала величину полной энергии, излучаемой звёздой в пространство, на Земле невозможна из-за поглощения света атмосферой, которое сложным образом зависит от длины волны. Для того, чтобы характеризовать полное излучение звезды, введены так называемые болометрические звёздные величины. Переход от абсолютных звёздных величин к болометрическим осуществляется прибавлением к значениям абсолютных звёздных величин так называемых болометрических поправок. Чем более широкий интервал спектра, в котором производятся наблюдения, тем больше энергии мы регистрируем, поэтому болометрические поправки практически для всех звёзд отрицательны.

Покажем, как можно определить болометрические поправки из наблюдений. Полное количество световой энергии звезды, регистрируемой вне атмосферы Земли, есть: где I_v - распределение энергии в спектре звезды как функция частоты излучения. Болометрическую поправку определим как разность болометрической абсолютной звёздной величины и звёздной величины M_V, хотя можно использовать и величины в других участках спектра. При этом болометрическую поправку можно вычислить по формуле: где S_v - кривая реакции соответствующей полосы фотометрической системы (в нашем случае - полосы V системы UBV). Постоянная C выбирается таким образом, чтобы болометрическая поправка была равна нулю для звёзд с T_eff = 6000 - 7000 K, т.е. для звёзд спектральных подклассов F3 - F5. Болометрическая поправка (В.С.) для всех других спектральных классов (или эффективных температур) имеет отрицательный знак. В доступном для наблюдения оптическом диапазоне распределение энергии в спектрах звёзд получают из спектрофотометрических измерений. Чтобы восстановить распределение энергии в недоступных для непосредственных измерений участках спектра, его приходится моделировать с помощью тех или иных предположений, простейшее из которых - замена ненаблюдаемых частей распределения участками кривой распределения энергии в спектре абсолютно черного тела с подходящим образом подобранной температурой.

На рис.2-2 приведены значения B.C. как функции показателей цвета (B-V) для звёзд главной последовательности (V-ый класс светимости), желтых и красных гигантов (III-ий класс светимости) и сверхгигантов (I-ый класс светимости). Отметим, что связь болометрических поправок с показателем цвета (так же, как и с эффективной температурой или спектральным классом) разная для звёзд разных классов светимости. Еще необходимо сказать, что точность определения болометрических поправок выше для звёзд, максимум распределения энергии в спектре которых приходится на видимый участок спектра, и низка для самых голубых и самых красных звёзд.

Болометрические звёздные величины очень важны, например, для сравнения результатов теории звёздной эволюции с наблюдениями, так как обычно эволюционные треки звёзд публикуются в координатах (так называемая теоретическая система координат, где L есть болометрическая светимость звезды, а L_¤ - та же величина для Солнца), тогда как для сравнения с наблюдательными данными необходимо переходить к наблюдаемым величинам, например, к V и (B-V).