In der Astronomie ist die bolometrische Helligkeit ein Maß für die Gesamtleuchtkraft eines Himmelskörpers, z. B. eines Sternes oder einer Galaxie. Sie bezeichnet, im Gegensatz zur visuellen oder Röntgenhelligkeit, die über das gesamte elektromagnetische Spektrum integrierte Leuchtkraft.
Zur bolometrischen Helligkeit tragen sowohl die für unser Auge sichtbaren (visuellen) Bereiche des Spektrums als auch die unsichtbaren bei. Das Spektrum reicht dabei von Radiowellen über Infrarotstrahlung und Ultraviolettstrahlung bis zu Röntgen- und Gammastrahlung.
Die absolute bolometrische Helligkeit wird heute meist in SI-Einheiten oder als Vielfaches der Sonnenleuchtkraft angegeben, früher in „Magnituden“, dann mit dem Symbol oder bezeichnet, je nachdem, ob die absolute oder die scheinbare bolometrische Helligkeit gemeint ist.
Bolometrische Korrektur Bearbeiten
Kein heute verfügbarer Detektor ist in sämtlichen Spektralbereichen empfindlich. Dazu kommt, dass die Erdatmosphäre für große Teile des elektromagnetischen Spektrums undurchsichtig ist. Daher kann die bolometrische Helligkeit vom Erdboden aus nicht direkt bestimmt werden.
In vielen Fällen werden Helligkeiten in visuellen (daher für das Auge sichtbaren) Bändern bestimmt. Die bolometrische Korrektur erlaubt es, visuelle Helligkeiten in bolometrische umzurechnen:
mit der visuellen Helligkeit, , der bolometrischen Helligkeit, , und der bolometrischen Korrektur, .
Zur Bestimmung der bolometrischen Korrektur ist die tatsächliche Verteilung der abgestrahlten Energie über das gesamte Spektrum abzuschätzen. Das kann durch Messungen an vergleichbaren Objekten oder durch theoretische Modelle geschehen. Zahlenwerte der bolometrischen Korrektur für Sterne etlicher Spektraltypen und Entwicklungsstufen sind in jedem größeren Tabellenwerk der Astronomie zu finden. Im Falle von Hauptreihensternen wird die Strahlung recht gut durch das Plancksche Strahlungsgesetz für Schwarze Körper beschrieben (die Logarithmen sind zur Basis 10):
Bolometrische Helligkeit und Korrektur am Beispiel der Sonne Bearbeiten
Die absolute visuelle Helligkeit der Sonne beträgt 4M83, die absolute bolometrische Helligkeit 4M74 (statt 4M74 kann man auch 4,74 Mag schreiben). Die bolometrische Korrektur für die Sonne beträgt also
Beziehung zwischen bolometrischer Helligkeit und Leuchtkraft Bearbeiten
Die bolometrische Helligkeit steht in einer direkten Beziehung zur Leuchtkraft:
Literatur Bearbeiten
- Jeffrey Bennett, Megan Donahue, Nicholas Schneider, Mark Voith: Astronomie. Die kosmische Perspektive. Herausgegeben von Harald Lesch. 5. aktualisierte Auflage. Pearson Studium, München u. a. 2010, ISBN 978-3-8273-7360-1 (Ph – Physik).
Weblinks Bearbeiten
- Auswertung obiger Formel für eine Strahlungstemperatur von 3500 K (Ergebnis −1m03 oder +159 %)
Einzelnachweise Bearbeiten
- Alfred Weigert, Heinrich Johannes Wendker, Lutz Wisowski: Astronomie und Astrophysik. Ein Grundkurs. Wiley 2012, ISBN 978-0-471-26518-4, eingeschränkte Vorschau in der Google-Buchsuche.
- Guillermo Torres: On the Use of Empirical Bolometric Corrections for Stars. Astronomical Journal 140, 2010, doi:10.1088/0004-6256/140/5/1158 (freier Volltext).
- E. E. Mamajek, G. Torres, A. Prsa, P. Harmanec, M. Asplund: IAU 2015 Resolution B2 on Recommended Zero Points for the Absolute and Apparent Bolometric Magnitude Scales. In: arXiv. 21. Oktober 2015, arxiv:1510.06262.