En astronomia, la magnitud bolomètrica designa la magnitud d'un objecte celeste tenint en compte la totalitat de l'espectre electromagnètic, del domini ràdio als raigs gamma. Es tracta d'una mesura de la seva lluminositat a una escala logarítmica.
Per una estrella, la magnitud bolomètrica s'obté generalment a partir de la magnitud absoluta dins una certa banda espectral (generalment V del sistema fotomètric de Johnson) a la qual se l'aplica la correcció bolomètrica. Aquesta correcció és difícil de calibrar. Depèn molt del tipus espectral: a una magnitud absoluta fixa, una estrella com més emet en el blau i l'ultraviolat més calenta és i, per això, presenta un flux visible encara menys important. Depèn, en menor mesura de la seva lluminositat i metal·licitat, ja que aquests paràmetres tenen una influència en la fotometria de banda ampla (per la desviació de la gravetat de la superfície i de les opacitats)
La magnitud bolomètrica es pot escriure
on i són les magnituds absolutes i aparent al filtre V del sistema fotomètric; BC, la correcció bolomètrica; i , les lluminositats de la font i del sol; i pc (32,6 al), la distància de la font i la de referència.
Vegeu també Magnitud aparent Magnitud absoluta
Referències
Categoria:Astronomia