Magnitud bolomètrica: diferència entre les revisions

Per una estrella, la magnitud bolomètrica s'obté generalment a partir de la [[magnitud absoluta]]<ref>{{ref llibre|autor=E. E. Mamajek, G. Torres, A. Prsa, P. Harmanec, M. Asplund |títol=IAU 2015 Resolution B2 on Recommended Zero Points for the Absolute and Apparent Bolometric Magnitude Scales|data=2015-10-21}}</ref> dins una certa [[banda espectral]] (generalment V del [[sistema fotomètric| 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 [[opacitat]]s)

* <math>M_V</math> i <math>m_V</math> són les [[magnitud absoluta|magnituds absolutes]] i [[magnitud aparent|aparent]] al filtre V del [[sistema fotomètric]] ;