Die bolometrische Helligkeit ist ein astronomisches Maß für die gesamte Energieabgabe eines Sternes, das heißt: der Logarithmus des über das Spektrum integrierten elektromagnetischen Strahlungsstroms eines Sterns.

Diese Gesamtstrahlung besteht aus dem für unser Auge sichtbaren Bereich des Spektrums, zu denen die für das Auge nicht sichtbaren Bereichen hinzukommen. Diese reichen von Radiowellen über Infrarotstrahlung und Ultraviolettstrahlung bis zu Röntgenstrahlen.

Bolometrische Korrektur

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Da kein Strahlungsempfänger für sämtliche Wellenbereiche empfindlich ist, ist zur Ermittlung der bolometrischen Helligkeit eine Korrektur der jeweils gemessenen Helligkeit erforderlich (bolometrische Korrektur genannt, Abk.: „B.C.“). Hierfür ist die tatsächliche Energieverteilung über das gesamte Spektrum abzuschätzen – mittels Theorien über Sternatmosphären (aus denen die Strahlung stammt). Diese führen jedoch bei Sternen, die in Leuchtkraft bzw. Oberflächentemperatur stark von der Sonne abweichen, zu recht unsicheren Ergebnissen.

Die amtliche Schreibweise für Angaben in bolometrischer Helligkeit ist $M\_\{bol\}$ Die absolute Helligkeit der Sonne beträgt $4^M.87$, die absolute bolometrische Helligkeit dagegen $4^M\; .74$.

Weblinks:

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• kurze Einführung
• Darstellung des Magnitudo-Systems

Astronomische Helligkeit