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^[1] in SI-Einheiten oder als Vielfaches der Sonnenleuchtkraft angegeben, früher in „Magnituden“, dann mit dem Symbol ${\displaystyle M_{\mathrm {bol} }}$ oder ${\displaystyle m_{\mathrm {bol} }}$ bezeichnet, je nachdem, ob die absolute oder die scheinbare bolometrische Helligkeit gemeint ist.

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:^[2]

${\displaystyle m_{\mathrm {bol} }=m_{\mathrm {v} }+BC}$

mit der visuellen Helligkeit, ${\displaystyle m_{\mathrm {v} }}$, der bolometrischen Helligkeit, ${\displaystyle m_{\mathrm {bol} }}$, und der bolometrischen Korrektur, ${\displaystyle BC}$.

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):

${\displaystyle BC=m_{\mathrm {bol} }-m_{\mathrm {v} }=2{,}5\cdot \log \left({\frac {F_{\mathrm {bol} }}{F_{550\,\mathrm {nm} }}}\right)}$

${\displaystyle BC=2{,}5\cdot \left(4\cdot \log \left({\frac {5770\,\mathrm {K} }{T}}\right)+\log \left({\frac {\exp {\left({\frac {h\cdot c}{k\cdot 5770\,\mathrm {K} \cdot 550\,\mathrm {nm} }}\right)}-1}{\exp {\left({\frac {h\cdot c}{kT\cdot 550\,\mathrm {nm} }}\right)}-1}}\right)\right)}$

${\displaystyle BC=2{,}5\cdot \left(4\cdot \log \left({\frac {5770}{T/\mathrm {K} }}\right)+\log \left({\frac {92{,}1}{\exp {\left({\frac {26160}{T/\mathrm {K} }}\right)}-1}}\right)\right)}$

Die absolute visuelle Helligkeit der Sonne beträgt 4^M83, die absolute bolometrische Helligkeit 4^M74^[3] (statt 4^M74 kann man auch 4,74 Mag schreiben). Die bolometrische Korrektur für die Sonne beträgt also ${\displaystyle BC=4^{\mathrm {M} }74-4^{\mathrm {M} }83=-0^{\mathrm {M} }09.}$

Die bolometrische Helligkeit steht in einer direkten Beziehung zur Leuchtkraft:

${\displaystyle M_{\mathrm {bol} }-M_{\mathrm {bol,\odot } }=-2{,}5\cdot \log _{10}\left({\frac {L}{L_{\odot }}}\right)}$

${\displaystyle \Rightarrow {\frac {L}{L_{\odot }}}=10^{0,4\cdot \left(M_{\mathrm {bol,\odot } }-M_{\mathrm {bol} }\right)}}$

• 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).

• Auswertung obiger Formel für eine Strahlungstemperatur von 3500 K (Ergebnis −1^m03 oder +159 %)

1. ↑ 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.
2. ↑ 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).
3. ↑ 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.