Болометри́ческая попра́вка (BC, от англ. bolometric correction), разность между болометрической звёздной величиной $m_{bol}$ и звёздной величиной $m,$ определённой в одной из фотометрических полос. В случае когда фотометрическая полоса не указывается, под болометрической поправкой подразумевается разность между болометрической звёздной величиной и звёздной величиной в фотометрической полосе V (т. н. визуальной звёздной величиной $m_V$):$BC=m_{bol}-m_V.$Болометрическая поправка позволяет найти болометрическую звёздную величину светила, которая непосредственно из наблюдений обычно не определяется, поскольку часть излучения в ультрафиолетовом и инфракрасном диапазонах спектра поглощается атмосферой Земли или не воспринимается приёмником излучения.

В основном болометрическая поправка зависит от эффективной температуры звезды $(T_э),$ т. е. от её спектрального класса. Поэтому ранее болометрические поправки вычислялись теоретически, в предположении, что звёзды излучают как абсолютно чёрные тела. Ныне для этого используются внеатмосферные регистрации спектров звёзд. На значение болометрической поправки влияет также плотность атмосферы звезды, вследствие чего поправка немного различается у звёзд одного спектрального класса, но разных классов светимости.

Условно принимают, что болометрическая звёздная величина звёзд главной последовательности спектральных классов F3–F5 с $T_э \approx 6500\!-\!7000\ К$ примерно равна их визуальной звёздной величине $(m_{bol}\approx m_V),$ т. е. у этих звёзд болометрическая поправка близка к нулю. Для звёзд всех остальных спектральных классов болометрическая поправка отрицательна, поскольку у горячих звёзд часть излучения лежит в ультрафиолетовом диапазоне, а у холодных – в инфракрасном. Для Солнца $(T_э=5780\ К)$ она равна –0,08^m, а для горячих звёзд спектральных классов O5–O7 $(T_э \approx 36\,000\!-\!42\,000\ К)$ и холодных красных сверхгигантов класса М5 $(T_э \approx 3000\ К)$ достигает –4^m.