Luminositetsfordelingen

Luminositetsfordelingen, ofta kallad luminositetsfunktionen, beskriver hur många objekt som finns per volymenhet inom ett givet luminositetsintervall. Den används främst i astronomin för att beskriva galaxpopulationer men även andra ljusstarka objekt som aktiva galaxer och stjärnor. Genom att sammanställa observationsdata ger funktionen en statistisk bild av ljusstyrkan i universum inom ett specifikt våglängdsband.

Den mest använda modellen för galaxer är Schechter-funktionen. Den anger φ(L) dL, antalet galaxer per volym i luminositetsintervallet L till L+dL, som φ* (L/L*)^α exp(-L/L*) dL/L*. I magnitudform uttrycks den ungefär som φ(M) = 0,4 ln 10 φ* 10^{0,4 (M*-M) (α+1)} exp(-10^{0,4 (M*-M)}). Parametrarna φ*, L* (eller M*), och α beskriver normalisering, den karakteristiska luminositeten och den svaga änden av lutningen.

Värdena för luminositetsfordelningen beror på våglängden och redshift. Observationer från stora undersökningar som SDSS, 2dFGRS, GAMA och COSMOS används för att uppskatta parametrarna och hur funktionen förändras över tid. Derivationen kräver korrigeringar för urval, volym och dust-extinction samt k-correction och möjliga evolutionseffekter.

Användningar inkluderar beräkning av luminositetstätheten ρL, som kopplas till stjärnbildningshistorik och galaxens massfördelning. Genom att jämföra luminositetsfordelningar mellan miljöer och över tid kan man testa galaxbildningsmodeller och universums ljusskiktiga historia. Begränsningar omfattar urvalsbias, dust-extinction och osäkerheter i modellantaganden.