UVluminositet

UV-luminositet avser den energi som ett astrofysiskt objekt avger per tidsenhet i det ultravioletta delen av elektromagnetiska spektrumet. Vanligtvis definieras UV-luminositeten över ett specifikt band inom ungefär 100–400 nanometer, men bandgränserna varierar mellan studier. Enheten är watt (W), och i astronomiska sammanhang används ofta solarluminositet (L⊙) eller erg s−1.

I stjärnor ökar UV-luminositeten kraftigt med yttre temperatur. Varma O- och B-stjärnor producerar mycket UV, medan kallare stjärnor bidrar mindre. Därför är UV-luminositeten ett kännetecken för temperatur, ålder och sammansättning hos en stjärnpopulation eller en stjärnhop.

I galaxer används rest-frame UV-luminositet som en proxy för nylig stjärnbildning, eftersom unga, massiva stjärnor lyser starkt i UV. För att omvandla L_UV till stjärnbildningshastighet (SFR) används kalibreringar som beror på initial massfördelning (IMF) och metallhalt; damm i galaxen absorberar UV-ljus och måste korrigeras.

UV-observationer kräver rymdbaserade eller högaltitudinstrument eftersom jordens atmosfär absorberar UV-strålning. Framstående exempel är GALEX och UV-instrumenten ombord Hubble Space Telescope. UV-luminositet kan även användas för att studera aktiviteten i galaxkärnor och egenskaper hos interstellära mediet.

Definitioner av UV-band varierar mellan studier; vanliga val för extragalaktiska arbeten ligger i ungefär 1500–2800 Å. UV-luminositet är en viktig komponent i en galaxies energidistribution och används ofta tillsammans med andra mått som bolometrisk luminositet och UV-slope β.