luminositeiten

Luminositeiten zijn de totale hoeveelheden energie die een astronooms object per tijdseenheid uitzendt. In de astrofysica spreekt men vaak van de bolometrische luminositeit, aangeduid met L, en van vervolgens gerelateerde waarden op specifieke golflengten (monochromatische luminositeit) zoals Lν of Lλ. Eenheden zijn doorgaans watt (W) of, in termen van de zon, zonne-luminositeiten (L⊙).

Een fundamenteel verband is L = 4πd²F, waarbij F de flux is die de bron op aarde of een andere locatie bereikt en d de afstand tot de bron. Dit maakt het mogelijk om, bij bekende afstand, de intrinsieke luminositeit af te leiden uit de waargenomen flux. Vanwege interstellaire en intergalactische extinctie moeten correcties voor stof en rode- shifting toegepast worden. Voor sterren is vaak de bolometrische luminositeit afgeleid uit de spectrale energiedistributie door integratie over alle golflengten; soms wordt een bolometrisch verkeerde correctie toegepast.

Luminositeiten variëren sterk tussen objecten. De Zon heeft een bekende L⊙ als referentie, terwijl sterren, planeten, supernovae, actieve galactische nuclei en hele sterrenstelsels enorme verscheidenheden in luminositeit tonen. De luminositeitendistributie binnen een populatie wordt de luminositeitsfunctie genoemd; bij sterrenstelsels volgt dit vaak een Schechter-functie.

In de praktijk worden luminositeiten gebruikt om de energieproductie van objecten te vergelijken, hun evolutie te volgen en afstanden in de kosmos te schatten. Astronomische metingen onderscheiden vaak bolometrische luminositeit en monochromatische lumino-siteit, en houden rekening met beaming (bij jet-objecten) en anisotropie die de waargenomen flux kunnen vertekenen.