luminositetsintervall

Luminositetsintervall är ett begrepp inom astronomi som beskriver det intervallet av intrinsisk luminositet som används i en analys eller i en statistisk beskrivning av en population av astrofysiska objekt. Vanligtvis anges intervallet genom nedre och övre gränser i en luminositetsenhet, ofta i log L eller i sol-luminosa enheter (L☉). Inom studier av galaxer, stjärnor eller aktiva galaxkärnor används luminositetsintervall för att avgränsa bin eller fält i en luminositetsfunktion, såsom Schechter-funktionen, eller när man beräknar rumsdensitet.

Valet av intervall påverkar resultaten: bredare intervall ökar antalet objekt per bin men kan dölja detaljer, medan smalare intervall ger bättre upplösning men ökar den statistiska osäkerheten. Därmed krävs noggrant val av binstorlek och metoder för att hantera ofullständighet och Eddington-bias.

Luminositet L i ett band beräknas ofta från måttad flux F och avstånd d enligt L = 4π d^2 F, anpassat för bandpass och K-korrigeringar; bolometrisk luminositet kräver integration över spektrumet. Exempelvis kan man i en optisk undersökning använda log L-intervalllet 9.5–10.5 i L☉ för en viss klass av stjärnor.

Begränsningar och bias: urvalsbias i fluxbegränsade undersökningar, redshift och k-corrections kan förändra tolkningen av luminositetsintervall. Generellt ses lumino‏sitetintervall som en praktisk metod för att strukturera och jämföra observationsdata över olika prover och universum.