Co to jest luminozność w astronomii?
Luminozność (luminosity) to całkowita moc promieniowania emitowanego przez obiekt astronomiczny we wszystkich kierunkach i w całym zakresie elektromagnetycznym, wyrażona w watach (W) lub w jednostkach jasności Słońca (L_sol = 3,828 x 10^26 W). Jest to wielkość bezwzględna – niezależna od odległości obserwatora, w odróżnieniu od obserwowanego strumienia świetlnego (jasności pozornej).
Luminozność gwiazd zmienia się w ogromnym zakresie: od ok. 10^-4 L_sol dla najsłabszych karłów czerwonych po ponad 10^6 L_sol dla hipergigantów. Związek między luminozności a temperaturą powierzchni i promieniem opisuje prawo Stefana-Boltzmanna: L = 4 * pi * R^2 * sigma * T^4. Diagram Hertzsprunga-Russella (HR) przedstawia luminozność (oś pionowa, logarytmiczna) jako funkcję temperatury powierzchniowej gwiazdy – tworzy charakterystyczny wzór z Główną Sekwencją, gałęzią olbrzymów i gałęzią poziomą. Luminozność bolometryczna uwzględnia całe widmo; luminozność optyczna – tylko zakres widzialny. Jasność absolutna (M) to pozorna wielkość, jaką miałoby ciało z odległości 10 parseków: M = m – 5*log10(d/10 pc).
Luminozność gwiazd może być wyznaczana z obserwacji jeśli znana jest odległość (z paralaksy Gaia), lub pośrednio z klasy widmowej (metoda paralaksy spektroskopowej). Dla galaktyk luminozność mierzona jest w pasmach optycznych lub rentgenowskich. Kwazary są najjaśniejszymi obiektami Wszechświata z luminozność do 10^40 W – wiele rzędów wielkości więcej niż cała galaktyka.