Funzione di luminosità (astronomia)

In astronomia, la funzione di luminosità fornisce il numero di stelle o galassie con un determinato intervallo di luminosità.^[1] Funzioni di luminosità sono usate per studiare le proprietà di grandi gruppi o classi di oggetti, come stelle di ammassi stellari o galassie del Gruppo Locale.

Funzione di luminosità di Schechter

La funzione di luminosità di Schechter dà la densità di spazio delle galassie all'interno di una determinata luminosità. La formula della funzione è:

n(x)\ \mathrm {d} x=\phi ^{*}x^{a}\mathrm {e} ^{-x}\mathrm {d} x,

dove $x=L/L^{*}$ , e $L^{*}$ è una luminosità galattica caratteristica dove la funzione smette di funzionare. Il parametro $\,\!\phi ^{*}$ ha unità di densità di numero e fornisce la normalizzazione. La funzione di luminosità galattica può avere differenti parametri in base alla popolazione stellare e all'ambiente, non è una funzione universale. Una misura del campo di galassie è $a=-0.7,\ \phi ^{*}=0.02h^{3}\mathrm {Mpc} ^{-3}$ .^[2]

Funzione di luminosità delle nane bianche

La funzione di luminosità delle nane bianche permette di ottenere il numero di nane bianche con una determinata luminosità. Dato che è determinata dal tasso di formazione e raffreddamento di queste stelle, è di interesse per le informazioni che fornisce riguardo alla fisica delle nane bianche in raffreddamento e all'età e la storia della Via Lattea.^[3]^[4]

Note

^ Luminosity function, David Darling, entry in The Internet Encyclopedia of Science, consultato il 19 settembre 2007.
^ Malcolm Longair, Galaxy Formation, Springer Verlag, 1998, ISBN 3-540-63785-0.
^ The Texas Deep Sky Survey: Spectroscopy of Cool Degenerate Stars, C. F. Claver, D. E. Winget, R. E. Nather, and P. J. MacQueen, Bulletin of the American Astronomical Society 30 (December 1998), p. 1300
^ The Potential of White Dwarf Cosmochronology, G. Fontaine, P. Brassard, and P. Bergeron, Publications of the Astronomical Society of the Pacific 113, #782 (April 2001), pp. 409–435.