Mostra la font per a Lluminositat

{{Infotaula magnitud}}
[[Fitxer:The Sun in white light.jpg|miniatura|El [[Sol]] té una lluminositat intrínseca de {{val|3.83|e=26|u=[[watt]]s}}. En astronomia, aquesta quantitat és igual a una [[lluminositat solar]], representada pel símbol ''L''<sub>⊙</sub>. Una estrella amb quatre vegades la potència radiativa del Sol té una lluminositat de {{val|4|u=''L''<sub>⊙</sub>}}.]]
La '''lluminositat''' o '''brillantor''' és la quantitat de [[flux lluminós]] que emet una font de [[llum]] en una [[Direcció (geometria)|direcció]], en una unitat d'[[angle sòlid]]. La seva unitat de mesura en el [[Sistema Internacional d'Unitats|sistema internacional d'unitats]] és la [[candela]] (cd), que és la intensitat lluminosa, en la direcció [[Perpendicularitat|perpendicular]] respecte a una superfície d'1/600.000 m² d'un cos negre a la temperatura de congelació del platí, a una pressió de 101.325 pascals.

La seva expressió és:

:<math> E = \frac {I}{D^2}</math>

en què ''E'' és la lluminositat, ''I'' la intensitat i ''D'' la distància. La [[intensitat lluminosa]] forma part de les magnituds fonamentals de la física.

En [[física de partícules]], es defineix la lluminositat instantània com el nombre de partícules per unitat de superfície i per unitat de temps en un feix. Es mesura en unitats inverses de secció eficaç per unitat de temps. En integrar aquesta quantitat durant un període, s'obté la lluminositat integrada, la qual es mesura en unitats inverses de secció eficaç (per exemple, el pb<sup>-1</sup>). Quant més gran és aquesta quantitat, més gran és la probabilitat que es produeixin successos interessants en un experiment d'altes energies. En un procés la secció eficaç (σ) del qual coneixem, per a una lluminositat integrada ''L'' donada, es pot estimar el nombre de vegades que es produirà aquest succés simplement multiplicant ambdues quantitats:

:Nombre de successos = ''L'' × σ 

En [[astronomia]], la lluminositat o lluminositat absoluta és la quantitat d'energia per unitat de temps emesa en totes direccions per un cos celeste. Està directament relacionada amb la [[magnitud absoluta]]. Usualment, se sol mesurar per comparació amb la lluminositat del [[Sol]].

En el [[sistema internacional]] la lluminositat es mesura en [[joule]]s per segon, o [[watt]]s. En astronomia, els valors de la lluminositat es donen sovint en els termes de la [[lluminositat solar]], ''L''<sub>⊙</sub>. La lluminositat també es pot donar en termes del sistema astronòmic [[Magnitud (astronomia)|magnitud]]: la [[magnitud absoluta|magnitud bolomètrica absoluta]] (''M''<sub>bol</sub>) d'un objecte és una mesura logarítmica de la seva taxa d'emissió d'energia total, mentre que la [[magnitud absoluta]] és una mesura logarítmica de la lluminositat dins d'algun rang específic de [[longitud d'ona]] o banda de filtre.

En canvi, el terme ''brillantor'' en astronomia s'utilitza generalment per referir-se a la brillantor aparent d'un objecte: és a dir, com de brillant sembla un objecte a un observador. La brillantor aparent depèn tant de la lluminositat de l'objecte com de la distància entre l'objecte i l'observador, i també de qualsevol [[Extinció (astronomia)|absorció]] de llum al llarg del camí d'objecte a observador. La [[magnitud aparent]] és una mesura logarítmica de la brillantor aparent. La distància determinada per les mesures de lluminositat pot ser una mica ambigua i, per tant, de vegades s'anomena [[distància de lluminositat]].

== Unitats de fotometria del SI ==
{{Unitats de fotometria del SI}}

== Mesura ==
Quan no està qualificat, el terme "lluminositat" significa lluminositat bolomètrica, que es mesura en les unitats [[SI]], [[watt]]s, o en termes de [[lluminositat solar|lluminositats solars]]. Un [[bolòmetre]] és l'instrument que s'utilitza per mesurar l'[[energia radiant]] en una banda ampla mitjançant l'[[Absorció (electromagnetisme)|absorció]] i mesurant l'escalfament. Una estrella també irradia [[Neutrí|neutrins]], que transporten una mica d'energia (al voltant del 2% en el cas del Sol), contribuint a la lluminositat total de l'estrella.<ref name="BAHCALL1">{{ref-web|nom=John |cognom=Bahcall |enllaçautor=John N. Bahcall |url=http://www.sns.ias.edu/~jnb/SNviewgraphs/snviewgraphs.html |títol=Solar Neutrino Viewgraphs |editor=[[Institute for Advanced Study]] School of Natural Science |consulta=3 juliol 2012
}}</ref> La IAU ha definit una lluminositat solar nominal de {{val|3,828|e=26|u=W}} per promoure la publicació de valors coherents i comparables en unitats de lluminositat solar.<ref name=iau>{{cite arXiv |eprint=1510.07674|class=astro-ph.SR|title=IAU 2015 Resolution B3 on Recommended Nominal Conversion Constants for Selected Solar and Planetary Properties |last1=Mamajek|first1=E. E.|last2=Prsa|first2=A.|last3=Torres|first3=G.|last4=Harmanec|first4=P.|last5=Asplund|first5=M.|last6=Bennett|first6=P. D. |last7=Capitaine|first7=N. |last8=Christensen-Dalsgaard|first8=J.|last9=Depagne|first9=E.|last10=Folkner|first10=W. M.|last11=Haberreiter|first11=M. |last12=Hekker|first12=S. |last13=Hilton|first13=J. L.|last14=Kostov|first14=V.|last15=Kurtz|first15=D. W.|last16=Laskar|first16=J.|last17=Mason|first17=B. D.| last18=Milone|first18=E. F. |last19=Montgomery|first19=M. M.|last20=Richards|first20=M. T.|last21=Schou|first21=J.|last22=Stewart|first22=S. G.|year=2015}}</ref>

Tot i que els bolòmetres existeixen, no es poden utilitzar per mesurar ni tan sols la brillantor aparent d'una estrella perquè són insuficientment sensibles a l'espectre electromagnètic i perquè la majoria de longituds d'ona no arriben a la superfície de la Terra. A la pràctica, les magnituds bolomètriques es mesuren prenent mesures a determinades longituds d'ona i construint un model d'espectre total que és més probable que coincideixi amb aquestes mesures. En alguns casos, el procés d'estimació és extrem, amb les lluminositats que es calculen quan s'observa menys de l'1% de la producció d'energia, per exemple amb una [[estrella Wolf-Rayet]] calenta observada només a l'infraroig. Les lluminositats bolomètriques també es poden calcular mitjançant una [[correcció bolomètrica]] a una lluminositat en una banda de pas determinada.<ref name=nieva>{{ref-publicació|bibcode=2013A&A...550A..26N| arxiv=1212.0928|títol=Temperature, gravity, and bolometric correction scales for non-supergiant OB stars|publicació=Astronomy & Astrophysics|volum=550|pàgines=A26|cognom1=Nieva|nom1=M.-F|any=2013| doi=10.1051/0004-6361/201219677|s2cid=119275940}}</ref><ref name=buzzoni>{{ref-publicació|bibcode=2010MNRAS.403.1592B|arxiv=1002.1972|títol=Bolometric correction and spectral energy distribution of cool stars in Galactic clusters|publicació=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volum=403|exemplar=3|pàgines=1592 |cognom1=Buzzoni|nom1=A |cognom2=Patelli|nom2=L|cognom3=Bellazzini|nom3=M|cognom4=Pecci|nom4=F. Fusi|cognom5=Oliva|nom5=E|any=2010| doi=10.1111/j.1365-2966.2009.16223.x|s2cid=119181086}}</ref>

El terme lluminositat també s'utilitza en relació a una [[banda de pas]] particular, com ara una lluminositat visual de [[banda K]].<ref>{{ref-web|url=http://www.faculty.virginia.edu/ASTR5610/lectures/LECTURE2/lec2a.html|títol=ASTR 5610, Majewski [SPRING 2016]. Lecture Notes|website=www.faculty.virginia.edu|consulta=3 febrer 2019|arxiuurl=https://web.archive.org/web/20210424171700/https://faculty.virginia.edu/ASTR5610/lectures/LECTURE2/lec2a.html|arxiudata=24 d’abril 2021}}</ref> En general, no són lluminositats en el sentit estricte d'una mesura absoluta de la potència radiada, sinó magnituds absolutes definides per a un determinat filtre en un [[sistema fotomètric]]. Existeixen diversos sistemes fotomètrics diferents. Alguns com el [[sistema fotomètric UBV]] o sistema Johnson es defineixen contra estrelles estàndard fotomètriques, mentre que altres com el [[magnitud AB|sistema AB]] es defineixen en termes d'una densitat de flux espectral.<ref name=delfosse>{{citar ref|bibcode=2000A&A...364..217D |display-authors=1 |cognom1=Delfosse |nom1=Xavier |cognom2=Forveille |nom2=Thierry |cognom3=Ségransan |nom3=Damien |cognom4=Beuzit |nom4=Jean-Luc |cognom5=Udry |nom5=Stéphane |cognom6=Perrier |nom6=Christian |cognom7=Mayor |nom7=Michel |títol=Accurate masses of very low mass stars. IV. Improved mass-luminosity relations |publicació=Astronomy and Astrophysics |volum=364 |pàgines=217–224 |data=desembre 2000 |arxiv = astro-ph/0010586 }}</ref>

== Referències ==
{{Referències}}

== Vegeu també ==
* [[Llum]]
* [[Rang dinàmic]]
* [[Taxa de contrast]]
{{autoritat}}

[[Categoria:Magnituds lluminoses]]
[[Categoria:Astrofísica]]
[[Categoria:Física de partícules]]