La quantité totale d'énergie qu'une étoile émet par unité de temps.La luminosité est la quantité totale d'énergie qu'une étoile rayonne dans l'espace chaque seconde. C'est une mesure fondamentale de la puissance d'une étoile, souvent exprimée en unités de la luminosité du Soleil. Contrairement à la brillance apparente, qui dépend de la distance, la luminosité est une propriété intrinsèque de l'étoile elle-même, indiquant la quantité de combustible nucléaire qu'elle brûle en son cœur.
Le concept de luminosité comme mesure de la production totale d'énergie d'une étoile a été formalisé à la fin du XIXe et au début du XXe siècle, avec des contributions clés d'astrophysiciens comme Ejnar Hertzsprung et Henry Norris Russell, qui l'ont utilisé dans leur célèbre diagramme.
La luminosité est déterminée par le rayon et la température de surface de l'étoile, conformément à la loi de Stefan-Boltzmann : une étoile plus chaude ou plus grande rayonne plus d'énergie par unité de surface et a donc une luminosité plus élevée. Pour les étoiles de la séquence principale, la luminosité varie fortement avec la masse, de sorte que les étoiles plus massives sont nettement plus lumineuses. En pratique, les astronomes mesurent la brillance apparente et la distance d'une étoile pour calculer sa luminosité.
La luminosité est utilisée pour déterminer les distances des étoiles et des galaxies (via des chandelles standard comme les céphéides) et pour classer les étoiles en stades d'évolution.
Les étoiles les plus lumineuses connues, comme R136a1, sont des millions de fois plus lumineuses que le Soleil, mais elles ne vivent que quelques millions d'années car elles brûlent leur combustible si rapidement.
| M | variable | stellar mass — masse kilogram |
| L | variable | stellar luminosity — luminosité watt |
| M_sun | variable | solar mass — masse kilogram |
| L_sun | variable | solar luminosity — luminosité watt |
| a | constante | empirical slope of the relation — empirical slope = 3.5 |
| b | constante | empirical intercept of the relation — empirical intercept = 0 |
| log10 | opérateur | base-10 logarithm — logarithme décimal |
| L_{\rm Edd} | variable | Eddington luminosity — luminosité watt |
| M | variable | Mass of the object — masse kilogram |
| c | variable | Speed of light — vitesse metre per second |
| G | constante | Newtonian gravitational constant — constante gravitationnelle = 6.67430e-11 cubic metre per kilogram per second squared |
| \kappa | constante | Opacity of the stellar material — opacité = 0.034 square metre per kilogram |
| \dot{n}_{\text{ion}} | variable | ionization rate per unit volume — ionization rate metre per second per cubic metre |
| L | variable | line luminosity — luminosité watt |
| R | variable | emission coefficient — emission coefficient watt per cubic metre per steradian |
| c | variable | speed of light — vitesse de la lumière metre per second |
| f_{\text{esc}} | variable | escape fraction of ionizing photons — escape fraction |
| M_BH | variable | Black hole mass — masse kilogram |
| L | variable | Continuum luminosity (e.g., at 5100 Å) — luminosité watt |
| FWHM | variable | Full width at half maximum of emission line — line width metre per second |
| α | variable | Power-law index for luminosity — power law index |
| β | variable | Power-law index for line width — power law index |
| L_Edd | variable | Eddington luminosity — luminosité watt |
| M | variable | Mass of the object — masse kilogram |
| κ | variable | Opacity of the accreting material — opacité square metre per kilogram |
| G | constante | Newtonian gravitational constant — constante gravitationnelle = 6.67430e-11 cubic metre per kilogram per second squared |
| c | constante | Speed of light in vacuum — vitesse de la lumière = 299792458 metre per second |
| L | variable | Luminosity (total power radiated) — luminosité watt |
| R | variable | Radius of the radiating body — rayon metre |
| T | variable | Effective temperature of the surface — température kelvin |
| \sigma | constante | Proportionality constant relating blackbody radiated power to temperature — constante de Stefan-Boltzmann = 5.670374419e-8 watt per metre squared per kelvin to the fourth |
