в точке поверхности, отношение светового потока (См. Световой поток), исходящего от малого элемента поверхности, который содержит данную точку, к площади этого элемента. Одна из световых величин (См. Световые величины). Единица С. в системе СИ - Люмен на квадратный метр (лм/м²). Аналогичная величина в системе энергетических величин называется энергетической С. и измеряется в вт/м².

звезды, сила света звезды, т. е. величина излучаемого звездой светового потока, заключённого в единичном телесном угле. Термин "светимость звезды" не соответствует термину "светимость" общей фотометрии. С. звезды может относиться как к какой-либо области спектра звезды (визуальная С. звезды, фотографическая С. звезды и т. п.), так и к суммарному её излучению (болометрическая С. звезды). С. звезды выражается обычно в единицах светимости Солнца, равной 3·10²⁷ международных свечей, или 3,8·10³³ эрг/сек. Светимости отдельных звёзд сильно отличаются друг от друга: существуют звёзды, болометрическая светимость которых достигает полумиллиона в единицах светимости Солнца (звёзды-сверхгиганты спектрального класса О), а также звёзды с болометрической светимостью, в сотни тысяч раз меньшей солнечной. Предполагают, что существуют звёзды с ещё более низкой светимостью. Наряду с массами, радиусами и поверхностными температурами звёзд, светимости являются важнейшими характеристиками звёзд. Связь между этими звёздными характеристиками рассматривается в теоретической астрофизике. С. звезды L связана с абсолютной звёздной величиной (См. Звёздная величина) М зависимостью:

М = - 2,5 lg L + 4,77.

См. также ст. Звёзды и лит. при ней.

эмпирическая зависимость, характеризующая распределения звёзд по светимостям (или по абсолютным звёздным величинам (См. Звёздная величина)). С. ф. φ(M) позволяет вычислить долю N звёзд, находящихся в некотором объёме пространства и имеющих абсолютные звёздные величины, заключённые в пределах от М до M+dM. Иногда функцией светимости называют функцию Ф (М)=D (r)φ(M), позволяющую вычислить абсолютное число звёзд заданной звёздной величины, входящих в единицу объёма (обычно 10³ nc³); здесь D (r) - плотность распределения звёзд в пространстве. В некоторых случаях рассматривают С. ф. для звёзд различных спектральных классов.

Разработаны различные методы определения С. ф., при этом основной трудностью является введение поправок, учитывающих неполноту используемых сведений о звёздах. Функцию φ(М) можно определить, выделяя число звёзд до некоторой видимой звёздной величины и определяя для каждой звезды тем или иным методом абсолютную звёздную величину М. При этом принимают во внимание, что звёзды различной светимости находятся на разном расстоянии от наблюдателя и т. о. входят в разные объёмы пространства. Если для определения φ(М) использовать все известные звёзды в пределах одного и того же расстояния, то влияние селекции будет меньше, но этот метод не позволяет определить плотность звёзд высокой светимости, т. к. мала вероятность их попадания в небольшой объём (поперечником менее 10 nc), а только в пределах такого расстояния от Солнца можно считать известными все звёзды. Косвенный метод определения С. ф. основан на статистической зависимости между параллаксами, собственными движениями и видимыми звёздными величинами. Этот метод определения С. ф. впервые применен Я. Каптейном в 1902, а затем неоднократно использовался др. исследователями.

С. ф. для окрестностей Солнца представлена на рис. Эта функция обладает заметной асимметрией; сначала, по мере перехода к звёздам меньшей светимости, она возрастает, достигает максимума при М ≈ + 15, а затем начинает быстро убывать. Однако это убывание, по-видимому, является результатом неполноты знаний звёзд малой светимости.

Вид С. ф. зависит от состава "звёздного населения" и различен для разных частей Галактики. Знание С. ф. позволяет оценить на основе зависимости "масса - светимость" полную массу звёзд в Галактике, а также, решая интегральные уравнения звёздной статистики (См. Звёздная статистика), определить звёздную плотность.

Е. Д. Павловская.

График функции светимости для окрестностей Солнца.

в астрономии, один из параметров двумерной спектральной классификации звёзд; характеризует последовательность на Герцшпрунга - Ресселла диаграмме (См. Герцшпрунга - Ресселла диаграмма), к которой принадлежит звезда. Общеприняты 5 С. к.: I - Сверхгиганты (Ia - яркие, Ib - слабые), II - промежуточные сверхгиганты, III - Гиганты, IV - Субгиганты, V - звёзды главной последовательности. В дополнение к одномерной спектральной классификации звёзд (См. Спектральная классификация звёзд) по температуре С. к. позволяет классифицировать спектры также по физическому состоянию звёздных атмосфер. Основанная на этом принципе двумерная спектральная классификация, предложенная в США (система МКК), представлена на диаграмме "спектральный класс - абсолютная звёздная величина" (рис.). Диаграмма позволяет находить абсолютные величины звёзд по спектрам и С. к. Поскольку в действительности звёзды не ложатся строго на линейные последовательности, а образуют полосы (из-за различия в химическом составе и других параметрах), предлагались новые системы двумерной и трёхмерной спектральной классификации, в частности французская, учитывающая особенности непрерывного и ультрафиолетового спектра звёзд.

Л. Г. Масевич.

Диаграмма "спектральный класс - абсолютная звездная величина".