Luminosidad

En Física de partículas se define la luminosidad instantánea como el número de partículas por unidad de superficie y por unidad de tiempo en un haz. Se mide en unidades inversas de sección eficaz por unidad de tiempo. Al integrar esta cantidad durante un período se obtiene la luminosidad integrada, la cual se mide en unidades inversas de sección eficaz (como por ejemplo el pb^-1). Cuanto mayor es esta cantidad mayor es la probabilidad de que se produzcan sucesos interesantes en un experimento de altas energías. Dado un proceso cuya sección eficaz, σ, conocemos, para una luminosidad integrada, L, dada, podemos estimar el número de veces que se va a producir ese suceso simplemente multiplicando ambas cantidades:

Número de sucesos = L × σ

Luminosidad estelar

En astronomía, la luminosidad es la potencia (cantidad de energía por unidad de tiempo) emitida en todas direcciones por un cuerpo celeste. Está directamente relacionada con la magnitud absoluta del astro. Este valor no es constante si se consideran períodos suficientemente largos, ya que la estrella va cambiando su luminosidad según el estado en que se encuentre, pero se mantiene constante en el períodos usuales para el humano. Si bien puede llevar a confusión, en astronomía la luminosidad es un concepto diferente al de brillo; el brillo depende fundamentalmente de la distancia a la que nos encontramos de un determinado objeto, mientras que la luminosidad es una propiedad física.

Luminosidad del Sol

La luminosidad del Sol, L_☉ o L_Sol es la unidad clásica usada en astronomía para comparar la luminosidad de otros astros. Su valor aproximado es de

$L_{\bigodot} \approx 3.827 \cdot 10^{26}\ [W]$.

Se observa que esta es una cantidad constante, y que no depende de ninguna distancia de medición.

Podemos calcular una aproximación de la constante con pocos datos. La densidad de Potencia que la Tierra recibe del Sol es aproximadamente:

$P_{\bigodot} = 1367 \left [ \frac {W} {m^2}\right ]$.

Una esfera de radio R igual a 1 UA tiene una superficie de

$S_E = 4 \pi {R^2} [ m^2 ] \approx 4 \cdot 3,1415 \cdot (1,496 \cdot 10^{11} )^2 {[m^2]}$.

$S_E \approx 2,812 \cdot 10^{23} {[m^2]}$.

Si suponemos que la densidad de potencia que emite el Sol se mantiene constante en todas las direcciones, podemos calcular la potencia total emitida como:

$L_{\bigodot} = P_{\bigodot} \cdot S_E \left [ W \right ]$.

$L_{\bigodot} \approx 1367 \left [ \frac {W} {m^2}\right ] \cdot 2,812 \cdot 10^{23} {[m^2]}$.

$L_{\bigodot} \approx 3.8 \cdot 10^{26}\ [W]$.

Véase también

• Brillo superficial, luminosidad superficial o brillo aparente, concepto astronómico.
• Límite de Eddington, también llamada luminosidad de Eddington, la máxima luminosidad que puede pasar a través de una capa de gas en equilibrio hidrostático.
• Luminosidad (color), también llamada claridad, una propiedad de los colores.
• Luminosidad lunar.

Referencias

• I.-J. Sackmann, A. I. Boothroyd (2003). «Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars». The Astrophysical Journal 583 (2):  pp. 1024-1039. http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...583.1024S.