Bien que beaucoup plus petit que le Soleil (quelques dizaines de kilomètres contre plus d'un million de kilomètres de diamètre), le pulsar du Crabe est des centaines de milliers de fois plus lumineux que le Soleil, éclairant de l'intérieur la nébuleuse du Crabe, qui mesure pourtant plus d'une dizaine d'années-lumière.

La luminosité désigne la caractéristique de ce qui émet ou réfléchit la lumière.

Plusieurs définitions et systèmes d'unités

En astronomie, elle représente la quantité totale d'énergie rayonnée (dans le domaine électromagnétique) par unité de temps par un astre. Elle représente donc la brillance réelle de l'astre, et non son éclat apparent qui lui dépend de la distance. Elle a les dimensions d'une puissance et s'exprime dans le système international d'unités en watts. Cependant, la tradition veut que souvent en astronomie on l'exprime dans le système cgs, c'est-à-dire en erg par seconde, la conversion se faisant selon la formule :

.

L'expression de la luminosité en unités SI ou cgs n'est cependant pas systématique. Elle l'est à peu près dans les domaines radio et X mais dans le domaine visible et l'infrarouge elle est également souvent donnée en termes de magnitude absolue, qui est une expression de l'opposé du logarithme du rapport entre la luminosité de l'astre et la luminosité d'un astre de référence. Cette convention curieuse (un astre a une luminosité d'autant plus grande que sa magnitude est faible) résulte de raisons historique, et de la tentative d'effectuer une formulation moderne de la classification faite par les astronomes de la Grèce antique des astres en termes de « grandeur », les astres les plus brillants étant dits de première grandeur et les moins brillants de cinquième grandeur.

Une autre expression de la luminosité se fait en unités de la luminosité solaire, de façon à éviter de manier des grands nombres (la luminosité typique d'une étoile étant de l'ordre de celle du Soleil, soit 4×10 W). On note alors

,

A étant une constante numérique et le symbole de la luminosité solaire.

Luminosité d'une étoile

Il existe une relation entre température de surface (T), rayon (R) et luminosité (L) d'un astre, qui s'écrit

,

σ étant la constante de Stefan-Boltzmann. La luminosité d'un astre est connue quand son éclat vu depuis la Terre l'est (magnitude apparente) ainsi que sa distance. La température est en principe mesurable par spectroscopie. Cette relation permet ainsi de déterminer le rayon d'un astre. Historiquement, cette relation a par exemple permis de déterminer le rayon d'astres très compacts (et donc très peu lumineux pour leur température) comme les naines blanches. Cette méthode est également utilisable dans le domaine des rayons X pour déterminer le rayon d'astres bien plus chauds et bien plus compacts comme les étoiles à neutrons, permettant ainsi de contraindre leur structure en établissant des contraintes sur la relation entre leur masse et leur rayon qui par suite donne des indications sur l'équation d'état de ces objets.

Classifications stellaires

Dans le domaine de la physique stellaire, il est souvent intéressant de positionner un astre dans un diagramme donnant sa luminosité en fonction de sa température. La position d'une étoile sur un tel graphe, appelé diagramme de Hertzsprung-Russell permet de déterminer le type d'étoile observée ainsi que son stade d'évolution. Par exemple, c'est historiquement par le biais de ce diagramme que les naines blanches ont pu être classifiées comme une classe très particulière d'astres, bien moins lumineux que des astres ordinaires de même température. On distingue ainsi sur ce graphe les étoiles dites de la séquence principale (dont l'énergie est issue de la fusion nucléaire d'hydrogène en hélium) et celles de la branche de géantes rouges, qui sont à un stade plus avancé où le cœur produit du carbone voire d'autres éléments plus lourds à partir d'hélium.

Autres types de luminosités

Indépendamment de la luminosité de la surface d'un astre à l'équilibre thermique, définie par la relation , on peut définir la luminosité de tout processus physique par la détermination de la quantité d'énergie qu'il rayonne, et ce dans ou hors du domaine électromagnétique. Ainsi, on utilise quand nécessaire les termes de :

Luminosité neutrinique, correspondant à l'énergie rayonnée par un astre sous forme de neutrinos, également produits lors des réactions nucléaires au cœur des étoiles

Luminosité d'accrétion, correspondant à l'émission résultant du phénomène d'accrétion, c'est-à-dire par la captation de matière par un astre compact (naine blanche, étoile à neutrons ou trou noir)

Luminosité d'Eddington correspondant à la luminosité d'accrétion maximale que peut avoir la luminosité d'accrétion en régime stationnaire

Luminosité gravitationnelle, correspondant à la puissance émise sous forme d'ondes gravitationnelles par deux astres massifs en orbite rapprochée

Luminosité de ralentissement, correspondant à l'énergie électromagnétique rayonnée par un pulsar du fait de sa rotation rapide et de son champ magnétique intense.

La luminosité ordinaire d'un astre n'est pas le processus le plus énergétique en astrophysique. Par exemple, la luminosité de ralentissement des pulsars énergétiques, tel PSR B0531+21 (le pulsar du Crabe), est 200 000 fois plus grande que la luminosité du Soleil. La luminosité d'accrétion, principalement émise dans le domaine des rayons X, atteint facilement 10 W, soit plusieurs dizaines de milliers de fois la luminosité du Soleil. La luminosité neutrinique d'une étoile massive en fin de vie est largement supérieure à sa luminosité électromagnétique, du fait que les réactions nucléaires qui produisent l'énergie de l'astre produisent bien plus de neutrinos que de rayonnement électromagnétique. Par exemple, lors de la phase de combustion du silicium dans une étoile de 20 masses solaires, la luminosité électromagnétique est estimée à 4,4×10 W (environ 100 000 luminosités solaires), alors que la luminosité neutrinique atteint les 3,3×10 W, soit près de 10 millions de fois la luminosité électromagnétique de l'astre. Lors de l'implosion du cœur d'une étoile massive, initiant le stade de supernova, la luminosité neutrinique atteint les 10 W. Enfin, les événements donnant lieu aux plus violentes libérations d'énergie dans l'univers correspondent à la fusion de deux étoiles à neutrons ou trous noirs de même masse, dont la luminosité gravitationnelle approche la luminosité de Planck, soit environ 10 W.

光度在科学的不同领域中有不同的意义。

光度学

黑色曲线为亮适应光度函数曲线，绿色曲线为暗适应光度函数曲线。实线为CIE 1931标准。断续线为1978年修正数据。点线为2005年修正数据。横坐标单位为nm。 在光度学（photometry）中，"光度"（luminosity）经常与亮度（luminance）弄混。亮度（luminance）是光源在给定方向上单位面积单位立体角内所发出的的光通量，单位是尼特。光度（luminosity）并不是一个物理量，这个词用于光度函数。 人眼能相当精确地判断两种颜色的光亮暗感觉是否相同。所以为了确定眼睛的光谱响应，可将各种波长的光引起亮暗感觉所需的辐射通量进行比较。在较明亮环境中人的视觉对波长为555.016nm的绿色光最为敏感。设任意波长为的光和波长为555.016nm的光产生同样亮暗感觉所需的辐射通量分别为和，把后者和前者之比 叫做光度函数（luminosity function）或视见函数（visual sensitivity function）。例如，实验表明，1mW的555.0nm绿光与2.5W的400.0nm紫光引起的亮暗感觉相同。于是在400.0nm的光度函数值为 衡量光通量的大小，要以光度函数为权重把辐射通量折合成对人眼的有效数量。对波长为的光，辐射强度为，光通量为，则有 式中是波长为555.016nm的光功当量，也叫做最大光功当量，其值为683 lm/W。

天文学

在天文学中，光度（luminosity）是物体每单位时间内辐射出的总能量，即辐射通量，在国际单位是瓦特（Watt），在厘米克秒制中是“尔格/秒”，天文学常以太阳光度来表示。；也就是以太阳的辐射通量为一个单位来表示。太阳的光度是3.846×10瓦特。光度以可指辐射通量的谱分布（spectral luminosity），单位为瓦特/赫兹（W/Hz）或瓦特/纳米（W/nm）。 光度是与距离无关的物理量，而人眼观看到的**的亮度（实际上是照度）则明显的与距离有关，而且是与距离的平方成反比，通常会以视星等来量度。 在测量恒星的亮度时，光度、视星等和距离是相关的参数。如果你已经知道其中的两项，就可以算出第三项。因为太阳的光度是一个标准值，以太阳的视星等和距离做为这些参数的比较标准，就很容易完成彼此之间的转换。 光度和亮度之间的计算 点光源S向所有的方向辐射光线。穿越面积A的总量会随着与光源的距离改变而改变。 假设是一个点光源的光度（即辐射通量），它向四周辐射的能量是均等的。这个点光源被安置在一个中空球壳的中心，则辐射的所有能量都将穿过这个球壳。当半径增加时，球壳的表面积也将增加，但通过球壳的光度是恒定不变的，所以将导致在球壳上观察到的亮度下降。 ，此处是被照亮的球壳表面积。对恒星和一个点光源而言，所以，此处是点光源与观测者的距离。 曾经说明过恒星的光度（假设恒星是一个黑体，这仅是一个良好的近似值）与温度和半径的关联，以方程序表示为： ，此处σ是斯特凡-波兹曼常数5.67×10 W·m·K 除以太阳光度和消除常数之后，我们得到如下的关系： . 对一颗主序星，光度也与质量相关： 这就很容易知道恒星的光度、温度、半径和质量之间都是有关联的。 恒星的星等与亮间是对数的关系，视星等是从地球上观察到的亮度，绝对星等是在10秒差距上的视星等。 只要知道光度，我们就可以计算在任一给定距离上的视星等： ，此处 mstar是恒星的视星等（一个纯数字） msun是太阳的视星等（也是一个纯数字） Lstar是恒星的光度 是太阳的光度 rstar是到恒星的距离 rsun是到太阳的距离 很简单的，让msun = −26.73，rsun = 1.58 × 10 光年： mstar = − 2.72 − 2.5 · log（Lstar/diststar） 例如： 天狼星的光度是多少？ 天狼星的距离是8.6光年，星等为−1.47。 Lum（天狼星） = 0.0813 · 8.6 · 10 = 23.3 × 我们可以说天狼星的光度是太阳的23倍，或是它辐射出23倍太阳光度的能量。 一颗热星等为−10的明亮恒星的光度是10 ，而热星等+17等星的暗星光度是10 。注意绝对星等可以直接与光度对应，但视星等则是距离的函数。因为只有视星等可以经由观测直接测量，而有了估计的距离才能确定目标的光度。

散射理论和加速器物理

是光度

是参与反应的数目。

是在每一束粒子束内的粒子密度。

是全部的有效截面积。

是微分的立体角。

是微分的有效截面积。

是交流频率

是在保存环上的每个良上的线圈数。

是每一束中的粒子数目。

是粒子束的截面积。