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CIE1931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。光度也指发光强度（Luminousintensity）。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λλ-->{\displaystyle\lambda}的光和波长为555.016nm的光产生同样亮暗感觉所...

人眼与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CIE1931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。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λλ-->{\displaystyle\lambda}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ΨΨ-->555.016{\displaystyle\Psi_{555.016}}和ΨΨ-->λλ-->{\displaystyle\Psi_{\lambda}}，把后者和前者之比叫做光度函数(luminosityfunction)或视见函数(visualsensitivityfunction)。...

表达式对于纯粹电离氢，爱丁顿光度的表达式是：其中mp{\displaystylem_{\rm{p}}}是质子的质量，σσ-->T{\displaystyle\sigma_{\rm{T}}}是电子的汤姆截面射截面，M⨀⨀-->{\displaystyleM_{\bigodot}}和L⨀⨀-->{\displaystyleL_{\bigodo太阳}}分别是太阳的质量和光度。上式表明天体吸积所能达到的光度与其自身质量成正比，并且太阳的爱丁顿光度是其光度的10倍。在流体静力学平衡的来源的最大亮度是爱丁顿光度。如果亮度超过爱丁顿光度，则辐射压力驱动一个流失的外流。超级爱丁顿光度一般说来，普通恒星的光度远远低于爱丁顿光度。伽玛射线暴、新星、超新星爆发可以在很短时间内大大超过爱丁顿光度，导致在短时间的和很高强度的质量损失率。一些X射线联星和活动星系核都能够保持接近爱丁顿光度极限很长的时...

计算太阳光度计算太阳的光度只需要知道二个数值，从天文年历上可以查到这两个数值(均换算成cgs单位制)。太阳常数：地球在距离太阳一天文单位上，于单位时间在单位面积上得到的能量。在习用的cgs制下是1.366×10尔格/秒/平方公分，国际单位(IS，MKS制)下是1366瓦特/平方米。地日距离，也就是天文单位：1.49598E+13公分(1.49598E+11米)。我们若假设太阳向外传送的能量在每个方向上都是相等的，那就只要知道以太阳为中心，地日距离为半径的球壳面积有多大，将太阳常数乘以这个数值就能得到太阳的光度了。球壳的面积是4*π*r，所以这个球壳的面积是2.81229E+27平方公分(2.81229E+23平方米)，再乘上太阳常数就可以得到太阳光度是3.84159E+33尔格/秒(3.84159E+26瓦特)。同样的也可以计算地球截面积的大小，得知太阳供应给地球的能量有多少。地球半径：6...

定义ΓΓ-->{\displaystyle\Gamma\,}函数可欧拉过欧拉（Euler）第二类积分定义：对复数z{\displaystylez\,}，我们要求Re(z)>0{\displaystyle\mathrm{Re}(z)>0}。ΓΓ-->{\displaystyle\Gamma}函数还可以通过对e−−-->t{\displaystyle\mathrm{e}^{-泰勒\,}做泰勒展开，解析延拓到整个复平面：ΓΓ-->(z)=∫∫-->1∞∞-->tz−−-->1etdt+∑∑-->n=0∞∞-->(−−-->1)nn!1n+z{\displaystyle\Gamma(z)=\int_{1}^{\infty}{\frac{t^{z-1}}{\mathrm{e}^{t}}}{\rm{d}}t+\sum_{n=0}^...