Función de luminosidad

Capítulo 1: Observaciones

Observaciones a bajo redshift z=0

Función de luminosidad

Cuantas galaxias hay? Cuan brillantes son? Muchas débiles, pocas brillantes
Empíricamente dada por la función de Schechter
La normalización es importante porque impacta sobre la densidad del universo. La densidad de luminosidad total esta dada integrando la función de Schechter hasta luminosidad cero
Permite estimar muy crudamente una densidad de materia asumiendo alguna relación masa-luminosidad.

Dependencia con la muestra

Survey	Banda	N	alpha	M_{b_J}^{/star}	\phi^*×10²
EEP	bJ	340	-1.07 ± 0.05	-19.68 ± 0.10	1.56 ± 0.34
Stromlo-APM	bJ	1658	-0.97 ± 0.15	-19.50 ± 0.13	1.40 ± 0.03
CfA2	Zwicky	9063	-1.00 ± 0.20	-19.25 ± 0.30	4.00 ± 1.00
SSRS2	B(0)	3288	-1.16 ± 0.07	-19.45 ± 0.08	1.09 ± 0.30
LCRS	Gunn r	18768	-0.70 ± 0.05	-19.19 ± 0.02	1.90 ± 0.10
AUTOFIB	bJ	588	-1.16 ± 0.05	-19.30 ± 0.15	2.45 ± 0.37
Durham/UKST	bJ	2100	-1.04 ± 0.08	-19.68 ± 0.08	1.70 ± 0.30
ESP	bJ	3342	-1.22 ± 0.07	-19.61 ± 0.08	2.00 ± 0.40

Dependencia con el tipo morfológico

La luminosidad característica L* es mayor en los tipos morfológicos más tempranos.
LCRS pendiente más empinada para las con lineas de emisión que para las sin lineas de emisión.
CfA y APM pendiente más empinada para las tardias que para las tempranas.
SSRS2 pendiente maás empinada para las azules que para las rojas.

Type	\pi* relativo	M_{b_J}(h=1)
E/S0	0.35	-19.59
Sa	0.07	-19.39
Sb	0.18	-19.39
Sc	0.17	-19.39
Sd	0.15	-18.94
Irr	0.08	-18.94

Dependencia con el environment

La función de luminosidad de los cúmulos difiere sustancialmente de la del campo.
La cola de bajas luminosidades se aparta sustancialmente del fit de Schechter, empinándose hasta valores de \alpha ~ -1.8.
Se logra un mejor fit con una Schechter más una distribución Gaussiana para las galaxias débiles