Світимості функція, емпірична залежність, що характеризує розподіли зірок по светімостям (або по абсолютних зоряним величинам ). С. ф. j( M ) дозволяє обчислити долю N зірок, що знаходяться в деякому об'ємі простору і мають абсолютні зоряні величини, увязнені в межах від М-коду до M+dm. Інколи функцією світимості називають функцію Ф ( М-код )= D ( r ) j( M ), що дозволяє обчислити абсолютне число зірок заданої зоряної величини, що входять в одиницю об'єму (зазвичай 10 3 nc 3 ); тут D ( r ) — щільність розподілу зірок в просторі. В деяких випадках розглядають С. ф. для зірок різних спектральних класів.
Розроблені різні методи визначення С. ф., при цьому основною трудністю є введення поправок, що враховують неповноту використовуваних відомостей про зірки. Функцію j( М-код ) можна визначити, виділяючи число зірок до деякої видимої зоряної величини і визначаючи для кожної зірки тим або іншим методом абсолютну зоряну величину М. При цьому беруть до уваги, що зірки різної світимості знаходяться на різній відстані від спостерігача і т.ч. входять в різні об'єми простору. Якщо для визначення j( М-код ) використовувати всі відомі зірки в межах однієї і тієї ж відстані, то вплив селекції буде менший, але цей метод не дозволяє визначити щільність зірок високої світимості, т. до. мала вірогідність їх попадання в невеликий об'єм (поперечником менше 10 nc ), а лише в межах такої відстані від Сонця можна вважати відомими всі зірки. Непрямий метод визначення С. ф. заснований на статистичній залежності між параллаксамі, власними рухами і видимими зоряними величинами. Цей метод визначення С. ф. вперше застосований Я. Каптейном в 1902, а потім неодноразово використовувався ін. дослідниками.
С. ф. для околиць Сонця представлена на мал. Ця функція володіє помітною асиметрією; спочатку, у міру переходу до зірок меншої світимості, вона зростає, досягає максимуму при М-коді » + 15, а потім починає швидко убувати. Проте це убування, мабуть, є результатом неповноти знань зірок малої світимості.
Вигляд С. ф. залежить від складу «зоряного населення» і різний для різних частин Галактики. Знання С. ф. дозволяє оцінити на основі залежності «маса — світимість» повну масу зірок в Галактиці, а також, вирішуючи інтегральні рівняння зоряної статистики, визначити зоряну щільність.
