ماشین‌حساب درخشندگی ستاره‌ای

درباره این ابزار

درخشندگی یک ستاره — یعنی کل توان خروجی آن — از قانون استفان-بولتزمن پیروی می‌کند: L = 4πR²σT⁴، که در آن R شعاع ستاره، T دمای سطحی (مؤثر) آن، و σ ثابت استفان-بولتزمن است. چون درخشندگی با مجذور شعاع اما با توان چهارم دما تغییر می‌کند، افزایش کوچکی در دما تأثیر بسیار بزرگ‌تری بر درخشندگی می‌گذارد تا همان افزایش نسبی در اندازه — این ماشین‌حساب معمولاً نتیجه را نسبت به درخشندگی خورشید (L☉) بیان می‌کند تا مقایسه آسان شود.

ستاره‌شناسان از این رابطه برای جایگذاری ستارگان روی نمودار هرتسپرونگ-راسل، برآورد فاصلهٔ ستارگان از طریق قانون عکس مجذور فاصله پس از دانستن درخشندگی، و طبقه‌بندی ستارگان بر اساس مرحلهٔ تکاملی‌شان استفاده می‌کنند — یک غول سرخ عمدتاً به‌دلیل شعاع بسیار بزرگش درخشان است، در حالی که یک ستارهٔ آبی رشتهٔ اصلی عمدتاً به‌دلیل دمای بالایش درخشان است. شعاع و دمای سطحی یک ستاره (نسبت به خورشید) را وارد کنید تا درخشندگی آن به دست آید.