恒星光度計算機

この計算ツールについて

恒星の光度——その総出力——はステファン・ボルツマンの法則に従います：L = 4πR²σT⁴。Rは恒星の半径、Tはその表面（実効）温度、σはステファン・ボルツマン定数です。光度は半径の2乗に比例しますが、温度の4乗に比例するため、温度のわずかな上昇は、同じ割合でのサイズの増加よりも明るさに対してはるかに大きな影響を与えます。この計算ツールは通常、太陽の光度（L☉）に対する比として結果を表し、比較しやすくしています。

天文学者は、この関係を使って恒星をヘルツシュプルング・ラッセル図上に位置づけ、光度が分かれば逆2乗の法則によって恒星までの距離を推定し、進化の段階によって恒星を分類します。赤色巨星は主にその巨大な半径のために明るく、青色の主系列星は主にその高温のために明るいのです。恒星の半径と表面温度（太陽を基準とした相対値）を入力すると、光度が求まります。