Stjärnluminositetsräknare

Om denna kalkylator

En stjärnas luminositet — dess totala utstrålade effekt — följer Stefan-Boltzmanns lag: L = 4πR²σT⁴, där R är stjärnans radie, T är dess yttemperatur (effektiv temperatur) och σ är Stefan-Boltzmanns konstant. Eftersom luminositeten skalar med kvadraten på radien men med temperaturens fjärde potens, har en måttlig temperaturökning en mycket större effekt på ljusstyrkan än samma relativa ökning i storlek — den här kalkylatorn uttrycker vanligtvis resultatet i förhållande till solens luminositet (L☉) för att göra det lätt att jämföra.

Astronomer använder detta samband för att placera stjärnor i Hertzsprung-Russell-diagrammet, uppskatta avstånd till stjärnor via kvadratlagen när luminositeten är känd, och klassificera stjärnor efter utvecklingsstadium — en röd jätte är ljusstark främst på grund av sin enorma radie, medan en blå huvudseriestjärna är ljusstark främst på grund av sin höga temperatur. Ange en stjärnas radie och yttemperatur (i förhållande till solen) för att hitta dess luminositet.