ستارے کی روشنی کیلکولیٹر

اس کیلکولیٹر کے بارے میں

کسی ستارے کی روشنی — یعنی اس کی کل توانائی کی پیداوار — Stefan-Boltzmann قانون کی پیروی کرتی ہے: L = 4πR²σT⁴، جہاں R ستارے کا ریڈیئس ہے، T اس کا سطحی (مؤثر) درجہ حرارت ہے، اور σ Stefan-Boltzmann مستقل ہے۔ چونکہ روشنی ریڈیئس کے مربع کے ساتھ لیکن درجہ حرارت کی چوتھی طاقت کے ساتھ بڑھتی ہے، درجہ حرارت میں معمولی اضافہ چمک پر سائز میں اسی نسبتی اضافے کے مقابلے میں کہیں زیادہ اثر ڈالتا ہے — یہ کیلکولیٹر عام طور پر نتیجے کو سورج کی روشنی (L☉) کے نسبتاً ظاہر کرتا ہے تاکہ آسانی سے موازنہ ہو سکے۔

ماہرینِ فلکیات اس تعلق کو ستاروں کو Hertzsprung-Russell ڈایاگرام پر رکھنے، روشنی معلوم ہونے کے بعد انورس-اسکوائر قانون کے ذریعے ستاروں تک فاصلے کا تخمینہ لگانے، اور ستاروں کو ارتقائی مرحلے کے لحاظ سے درجہ بندی کرنے کے لیے استعمال کرتے ہیں — ایک ریڈ جائنٹ بنیادی طور پر اپنے بہت بڑے ریڈیئس کی وجہ سے روشن ہوتا ہے، جبکہ ایک بلیو مین-سیکوینس ستارہ بنیادی طور پر اپنے زیادہ درجہ حرارت کی وجہ سے روشن ہوتا ہے۔ ستارے کی روشنی معلوم کرنے کے لیے اس کا ریڈیئس اور سطحی درجہ حرارت (سورج کے نسبتاً) درج کریں۔