Máy tính độ sáng sao

Giới thiệu về công cụ này

Độ sáng của một ngôi sao — tổng công suất phát ra của nó — tuân theo định luật Stefan-Boltzmann: L = 4πR²σT⁴, trong đó R là bán kính của ngôi sao, T là nhiệt độ bề mặt (nhiệt độ hiệu dụng) của nó, và σ là hằng số Stefan-Boltzmann. Vì độ sáng tỷ lệ với bình phương bán kính nhưng với lũy thừa bậc bốn của nhiệt độ, một mức tăng nhiệt độ khiêm tốn có ảnh hưởng lớn hơn nhiều đến độ sáng so với mức tăng tương đối tương tự về kích thước — máy tính này thường biểu thị kết quả tương đối so với độ sáng của Mặt Trời (L☉) để dễ so sánh.

Các nhà thiên văn học dùng quan hệ này để đặt các ngôi sao lên biểu đồ Hertzsprung-Russell, ước tính khoảng cách tới các ngôi sao thông qua định luật nghịch đảo bình phương khi đã biết độ sáng, và phân loại các ngôi sao theo giai đoạn tiến hóa — một sao khổng lồ đỏ sáng chủ yếu vì bán kính khổng lồ của nó, trong khi một sao dãy chính xanh sáng chủ yếu vì nhiệt độ cao của nó. Nhập bán kính và nhiệt độ bề mặt của một ngôi sao (tương đối so với Mặt Trời) để tìm độ sáng của nó.