Υπολογιστής αστρικής λαμπρότητας

Σχετικά με αυτόν τον υπολογιστή

Η λαμπρότητα ενός αστέρα — η συνολική ισχύς εκπομπής του — ακολουθεί τον νόμο Stefan-Boltzmann: L = 4πR²σT⁴, όπου R είναι η ακτίνα του αστέρα, T είναι η επιφανειακή (ενεργή) θερμοκρασία του, και σ είναι η σταθερά Stefan-Boltzmann. Καθώς η λαμπρότητα κλιμακώνεται με το τετράγωνο της ακτίνας αλλά με την τέταρτη δύναμη της θερμοκρασίας, μια μέτρια αύξηση της θερμοκρασίας έχει πολύ μεγαλύτερη επίδραση στη φωτεινότητα από την ίδια σχετική αύξηση στο μέγεθος — αυτός ο υπολογιστής συνήθως εκφράζει το αποτέλεσμα σε σχέση με τη λαμπρότητα του Ήλιου (L☉) για εύκολη σύγκριση.

Οι αστρονόμοι χρησιμοποιούν αυτή τη σχέση για να τοποθετήσουν αστέρες στο διάγραμμα Hertzsprung-Russell, να εκτιμήσουν αποστάσεις σε αστέρες μέσω του νόμου του αντιστρόφου τετραγώνου εφόσον είναι γνωστή η λαμπρότητα, και να κατατάξουν αστέρες ανά εξελικτικό στάδιο — ένας ερυθρός γίγας είναι λαμπρός κυρίως εξαιτίας της τεράστιας ακτίνας του, ενώ ένας μπλε αστέρας κύριας ακολουθίας είναι λαμπρός κυρίως εξαιτίας της υψηλής θερμοκρασίας του. Εισαγάγετε την ακτίνα ενός αστέρα και την επιφανειακή θερμοκρασία (σε σχέση με τον Ήλιο) για να βρείτε τη λαμπρότητά του.