Llogaritës i ndriçueshmërisë yjore

Rreth kësaj llogaritëseje

Ndriçueshmëria e një ylli — fuqia totale e tij e prodhuar — ndjek ligjin Stefan-Boltzmann: L = 4πR²σT⁴, ku R është rrezja e yllit, T është temperatura e tij sipërfaqësore (efektive), dhe σ është konstanta Stefan-Boltzmann. Meqë ndriçueshmëria shkallëzohet me katrorin e rrezes, por me fuqinë e katërt të temperaturës, një rritje e moderuar e temperaturës ka një efekt shumë më të madh në shkëlqim sesa e njëjta rritje relative në madhësi — ky llogaritës zakonisht e shpreh rezultatin në raport me ndriçueshmërinë e Diellit (L☉) për krahasim të lehtë.

Astronomët përdorin këtë marrëdhënie për të vendosur yje në diagramin Hertzsprung-Russell, për të vlerësuar distancat e yjeve përmes ligjit të anasjelltë të katrorit pasi njihet ndriçueshmëria, dhe për t'i klasifikuar yjet sipas fazës evolutive — një gjigant i kuq është i ndriçuar kryesisht për shkak të rrezes së tij të madhe, ndërsa një yll blu i vargut kryesor është i ndriçuar kryesisht për shkak të temperaturës së tij të lartë. Vendosni rrezen e një ylli dhe temperaturën sipërfaqësore (në raport me Diellin) për të gjetur ndriçueshmërinë e tij.