1。見かけの明るさと距離：
- 見かけの明るさ： 天文学者は、地球から見た星の見かけの明るさを測定します。これは多くの場合、大きさで表現されます。これは、値が小さい方が明るさが大きいことを示す対数スケールです。
- 距離測定： 星までの距離は、その真の光度を決定するために重要です。視差、分光視差、測光視差などの方法を含む恒星距離を測定するために、さまざまな手法が使用されます。
- 光度計算： 明らかな明るさと距離がわかったら、天文学者は星の光度を計算できます。式l =4πd^2fが使用されます。ここで、lは星の光度を表し、dは星までの距離、fは星から受けた見かけのフラックスまたはエネルギーです。
2。 hertzsprung-russell図（H-r図）：
- 恒星分類： 星は、表面温度と色によって決定されるスペクトルタイプに基づいて分類されます。天文学者は、星の特性を研究および比較するために、恒星の光度と有効温度のプロットであるH-R図を使用します。
- メインシーケンス： ほとんどの星は、メインシーケンスと呼ばれる斜めのバンドに沿って横たわっています。メインシーケンス上の星には、質量に直接関連する光度があり、より大きな星はより明るくなります。
- 既知の星との比較： H-R図の星の位置を、既知の光度の星の位置と比較することにより、天文学者は問題の星の光度を推定できます。
要約すると、天文学者は、星の見かけの明るさを決定し、その距離を正確に測定し、適切な式を適用することにより、恒星の光度を測定します。別の方法では、星の特性を、hertzsprung-russell図を使用して既知の光度の星と比較することです。これらの手法は、星の固有の特性と特性に関する貴重な洞察を提供します。
