1。 hertzsprung-russell図（H-r図）を使用：
* H-Rダイアグラム： これは、水平軸上の温度（スペクトルタイプ）と垂直軸上の光度に基づいて星をプロットする天文学の基本的なツールです。
* メインシーケンス： メインシーケンスの星は、H-R図に斜めのバンドに沿って横たわっています。彼らはコア内の水素をヘリウムに融合しています。
* 光度とスペクトルタイプ： H-Rダイアグラムは、星のスペクトルタイプ（温度）とその光度との明確な関係を示しています。
手順：
1。星のスペクトルタイプを決定します： これは、その光スペクトルを分析することで実行できます。
2。 H-R図に星のスペクトルタイプを見つけます： メインシーケンスバンドの対応するポイントを見つけます。
3。光度を読みます： 垂直軸（光度軸）の対応するポイントは、星の光度を与えます。
2。質量光度関係の使用：
* 関係： メインシーケンススターの場合、質量と光度の間には強い相関関係があります。より大きな星は非常に明るいです。
* 式： 関係は、式でほぼ近似することができます：l∝m^3.5（l =光度、m =質量）。 これは、別の星の2倍の巨大な星が約11倍明るくなることを意味します。
* 質量決定： 星の質量を決定する必要がありますが、これは難しい場合がありますが、バイナリスターシステムの分析や恒星モデルの適用などのさまざまな方法で行われます。
3。距離と見かけの明るさの使用：
* 逆方位法： 星の見かけの明るさは、その距離の正方形とともに減少します。
* 式： l =4πd²b（l =光度、d =距離、b =見かけの明るさ）。
* 距離の決定： これには、視差測定などの方法（近くの星用）またはセファイド変数の星のような標準的なキャンドルが必要です。
重要な考慮事項：
* 精度： 上記の方法は推定を提供し、精度はデータの品質と星の複雑さに依存します。
* 恒星進化： 星は進化し、特にメインシーケンスを離れる場合、それらの光度は時間とともに変化します。
例：
スペクトルタイプのG2V（私たちの太陽のように）の星があり、10個のパルセックの距離にあることを知っているとしましょう。
* H-Rダイアグラム： H-Rダイアグラムを使用すると、G2Vに対応する光度が見つかります。これは、およそ1太陽光度です。
* 質量光度： 星の質量を知っている場合は、式を使用してその光度を計算できます。
* 距離と明るさ： 星の見かけの明るさを測定し、距離（10個のパーセック）を使用して、逆方式の法則を使用してその光度を計算できます。
これらの方法を組み合わせることにより、天文学者は、さまざまな精度で主要なシーケンス星の光度を決定できます。
