* 光度： 星の光度は、毎秒放射するエネルギーの総量です。それは本質的に遠くからどれほど明るく見えるかです。
* 半径： 星の半径は、中心から表面まで測定されるサイズだけです。
関係：
* より大きな半径=高い光度： より大きな星の表面積が大きいため、宇宙により多くのエネルギーを放出します。
* より熱い温度=高い光度： 星が暑いほど、単位面積あたりのエネルギーが発生するエネルギーが大きくなります。
しかし、それは単なるサイズだけではありません：
光度と半径の関係は、星の温度によってさらに複雑になります 。 このように考えてください：
*小さくて熱い星は、大きくてクールな星よりも明るくなります。
ステファン・ボルツマン法
この関係は、ステファン・ボルツマンの法律によって説明されています。
* l =4πr²σt⁴
どこ：
* l 光度です
* r 半径です
* σ Stefan-Boltzmann定数です
* t 星の表面温度です
この方程式は、光度が半径の正方形と温度の4番目の出力に比例していることを示しています。
要約：
半径が大きい星はより明るい傾向がありますが、温度も重要な役割を果たします。 Stefan-Boltzmannの法律は、これらの特性間の複雑な関係を理解するのに役立ちます。
