光度：
* 定義： 単位時間あたり星が発するエネルギーの総量。
* 要因： 光度は、主に星の温度とその表面積に依存します（これは半径によって決定されます）。
半径：
* 定義： 星の中心から表面までの距離。
* 光度への影響： 半径が大きいと、表面積が大きくなり、単位時間ごとにより多くのエネルギーが放出されることを意味します。
関係：
* Stefan-Boltzmann Law： この法律は、星の温度、半径、光度の関係について説明しています。
* l =4πr²σt⁴
どこ：
* L =光度
* r =半径
*σ=stefan-boltzmann定数
* T =有効温度
キーポイント：
* 線形ではありません： 光度と半径の関係は線形ではありません。半径を2倍にすることは、光度を2倍にしません。これは、光度を4倍に増加させます（R²の用語のため）。
* 温度が重要： 星の温度も重要な役割を果たします。より熱い星は、同じ半径のクーラースターよりもはるかに明るくなります。
* 巨大な星： 巨大な星は、同様の温度を持っているかもしれないにもかかわらず、メインシーケンススターよりもはるかに大きな半径を持っています。その結果、それらははるかに明るいです。
要約：
*通常、半径が大きいと星の光度が高くなりますが、関係は線形ではありません。
*温度は、星の光度を決定するもう1つの重要な要因です。
* Stefan-Boltzmannの法則は、半径と温度に基づいて光度を計算するための数学的式を提供します。
