Jasność gwiazdy (Stefan-Boltzmann)

Prawo Stefana-Boltzmanna podaje całkowitą moc promieniowania (jasność) gwiazdy — traktowanej jak ciało doskonale czarne:

$L=4\pi R^2\,\sigma\,T^4$

gdzie $R$ to promień gwiazdy, $T$ — temperatura powierzchni, a $\sigma=5{,}67\cdot10^{-8}\ \tfrac{\text{W}}{\text{m}^2\text{K}^4}$. Jasność zależy od powierzchni ($R^2$) i bardzo silnie od temperatury ($T^4$).

Dlatego gwiazda dwa razy gorętsza świeci $2^4=16$ razy jaśniej. Wielkie chłodne olbrzymy (jak Betelgeza) i małe gorące gwiazdy mogą mieć podobne jasności. Kalkulator podaje moc w watach i w jasnościach Słońca ($L_\odot=3{,}83\cdot10^{26}$ W).