Kakšno je razmerje med svetlostjo in temperaturo, prikazano v glavnem zaporedju?

V glavnem zaporedju obstaja neposredna povezava med svetlostjo in temperaturo. Zvezde, ki so bolj vroče, oddajajo več energije v obliki svetlobe, zato so videti svetlejše. To je zato, ker višja kot je temperatura zvezde, več energije proizvede na enoto površine.

Matematično je to razmerje mogoče izraziti z uporabo Stefan-Boltzmannovega zakona, ki pravi, da je skupna moč, ki jo oddaja črno telo, sorazmerna s četrto potenco njegove absolutne temperature. Z drugimi besedami, svetilnost (L) zvezde je povezana z njeno efektivno temperaturo (T_eff ) z enačbo:

```

L =k * R^2 * T<sub>eff</sub> ^4

```

kjer:

* L je svetilnost zvezde v vatih (W)

* R je polmer zvezde v metrih (m)

* T_eff je efektivna temperatura zvezde v Kelvinih (K)

* k je Stefan-Boltzmannova konstanta (5,67 x 10 ^-8 W m ^-2 K ^-4 )

Stefan-Boltzmannov zakon kaže, da je sij zvezde sorazmeren s četrto potenco njene temperature. To pomeni, da bo zvezda, ki je dvakrat bolj vroča od druge zvezde, oddajala 16-krat več svetlobe.

Razmerje med svetlostjo in temperaturo je ena temeljnih lastnosti zvezd glavnega zaporedja. Astronomom omogoča oceno temperature zvezde z merjenjem njene svetlosti.