Luminosité vs Température dans les étoiles de la séquence principale
Sur la séquence principale, les étoiles plus chaudes sont plus brillantes. Cette relation directe est quantifiée par la loi de Stefan-Boltzmann :
L = k × R² × T⁴
- L = luminosité (watts)
- R = rayon (mètres)
- T = température effective (Kelvin)
- k = constante Stefan-Boltzmann (5,67×10⁻⁸ W·m⁻²·K⁻⁴)
La luminosité varie avec la quatrième puissance de la température. Une étoile deux fois plus chaude émet 16× plus d'énergie par unité de surface. Cela permet aux astronomes d'estimer la température d'une étoile depuis sa brillance (et vice versa), outil fondamental en astrophysique stellaire.