Pośrednie wyznaczanie promieni gwiazd

• zakładając, że gwiazdy promieniują jak ciała doskonale czarne, mamy, z prawa Stefana-Boltzmanna, $\mathcal{E} =\sigma \cdot T^{4}$ , gdzie $\mathcal{E}$ to ilość energii, wypromieniowywana na wszystkich długościach fal z jednostki powierzchni w jednostce czasu, a $T$ to temperatura efektywna powierzchni gwiazdy
• całkowita energia $L$, opuszczająca powierzchnię gwiazdy w jednostce czasu wynosi zatem $L=4\pi R^2 \mathcal{E}$
• porównując ze sobą 2 gwiazdy możemy napisać
  

  $$\frac{L_1}{L_2}=\frac{R_1^2}{R_2^2}\frac{T_1^4}{T_2^4}$$ (3.3)

  
  

• z zależności tej możemy wyznaczać promienie gwiazd
• wynika z niej również, że na wykresie H-R gwiazdy o jednakowych promieniach leżą na liniach prostych (żeby to pokazać wystarczy obustronnie zlogarytmować powyższe równanie)