본질적 특성 :
* 질량 : 가장 중요한 요소. 더 거대한 별은 중력이 더 강하기 때문에 핵심 온도와 압력이 높아집니다. 이로 인해 핵 융합 속도가 빨라져서 훨씬 더 많은 에너지를 생성하고 더 큰 광도를 생성합니다.
* 온도 : 더운 별은 더 시원한 별보다 단위 면적당 더 많은 에너지를 방출합니다. 이는 스테판-볼츠만 법에 기인 한 것인데,이 법은 흑체에 의해 방출되는 에너지가 온도의 네 번째 전력에 비례하다고 명시하고있다.
* 반경 : 더 큰 별은 표면적이 더 큰 표면적을 가지므로 같은 온도에서도 더 많은 에너지를 방출 할 수 있습니다.
* 화학 성분 : 별의 핵심 구성은 핵 융합의 효율에 영향을 미칩니다. 수소와 헬륨의 비율이 높은 별은 융합 속도가 높고 더 빛나게됩니다.
외적 요인 :
* 거리 : 별 자체의 본질적인 속성은 아니지만, 별의 명백한 밝기는 역 제곱 법칙으로 인해 거리에 따라 감소합니다. 이것은 별의 광도 (절대 밝기)가 관찰 된 밝기와 구별된다는 것을 의미합니다.
기타 고려 사항 :
* 진화 단계 : 별의 광도는 다른 단계 (예 :주요 순서, 거대, 흰색 난쟁이)를 통해 진화함에 따라 평생 동안 변합니다.
* 회전 : 빠르게 회전하는 별은 표면적이 증가하고 에너지 출력으로 인해 약간 높은 광도를 가질 수 있습니다.
* 바이너리 : 이진 시스템에서 별의 상호 작용은 그들의 빛에 영향을 줄 수 있으며, 때로는 플레어 나 다른 에너지 사건으로 이어질 수 있습니다.
예 :
별 A와 B의 두 별을 상상해보십시오. 별 A는 별 B보다 두 배나 거대하지만 둘 다 같은 온도를 가지고 있다고 상상해보십시오. 별 A는 질량이 높기 때문에 Star B보다 훨씬 더 빛나고 융합이 빠르고 에너지 생산이 더 높아질 것입니다.
요약 :
별의 광도는 주로 고유 특성, 특히 질량 및 온도에 의해 결정됩니다. 이러한 요인들은 핵 융합 속도와 에너지의 양을 지시합니다. 거리와 같은 외적 요인은 또한 우리가 별의 밝기를 관찰하는 방법에 영향을 미치지 만, 고유의 광도에 영향을 미치지는 않습니다.
