1762032
Độ sáng
https://vi.wikipedia.org/wiki?curid=1762032
Title: Độ sáng
Trong đó "L ν" là độ sáng đo bằng , "S" obs là mật độ từ thông quan sát được đo bằng , "D L" là khoảng cách độ sáng tính bằng mét, "z" là độ lệch màu đỏ, "α" là chỉ số phổ (trong giác quan formula_2 và trong thiên văn học vô tuyến, giả sử phát xạ nhiệt, chỉ số phổ thường bằng 2.) 
Ví dụ, hãy xem xét tín hiệu 1 Jy từ nguồn vô tuyến ở độ dịch chuyển 1, ở tần số 1,4   GHz. Máy tính vũ trụ học của Ned Wright tính toán khoảng cách độ sáng cho độ dịch chuyển 1 là 6701 Mpc = 2 × 10 26 m cho độ sáng vô tuyến .
Để tính tổng công suất vô tuyến, độ sáng này phải được tích hợp trên băng thông phát xạ. Giả định phổ biến là đặt băng thông cho tần số quan sát, giả định có hiệu quả công suất bức xạ có cường độ đồng đều từ tần số 0 đến tần số quan sát. Trong trường hợp trên, tổng công suất là Điều này đôi khi biểu diễn dưới dạng tổng (tức là tích hợp trên tất cả các bước sóng) ánh sáng của Mặt Trời mà là cho một công suất vô tuyến bằng 
Công thức độ sáng.
Phương trình Stefan-Boltzmann áp dụng cho vật đen mang lại giá trị về độ sáng cho vật thể màu đen, một vật thể lý tưởng hóa hoàn toàn mờ đục và không phản xạ:
Trong đó A là diện tích bề mặt, T là nhiệt độ (tính bằng Kelvins) và σ là hằng số Stefan- Boltzmann, với giá trị là 
Hãy tưởng tượng một nguồn điểm sáng của độ sáng formula_4 tỏa ra đều nhau theo mọi hướng. Một mặt cầu rỗng tập trung vào điểm sẽ chiếu sáng toàn bộ bề mặt bên trong của nó. Khi bán kính tăng, diện tích bề mặt cũng sẽ tăng và độ sáng không đổi có nhiều diện tích bề mặt hơn để chiếu sáng, dẫn đến giảm độ sáng quan sát được.
trong đó
Diện tích bề mặt của một hình cầu có bán kính "r" là formula_8, vì vậy đối với các ngôi sao và các nguồn sáng khác:
trong đó formula_10 là khoảng cách từ người quan sát đến nguồn sáng.
Đối với các ngôi sao trên dãy chính, độ sáng cũng liên quan đến khối lượng: