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出典検索?: "光度" 天文学
光度（こうど、英語: luminosity）とは、天文学で天体が単位時間に放射するエネルギーを指す物理量である。国際単位系では W、CGS単位系では erg/s で表される。また、太陽の光度 L? (= 3.827×1026 W) を単位とすることも多い。天体の見かけの明るさは距離の2乗に反比例して暗くなるが、光度は天体までの距離によらない固有の量である。天体の明るさは普通、対数スケールの見かけの等級[1]を用いて測られる。
恒星の明るさを測定する場合、光度・見かけの等級・距離は互いに関係のある変数である。この3つの変数のうち2つを知ることができれば残りの一つを決めることができる。光度の基準として太陽の値を用いる場合が多いので、太陽の見かけの等級と太陽までの距離を目的の天体での値と比較すれば最も簡単に各変数を計算できる。
測光の分野で使われる光度（英語: luminous intensity）とは別の次元を持つ異なる量である。 全ての方向に等しく光を放射する光度 L の点光源を考える。この点光源を中心とする球面を考えると、光源を出た光は必ずこの球面を通過する。球の半径 r を観測者がいる位置まで大きくすると、光源を出て球面を通過する光のエネルギーの合計は常に一定値 L だが、球の面積 A = 4πr2 が増えるために観測される明るさ（球面上での単位面積当たりの光度）b は減ることになり、 b = L A = L 4 π r 2 {\displaystyle b={\frac {L}{A}}={\frac {L}{4\pi r^{2}}}} が成り立つ。この b を輝度 (brightness) と呼ぶ（測光などの分野で使われる輝度とは別の物理量である）。 またシュテファン＝ボルツマンの法則より、星の光度 L は温度 T および星の半径 R と L = 4 π R 2 ⋅ σ T 4 {\displaystyle L=4\pi R^{2}\cdot \sigma T^{4}} で関係付けられているから、これを太陽の光度 L? で割ると以下の式を得る： L L ⊙ = ( R R ⊙ ) 2 ( T T ⊙ ) 4 {\displaystyle {\frac {L}{L_{\odot }}}={\left({\frac {R}{R_{\odot }}}\right)}^{2}{\left({\frac {T}{T_{\odot }}}\right)}^{4}} . 主系列星の場合には、光度は質量 M とも以下のように関係している： L L ⊙ ∼ ( M M ⊙ ) 3.9 {\displaystyle {\frac {L}{L_{\odot }}}\sim {\left({\frac {M}{M_{\odot }}}\right)}^{3.9}} .
輝度と光度の関係