Calculateur de luminosité stellaire (Stefan-Boltzmann)
Calculez la puissance rayonnante totale (luminosité) d'une étoile à partir de son rayon et de sa température de surface effective à l'aide de la loi de Stefan-Boltzmann.
Radius unit
K
Total radiant power emitted by the star
- 1
Radius in metres (R × Rsun)
1 × 6.957×10⁸ = 695 700 000 - 2
Surface area 4πR²
4 × π × 695 700 000² = 6 082 104 402 130 211 000 - 3
T⁴
5 772⁴ = 1 109 954 789 888 256 - 4
Luminosity: 4πR² × σ × T⁴
6 082 104 402 130 211 000 × 5.670×10⁻⁸ × 1 109 954 789 888 256 = 382 773 813 809 334 450 000 000 000
Comment fonctionne cette calculatrice ?
La luminosité d'une étoile est sa puissance rayonnée totale, trouvée avec la loi de Stefan-Boltzmann L = 4πR²σT⁴. Fournissez le rayon (mètres ou rayons solaires) et la température de surface en kelvin, et le calculateur renvoie la luminosité en watts et par rapport au Soleil (Lsun = 3,828×10²⁶ W). La sortie varie en R² et T⁴.
Formule
How this is calculated
Une étoile rayonne à peu près comme un corps noir, donc sa luminosité (puissance totale émise en watts) ne dépend que de sa surface et de sa température de surface. La surface d'une sphère de rayon R est 4πR², et la loi de Stefan-Boltzmann établit que chaque mètre carré d'un corps noir rayonne σT⁴ watts, où σ = 5,670×10⁻⁸ W·m⁻²·K⁻⁴ et T est la température de surface effective en kelvin. En multipliant, on obtient L = 4πR²σT⁴.
Saisissez le rayon R en mètres ou en rayons solaires (1 Rsun = 6,957×10⁸ m) ; le calculateur convertit en mètres en interne. Saisissez la température effective T en kelvin. Le résultat est donné en watts et en rapport à la luminosité du Soleil, Lsun = 3,828×10²⁶ W, ce qui est commode pour comparer les étoiles. Les valeurs par défaut (1 Rsun, 5772 K) reproduisent le Soleil, renvoyant L/Lsun ≈ 1.
Notez les fortes dépendances : la luminosité varie avec le carré du rayon et la quatrième puissance de la température, donc une hausse modeste de température augmente considérablement la sortie. Le modèle suppose un corps noir sphérique idéal à une seule température effective, ignorant l'assombrissement centre-bord, les détails spectraux et les formes non sphériques. Les entrées négatives sont rejetées, et T doit être en kelvin absolu (pas en Celsius).
Questions fréquentes
σ = 5,670×10⁻⁸ W·m⁻²·K⁻⁴. Elle relie la puissance rayonnée par unité de surface d'un corps noir à la quatrième puissance de sa température absolue.
Exprimer la luminosité comme L/Lsun (avec Lsun = 3,828×10²⁶ W) facilite la comparaison directe d'une étoile avec le Soleil sans manipuler de très grands nombres.
Utilisez la température de surface effective en kelvin. Pour le Soleil, elle est d'environ 5772 K. Convertissez toute valeur Celsius avec K = °C + 273,15.
Aussi appelé
TG we-Calculate Editorial Team. (2026). Calculateur de luminosité stellaire (Stefan-Boltzmann) [Online calculator]. TG we-Calculate. https://we-calculate.com/fr/calculator/stellar-luminosity-calculator
TG we-Calculate Editorial Team. "Calculateur de luminosité stellaire (Stefan-Boltzmann)." TG we-Calculate. 2026. https://we-calculate.com/fr/calculator/stellar-luminosity-calculator.
TG we-Calculate Editorial Team, "Calculateur de luminosité stellaire (Stefan-Boltzmann)," TG we-Calculate, 2026. [Online]. Available: https://we-calculate.com/fr/calculator/stellar-luminosity-calculator
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