ความสว่างคือการวัดพลังงานแม่เหล็กไฟฟ้า ที่แผ่รังสีออกมา ต่อหน่วยเวลาแบบสัมบูรณ์ และมีความหมายเหมือนกับพลังงานการแผ่รังสีที่ปล่อยออกมาจากวัตถุที่เปล่งแสง[ ^{1 ] [ 2 ] ใน}ทางดาราศาสตร์ความสว่างคือปริมาณพลังงาน แม่เหล็กไฟฟ้าทั้งหมดที่ปล่อยออก ^มาต่อหน่วยเวลาจากดาวฤกษ์กาแล็กซีหรือวัตถุทางดาราศาสตร์ อื่นๆ ^{[ 3 ]} [ ^{4 ]}

ใน ระบบหน่วย SIความสว่างจะวัดเป็นจูลต่อวินาที หรือวัตต์ในทางดาราศาสตร์ ค่าความสว่างมักจะระบุในรูปของความสว่างของดวงอาทิตย์L☉ความสว่างยังสามารถระบุได้ในระบบขนาดทาง ดาราศาสตร์ ขนาดโบโลเมตริกสัมบูรณ์ ( Mbol ) ของวัตถุเป็นการวัดแบบลอการิทึมของอัตราการปล่อยพลังงานทั้งหมด ในขณะที่ขนาดสัมบูรณ์เป็นการวัดแบบลอการิทึมของความสว่างภายในช่วงความยาวคลื่นหรือแถบกรอง เฉพาะบาง

ในทางตรงกันข้าม ในทางดาราศาสตร์ คำว่าความสว่างโดยทั่วไปหมายถึงความสว่างปรากฏของวัตถุ กล่าวคือ วัตถุนั้นปรากฏให้ผู้สังเกตเห็นสว่างเพียงใด ความสว่างปรากฏขึ้นอยู่กับทั้งความสว่างของวัตถุและระยะห่างระหว่างวัตถุกับผู้สังเกต รวมถึงการดูดกลืนแสงตามเส้นทางจากวัตถุไปยังผู้สังเกต ด้วย ค่าความสว่างปรากฏเป็นค่าลอการิทึมที่วัดจากความสว่างปรากฏ ระยะทางที่กำหนดโดยการวัดความสว่างอาจมีความคลุมเครืออยู่บ้าง ดังนั้นบางครั้งจึงเรียกว่าระยะทางความสว่าง

เมื่อไม่ได้ระบุคุณสมบัติ คำว่า "ความสว่าง" หมายถึงความสว่างโบโลเมตริก ซึ่งวัดได้ทั้งในหน่วยSI คือ วัตต์หรือในแง่ของความสว่างของดวงอาทิตย์ ( L☉ ) โบโลมิเตอร์เป็นเครื่องมือที่ใช้ในการวัดพลังงานรังสีในช่วงกว้างโดยการดูดซับและการวัดความร้อน ดาวฤกษ์ยังแผ่รังสีนิวตริโนนำพลังงานบางส่วนออกไป (ประมาณ 2% ในกรณีของดวงอาทิตย์) ซึ่งมีส่วนทำให้ความสว่างรวมของดาวฤกษ์เพิ่มขึ้น^{[ 5 ]} IAU ได้กำหนดความสว่างของดวงอาทิตย์ตามชื่อไว้ที่3.828 × 10 ²⁶  Wเพื่อส่งเสริมการเผยแพร่ค่าที่สอดคล้องกันและเปรียบเทียบได้ในหน่วยความสว่างของดวงอาทิตย์^{[ 6 ]}

แม้ว่าจะมีโบโลมิเตอร์อยู่ แต่ก็ไม่สามารถใช้ในการวัดความสว่างที่ปรากฏของดาวได้ เนื่องจากมีความไวไม่เพียงพอในช่วงสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้าและเนื่องจากคลื่นความยาวส่วนใหญ่ไม่สามารถมาถึงพื้นผิวโลกได้ ในทางปฏิบัติ ค่าความสว่างโบโลเมตริกจะวัดโดยการวัดที่ความยาวคลื่นบางช่วง และสร้างแบบจำลองของสเปกตรัมทั้งหมดที่น่าจะตรงกับการวัดเหล่านั้นมากที่สุด ในบางกรณี กระบวนการประมาณค่าจะสุดขั้ว โดยคำนวณค่าความสว่างเมื่อสังเกตพลังงานที่ปล่อยออกมาน้อยกว่า 1% ตัวอย่างเช่นดาววูล์ฟ-เรย์เยต ที่ร้อน จัดซึ่งสังเกตได้เฉพาะในย่านอินฟราเรดเท่านั้น นอกจากนี้ยังสามารถคำนวณค่าความสว่างโบโลเมตริกได้โดยใช้การแก้ไขโบโลเมตริกกับค่าความสว่างในแถบความถี่เฉพาะ^{[ 7 ] [ 8 ]}

คำว่าความสว่างยังใช้ในความสัมพันธ์กับแถบความถี่ เฉพาะ เช่น ความสว่างที่มองเห็นได้หรือความสว่าง ของ แถบ K ^{[ 9 ]}โดยทั่วไปแล้ว ความสว่างเหล่านี้ไม่ใช่ความสว่างในความหมายที่แท้จริงของการวัดกำลังการแผ่รังสีแบบสัมบูรณ์ แต่เป็นขนาดสัมบูรณ์ที่กำหนดสำหรับตัวกรองที่กำหนดในระบบโฟโตเมตริกมีระบบโฟโตเมตริกที่แตกต่างกันหลายระบบ บางระบบ เช่น ระบบ UBV หรือ ระบบ Johnsonกำหนดขึ้นโดยใช้ดาวมาตรฐานโฟโตเมตริก ในขณะที่ระบบอื่นๆ เช่นระบบ ABกำหนดขึ้นโดยพิจารณาจาก ความหนาแน่น ^ของฟลักซ์สเปกตรัม [ ^{10 ]}

ความสว่างของดาวฤกษ์สามารถกำหนดได้จากลักษณะเฉพาะของดาวฤกษ์สองประการ ได้แก่ ขนาดและอุณหภูมิยังผล [ ^{11 ] โดย}แล้ว ขนาดจะแสดงในหน่วยรัศมี ดวง อาทิตย์R☉ในขณะที่อุณหภูมิยังผลจะแสดงในหน่วยเคลวินแต่ในกรณีส่วนใหญ่ไม่สามารถวัดได้โดยตรง ในการกำหนดรัศมีของดาวฤกษ์ จำเป็นต้องใช้ตัวชี้วัดอีกสองตัว ได้แก่เส้นผ่านศูนย์กลางเชิงมุม ของดาวฤกษ์ และระยะห่างจากโลก ทั้งสองอย่างสามารถวัดได้อย่างแม่นยำในบางกรณี โดยดาวฤกษ์ยักษ์ใหญ่ที่เย็นมักจะมีเส้นผ่านศูนย์กลางเชิงมุมขนาดใหญ่ และดาวฤกษ์วิวัฒนาการที่เย็นบางดวงมีเมเซอร์ในชั้นบรรยากาศที่สามารถใช้ในการวัดพารัลแลกซ์โดยใช้VLBIอย่างไรก็ตาม สำหรับดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ เส้นผ่านศูนย์กลางเชิงมุมหรือพารัลแลกซ์ หรือทั้งสองอย่างนั้นอยู่ต่ำกว่าความสามารถของเราที่จะวัดได้อย่างแน่นอน เนื่องจากอุณหภูมิยังผลเป็นเพียงตัวเลขที่แสดงถึงอุณหภูมิของวัตถุดำที่จะสร้างความสว่างขึ้นมาใหม่ จึงเห็นได้ชัดว่าไม่สามารถวัดได้โดยตรง แต่สามารถประมาณได้จากสเปกตรัม

อีกวิธีหนึ่งในการวัดความสว่างของดาวฤกษ์คือการวัดความสว่างปรากฏและระยะทางของดาวฤกษ์ ส่วนประกอบที่สามที่จำเป็นในการหาความสว่างคือระดับการดูดกลืนแสงระหว่างดาวฤกษ์ที่มีอยู่ ซึ่งโดยปกติจะเกิดขึ้นเนื่องจากก๊าซและฝุ่นที่มีอยู่ในตัวกลางระหว่างดาวฤกษ์ (ISM) บรรยากาศของโลกและสสารรอบดาวฤกษ์ดังนั้น หนึ่งในความท้าทายหลักของดาราศาสตร์ในการกำหนดความสว่างของดาวฤกษ์คือการได้มาซึ่งการวัดที่แม่นยำสำหรับแต่ละส่วนประกอบเหล่านี้ หากไม่มีการวัดที่แม่นยำ ตัวเลขความสว่างที่แม่นยำก็ยังคงหาได้ยาก^{[ 12 ]}การดูดกลืนแสงสามารถวัดได้โดยตรงก็ต่อเมื่อทราบทั้งความสว่างจริงและความสว่างที่สังเกตได้ แต่สามารถประมาณได้จากสีที่สังเกตได้ของดาวฤกษ์ โดยใช้แบบจำลองของระดับการแดงที่คาดว่าจะเกิดขึ้นจากตัวกลางระหว่างดาวฤกษ์

ในระบบการจำแนกประเภทดาวฤกษ์ ในปัจจุบัน ดาวฤกษ์จะถูกจัดกลุ่มตามอุณหภูมิ โดย ดาวฤกษ์ ประเภท O ที่มีมวลมาก อายุน้อย และมีพลังงานสูง จะมีอุณหภูมิเกิน 30,000 K ในขณะที่ดาวฤกษ์ ประเภท Mที่มีมวลน้อยกว่าและโดยทั่วไปมีอายุมากกว่าจะมีอุณหภูมิต่ำกว่า 3,500 K เนื่องจากความสว่างเป็นสัดส่วนกับอุณหภูมิยกกำลังสี่ ความแปรผันอย่างมากของอุณหภูมิของดาวฤกษ์จึงทำให้เกิดความแปรผันที่มากขึ้นในความสว่างของดาวฤกษ์^{[ 13 ]}เนื่องจากความสว่างขึ้นอยู่กับกำลังสูงของมวลดาวฤกษ์ ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากและสว่างจึงมีอายุขัยสั้นกว่ามาก ดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดมักจะเป็นดาวฤกษ์อายุน้อย ไม่เกินสองสามล้านปีสำหรับดาวฤกษ์ที่อายุน้อยที่สุด ในแผนภาพเฮิรตสปรุง-รัสเซลล์แกน x แสดงถึงอุณหภูมิหรือประเภทสเปกตรัม ในขณะที่แกน y แสดงถึงความสว่างหรือขนาด ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่จะอยู่ตามลำดับหลักโดยดาวฤกษ์ประเภท O สีน้ำเงินจะอยู่ที่ด้านบนซ้ายของแผนภูมิ ในขณะที่ดาวฤกษ์ประเภท M สีแดงจะอยู่ด้านล่างขวา ดาวฤกษ์บางดวง เช่นเดเนบและเบเทลจูสพบอยู่เหนือและทางด้านขวาของลำดับหลัก มีความสว่างมากกว่าหรือเย็นกว่าดาวฤกษ์ที่อยู่บนลำดับหลัก ความสว่างที่เพิ่มขึ้นในขณะที่อุณหภูมิเท่าเดิม หรือในทางกลับกัน อุณหภูมิที่เย็นกว่าในขณะที่ความสว่างเท่าเดิม บ่งชี้ว่าดาวฤกษ์เหล่านี้มีขนาดใหญ่กว่าดาวฤกษ์บนลำดับหลัก และเรียกว่าดาวยักษ์หรือดาวมหายักษ์  

ดาวฤกษ์ยักษ์สีน้ำเงินและสีขาวเป็นดาวฤกษ์ที่มีความสว่างสูงแต่มีอุณหภูมิต่ำกว่าดาวฤกษ์หลักที่มีความสว่างมากที่สุด ตัวอย่างเช่น ดาวเดเนบความสว่างประมาณ 200,000 L☉ประเภทสเปกตรัม A2 และอุณหภูมิยังผลประมาณ 8,500 ซึ่งหมายความว่ามีรัศมีประมาณ203 R☉ (1.41 × 10¹¹ ^m⁻² )เพื่อเปรียบเทียบ ดาวฤกษ์ยักษ์แดงเบเทลจูสมีสว่างประมาณ 100,000 L☉ประเภทสเปกตรัม M2 และอุณหภูมิประมาณ 3,500 K ซึ่ง หมายความ มีรัศมีประมาณ1,000 R☉ (7.0 × 10¹¹ ^m⁻² )ดาวยักษ์แดงเป็นดาวประเภทที่ใหญ่ที่สุด แต่ดาวที่สว่างที่สุดนั้นมีขนาดเล็กกว่าและร้อนกว่ามาก โดยมีอุณหภูมิสูงถึง 50,000 ขึ้นไป และมีความสว่างหลายล้านL☉ซึ่งหมายความว่ารัศมีของดาวเหล่านี้มีเพียงไม่กี่สิบR☉ ตัวอย่างเช่นR136a1มีอุณหภูมิมากกว่า 46,000 K และมีความ สว่างมากกว่า 6,100,000 L☉ ^{[ 14 ]} (ส่วนใหญ่อยู่ในช่วง UV) แต่มีเพียงR☉ ( 2.7 × 10¹⁰ ^m )          

ความสว่างของแหล่งกำเนิดคลื่นวิทยุจะวัดเป็นW Hz ⁻¹เพื่อหลีกเลี่ยงการระบุแบนด์วิดท์ ที่ใช้ในการวัด ความ แรงที่สังเกตได้ หรือความหนาแน่นของฟลักซ์ของแหล่งกำเนิดคลื่นวิทยุ จะวัดเป็นJanskyโดยที่ 1 Jy = 10 ⁻²⁶ W m ⁻² Hz ⁻¹

ตัวอย่างเช่น พิจารณา เครื่องส่งสัญญาณ 10 วัตต์ที่ระยะห่าง 1 ล้านเมตร แผ่รังสีในช่วงความถี่ 1  เมกะเฮิร์ตซ์ เมื่อพลังงานนั้นเดินทางมาถึงผู้สังเกต พลังงานจะกระจายไปทั่วพื้นผิวของทรงกลมที่มีพื้นที่4πr²หรือประมาณ1.26 ^× 10¹³ ^{ตาราง}เมตรดังนั้นความหนาแน่นของฟลักซ์จึงเท่ากับ10 / ^10⁶ / (1.26× ^10¹³ ) วัตต์ต่อตารางเมตร^ต่อเฮิร์ตซ์⁼ 8×10⁷ ^จูลต่อ^ปี

โดยทั่วไปแล้ว สำหรับแหล่งกำเนิดที่ระยะทางในระดับจักรวาล จะต้องมี การแก้ไขค่า kสำหรับดัชนีสเปกตรัม α ของแหล่งกำเนิด และจะต้องมีการแก้ไขเชิงสัมพัทธภาพสำหรับข้อเท็จจริงที่ว่ามาตราส่วนความถี่ในกรอบอ้างอิง ที่ปล่อยคลื่นนั้นแตกต่างจากมาตราส่วนความถี่ใน กรอบอ้างอิงของผู้สังเกตดังนั้นสูตรเต็มสำหรับความสว่างของคลื่นวิทยุ โดยสมมติว่า การปล่อยคลื่นเป็นแบบไอโซ โทรปิกคือ $${\displaystyle L_{\nu }={\frac {S_{\mathrm {obs} }4\pi {D_{L}}^{2}}{(1+z)^{1+\alpha }}}}$$ โดยที่L คือความสว่างในหน่วย W Hz ⁻¹ , S คือความหนาแน่นของฟลักซ์ ที่สังเกตได้ ในหน่วย W m ⁻² Hz ⁻¹ , D คือระยะทางความสว่างในหน่วยเมตร, zคือค่าเรดชิฟต์, αคือดัชนีสเปกตรัม (ในความหมาย${\displaystyle I\propto {\nu }^{\alpha }}$และในดาราศาสตร์วิทยุ หากสมมติว่ามีการปล่อยความร้อน ดัชนีสเปกตรัมโดยทั่วไปจะเท่ากับ 2 ) ^{[ 15 ]}

ตัวอย่างเช่น พิจารณาสัญญาณ 1 Jy จากแหล่งกำเนิดคลื่นวิทยุที่เรดชิฟต์ 1 ที่ความถี่ 1.4  GHz เครื่องคำนวณจักรวาลวิทยาของ Ned Wrightคำนวณระยะทางความสว่างสำหรับเรดชิฟต์ 1 ได้เป็น 6701 Mpc = 2×10 ²⁶ m ซึ่งให้ความสว่างของคลื่นวิทยุเท่ากับ10 ⁻²⁶ × 4 π (2×10 ²⁶ ) ² / (1 + 1) (1 + ²⁾ = 6×10 ²⁶ W Hz ⁻¹

ในการคำนวณกำลังคลื่นวิทยุทั้งหมด ความสว่างนี้จะต้องถูกรวมเข้าด้วยกันตลอดช่วงความถี่ของการแผ่รังสี โดยทั่วไปจะตั้งสมมติฐานว่าช่วงความถี่เท่ากับความถี่ที่สังเกต ซึ่งในทางปฏิบัติแล้วจะถือว่ากำลังที่แผ่รังสีมีความเข้มสม่ำเสมอตั้งแต่ความถี่ศูนย์จนถึงความถี่ที่สังเกต ในกรณีข้างต้น กำลังทั้งหมดคือ4× ^10²⁷ × 1.4× ^10⁹ = 5.7× ^10³⁶วัตต์บางครั้งค่านี้จะแสดงในรูปของความสว่างทั้งหมด (เช่น รวมตลอดทุกความยาวคลื่น) ของดวงอาทิตย์ซึ่งคือ3.86×10²⁶ ^{วัตต์}ทำให้ได้กำลังคลื่นวิทยุเท่ากับ1.5× ^10¹⁰ ลูเมน

สม การ Stefan–Boltzmannที่ใช้กับวัตถุดำจะให้ค่าความสว่างสำหรับวัตถุดำ ซึ่งเป็นวัตถุในอุดมคติที่ทึบแสงและไม่สะท้อนแสงอย่างสมบูรณ์: ^{[ 11 ]}$${\displaystyle L=\sigma AT^{4},}$$ โดยที่Aคือพื้นที่ผิวTคืออุณหภูมิ (ในหน่วยเคลวิน) และσคือค่าคงที่สเตฟาน-โบลต์ซมันน์ซึ่งมีค่าเท่ากับ5.670 374 419 ... × 10 ⁻⁸  W⋅m ⁻² ⋅K ⁻⁴ . ^{[ 16 ]}

ลองนึกภาพแหล่งกำเนิดแสงแบบจุดที่มีความสว่าง${\displaystyle L}$ที่แผ่รังสีออกไปอย่างเท่าเทียมกันในทุกทิศทาง ทรงกลมกลวงที่มีจุดศูนย์กลางอยู่ที่จุดนั้น พื้นผิวภายในทั้งหมดจะได้รับแสงสว่าง เมื่อรัศมีเพิ่มขึ้น พื้นที่ผิวก็จะเพิ่มขึ้นด้วย และความสว่างคงที่ก็จะมีพื้นที่ผิวให้ส่องสว่างมากขึ้น ส่งผลให้ความสว่างที่สังเกตได้ลดลง

$${\displaystyle F={\frac {L}{A}},}$$ ที่ไหน

• ${\displaystyle A}$คือพื้นที่ของพื้นผิวที่ได้รับแสง
• ${\displaystyle F}$คือความหนาแน่นของฟลักซ์ของพื้นผิวที่ได้รับแสง

พื้นที่ผิวของทรงกลมที่มีรัศมีrคือ${\displaystyle A=4\pi r^{2}}$ดังนั้นสำหรับดาวฤกษ์และแหล่งกำเนิดแสงแบบจุดอื่นๆ: $${\displaystyle F={\frac {L}{4\pi r^{2}}}\,,}$$ ที่ไหน${\displaystyle r}$คือระยะห่างจากผู้สังเกตการณ์ถึงแหล่งกำเนิดแสง

สำหรับดาวฤกษ์ในลำดับหลักความสว่างจะมีความสัมพันธ์กับมวลโดยประมาณดังนี้: $${\displaystyle {\frac {L}{L_{\odot }}}\approx {\left({\frac {M}{M_{\odot }}}\right)}^{3.5}.}$$

ความสว่างเป็นคุณสมบัติที่วัดได้ภายในของดาวฤกษ์ซึ่งไม่ขึ้นอยู่กับระยะทาง ในทางกลับกัน แนวคิดเรื่องขนาดจะรวมระยะทางเข้าไปด้วยขนาดปรากฏเป็นการวัดฟลักซ์ของแสงที่ผ่านพื้นที่หนึ่งหน่วยในแนวตั้งฉากกับทิศทางการแพร่กระจาย ซึ่งจะลดลงตามระยะทางตาม กฎ กำลังสองผกผัน^{[ 17 ]}มาตราส่วนลอการิทึมของ Pogson ใช้ในการกำหนดทั้งขนาดปรากฏและขนาดสัมบูรณ์ของดาวฤกษ์หรือวัตถุท้องฟ้า อื่นๆ โดยขนาดสัมบูรณ์คือขนาดปรากฏของวัตถุนั้นที่ระยะทาง10 พาร์เซก(3.1 × 10 ¹⁷ เมตร)โดยไม่มีการดูดกลืนแสง นอกจากความสว่างที่ลดลงจากระยะทางที่เพิ่มขึ้นแล้ว ยังมีการลดลงของความสว่างเพิ่มเติมเนื่องจากการดูดกลืนแสงจากฝุ่นระหว่างดาวฤกษ์ที่อยู่ระหว่างกลางอีกด้วย^{[ 18 ]}

โดยการวัดความกว้างของเส้นดูดกลืนแสงบางเส้นในสเปกตรัมของดาวฤกษ์มักจะสามารถกำหนดระดับความสว่างของดาวฤกษ์ได้โดยไม่ต้องทราบระยะทาง ดังนั้นจึงสามารถกำหนดค่าความสว่างสัมบูรณ์ได้อย่างแม่นยำโดยไม่ต้องทราบระยะทางหรือการดูดกลืนแสงระหว่างดาวฤกษ์

ในการวัดความสว่างของดาวฤกษ์ ค่าความสว่างสัมบูรณ์ ความสว่างปรากฏ และระยะทางเป็นพารามิเตอร์ที่สัมพันธ์กัน หากทราบค่าสองค่า ก็สามารถหาค่าที่สามได้ เนื่องจากความสว่างของดวงอาทิตย์เป็นมาตรฐาน การเปรียบเทียบพารามิเตอร์เหล่านี้กับความสว่างปรากฏและระยะทางของดวงอาทิตย์จึงเป็นวิธีที่ง่ายที่สุดในการจดจำวิธีการแปลงค่าระหว่างกัน แม้ว่าอย่างเป็นทางการแล้ว ค่าจุดศูนย์จะถูกกำหนดโดย IAU ก็ตาม

ความสว่างของดาวฤกษ์ ซึ่ง เป็นการวัด ที่ไม่มีหน่วยเป็นมาตราส่วนลอการิทึมของความสว่างที่มองเห็นได้จากโลก ความสว่างปรากฏคือความสว่างที่มองเห็นได้จากโลกซึ่งขึ้นอยู่กับระยะห่างของวัตถุ ความสว่างสัมบูรณ์คือความสว่างปรากฏที่ระยะห่าง10 พาร์เซก(3.1 × 10¹⁷ เมตร)ดังนั้น ความสว่างสัมบูรณ์แบบโบโลเมตริกจึงเป็นการวัดแบบลอการิทึมของความสว่างแบบโบโลเมต^ริก  

ความแตกต่างของขนาดโบโลเมตริกระหว่างวัตถุสองชิ้นเกี่ยวข้องกับอัตราส่วนความสว่างตาม: ^{[ 19 ]}$${\displaystyle M_{\text{bol1}}-M_{\text{bol2}}=-2.5\log _{10}{\frac {L_{\text{1}}}{L_{\text{2}}}}}$$

ที่ไหน:

• ${\displaystyle M_{\text{bol1}}}$คือค่าความสว่างโบโลเมตริกของวัตถุชิ้นแรก
• ${\displaystyle M_{\text{bol2}}}$คือค่าความสว่างรวมของวัตถุชิ้นที่สอง
• ${\displaystyle L_{\text{1}}}$คือค่าความสว่างโบโลเมตริกของวัตถุชิ้นแรก
• ${\displaystyle L_{\text{2}}}$คือค่าความสว่างโบโลเมตริกของวัตถุชิ้นที่สอง

จุดศูนย์ของมาตราความสว่างสัมบูรณ์นั้นถูกกำหนดไว้ที่ค่าความสว่างคงที่ค่าหนึ่ง3.0128 × 10²⁸ ^{วัตต์} ดังนั้น สามารถคำนวณขนาดสัมบูรณ์ได้จากความสว่างในหน่วยวัตต์ :$${\displaystyle M_{\mathrm {bol} }=-2.5\log _{10}{\frac {L_{*}}{L_{0}}}\approx -2.5\log _{10}L_{*}+71.1974}$$ โดยที่L คือความสว่าง ณ จุดศูนย์3.0128 × 10 ²⁸  W

และสามารถคำนวณความสว่างในหน่วยวัตต์ได้จากค่าความสว่างสัมบูรณ์ (แม้ว่าค่าความสว่างสัมบูรณ์มักจะไม่ได้วัดเทียบกับค่าฟลักซ์สัมบูรณ์ก็ตาม): $${\displaystyle L_{*}=L_{0}\times 10^{-0.4M_{\mathrm {bol} }}}$$

• ความสว่างของเอ็ดดิงตัน
• อภิธานศัพท์ดาราศาสตร์
• รายชื่อดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุด
• รายชื่อดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุด
• ลำดับขนาด (กำลัง)
• ความสว่างของดวงอาทิตย์

• Böhm-Vitense, Erika (1989). "บทที่ 6. ความสว่างของดาวฤกษ์" . บทนำสู่ฟิสิกส์ดาราศาสตร์ดาวฤกษ์: เล่ม 1 การสังเกตการณ์และข้อมูลดาวฤกษ์ขั้นพื้นฐาน . สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์ . หน้า41–48 . ISBN  978-0-521-34869-0.

ลองค้นหาคำว่า "luminosity"ในวิกิพีเดีย ซึ่งเป็นพจนานุกรมเสรี

• เครื่องคำนวณความสว่าง
• เครื่องคำนวณจักรวาลวิทยาของเน็ด ไรท์
• เครื่องคำนวณความสว่างของคลื่นวิทยุของมหาวิทยาลัยเซาแธมป์ตันที่Wayback Machine (เก็บถาวรเมื่อวันที่ 8 พฤษภาคม 2015)