Die Stefan–Boltzmann-vergelyking toegepas op 'n swart liggaam ('n geïdealiseerde voorwerp wat perfek ondeursigtig is en nie weerkaats nie) gee die waarde vir helderheid vir 'n swart liggaam:
waar A die area is en σ die Stefan–Boltzmann-konstante, met 'n waarde van 5,670373(21)×10−8 W m−2 K−4
Stel jou 'n puntbron van lig voor van helderheid wat ewe veel uitstraal in alle rigtings. 'n Hol sfeer gesentreerd om hierdie puntbron se hele binne-oppervlak sal verlig wees. Indien die radius van die sfeer toeneem, sal die oppervlakte ook vergroot, en die konstante helderheid sou meer oppervlakte moes verlig, wat sal lei tot 'n afname in waargenome helderheid.
die area van die verligte oppervlak is.
is die fluksdigtheid van die verligte area.
Die oppervlakarea van 'n sfeer met radius r is , dus vir sterre en vir ander puntbronne van lig, is:
waar die afstand van die waarnemer na die ligbron is.
Daar is getoon dat die helderheid van 'n ster (as aanvaar word dat die ster 'n swart liggaam is, wat 'n goeie benadering is) ook verwant aan die temperatuur en radius van die ster is deur die vergelyking:
waar σ die Stefan–Boltzmann-konstante is: 5.67×10−8 W·m-2·K-4.
Gedeel deur die son se helderheid en kanselleer konstantes, word die volgende verwantskap gekry:
waar en die radius en die temperatuur van die son onderskeidelik is.
Ontsluit van "https://af.wikipedia.org/w/index.php?title=Liggewendheid&oldid=1400485"	Kategorieë: LigRuimteverskynsels	Navigasie-keuseskerm
العربيةAsturianuБеларускаяБългарскиBosanskiCatalàČeštinaDanskDeutschEnglishEsperantoEspañolفارسیSuomiFrançaisGaeilgeGalegoHrvatskiKreyòl ayisyenMagyarՀայերենBahasa IndonesiaIdoÍslenskaItaliano日本語Қазақша한국어LëtzebuergeschLietuviųМакедонскиमराठीBahasa MelayuPlattdüütschNederlandsNorsk bokmålPolskiPortuguêsRomânăРусскийScotsSrpskohrvatski / српскохрватскиSimple EnglishSlovenčinaSlovenščinaСрпски / srpskiSvenskaTagalogTürkçeУкраїнськаTiếng Việt中文	Wysig skakels	Die bladsy is laas op 24 November 2015 om 19:23 bygewerk.