<para>Звёзды излучают в пространство широкий спектр электромагнитного излучения, начиная от радиоволн, заканчивая гамма лучами с высокой энергией. Звезда, которая излучает преимущественно в ультрафиолете, испускает, в сумме, больше энергии, чем звезда излучающая, в основном, в инфракрасном диапазоне. Поэтому, светимость измеряется как сумма по всему диапазону длин волн. Соотношение между энергией и длиной волны, известное как уравнение Эйнштейна, Е = hv, где v - частота излучения, h - постоянная Планка, а E - энергия фотона в джоулях. Чем короче длина волны (или чем выше частота), там больше энергия. </para>
<para>Например, излучение с длиной волны l = 10м лежит в радиодиапазоне. Частота этого излучения - f = c/l = 3e+8 (м/с) / 10 = 30 МГц, где с - скорость света. Энергия этого фотона E = hv = 6,625e-34 (Дж*с)/ 30 (МГц) = 1,988е-26 (Дж). Видимый свет обладает более короткой длиной волны и, соответственно, более высокой частотой. Так фотон с длиной волны l = 5e-9 м (зелёный свет), обладает энергией E = 3,975e-17 (Дж), что почти в миллиард раз больше чем энергия радио фотона. Также, фотон красного света (длина волны 700нм) обладает меньшей энергией, чем фотон фиолетового (длина волны 400нм). </para>
<para>Светимость зависит одновременно от температуры и от площади поверхности. Это можно пояснить таким примером: горящее бревно излучает больше энергии, чем спичка, также и сталь нагретая до 2000 градусов цельсия излучает больше энергии чем нагретая до 200. </para>
<para>Светимость - фундаментальное понятие астрономии и астрофизики. Многое из того, что мы сегодня знаем о небесных объектах, было получено из анализа света объектов, потому что процессы, спрятанные от нас в звезде, "записываются" и передаются к нам светом. Светимость измеряется в единицах энергии в секунду. На практике, астрономы чаще используют Эрги, чем Джоули. </para>
