恒星物理 · Hydrostatic Equilibrium静水圧平衡流体内のある層にかかる内向きの重力と、外向きの圧力勾配がつり合って静止している状態。恒星では中心へ向かう重力と、内部の気体や放射の圧力がつり合うことで安定した形が保たれる。この平衡が崩れると恒星は収縮または膨張する。星の内部構造や進化、惑星大気の鉛直構造を理解するうえで基本となる関係である。分野恒星物理英語名Hydrostatic Equilibrium主要な貢献者アーサー・エディントン関連エントリ物理概念エディントン光度天体が放射で外向きに及ぼす圧力と内向きの重力がつり合う、放射の光度の上限。これを超えると放射圧がガスを吹き飛ばし、定常的な降着や安定な存在ができなくなる。値は天体の質量に比例する。大質量星の質量上限やブラックホールへの降着率、明るいクェーサーの光度の議論に用いられ、エディントンが導いた。物理概念シュテファン・ボルツマンの法則黒体が単位面積あたりに放出する放射のエネルギーが、絶対温度の四乗に比例するという法則。温度がわずかに上がるだけで放射エネルギーが急激に増える。シュテファンが実験的に見いだし、ボルツマンが熱力学から理論的に導いた。恒星の半径や温度、光度の関係を求める際や、惑星の放射平衡温度の見積もりに広く使われる。物理概念ウィーンの変位則黒体放射のスペクトルが最も強くなる波長が、絶対温度に反比例するという法則。温度が高い物体ほど放射のピークは短い波長（青い側）へずれる。これにより、天体の色からその表面温度を推定できる。たとえば青白い星は赤い星より高温である。ウィーンが導き、黒体放射のスペクトルを特徴づける基本法則の一つである。