Това е така известният закон за излъчване на абсолютно черно тяло наСтефан-Болцман:
където σ = 5,67.10*/-8/ W / m*2 . K*4
и се нарича константа на Стефан-Болцман
Звездите може да излъчват като абсолютно черно тяло, но те в първо приближение са кълбета. Като се вземе предвид площта на сфера 4πR2, където R е радиусът на звездата, законът на Стефан-Болцман за звездите е във вида:
В този случай L е светимостта на звездата.
За изчисляване светимостта на Слънцето помага още едно понятие – слънчевата константа. Това е пълната електромагнитна енергия, излъчена от Слънцето, която пада перпендикулярно върху 1 квадратен метър от земната повърхност за 1 секунда. Тя е 1370 W / m2, а светимостта му възлиза съответно на 
.
През 1893 г. немският физик Вилхелм Вин дава зависимостта на температурата на абсолютно черно тяло от дължината на вълната с максимален интензитет на излъчване:
λmax = 2,9.10-3 / T
Изразена графично, тази зависимост представлява температурната “скала” на “звездния термометър”:
