Calculadora de lluminositat estel·lar

Sobre aquesta calculadora

La lluminositat d'una estrella — la seva potència total emesa — segueix la llei de Stefan-Boltzmann: L = 4πR²σT⁴, on R és el radi de l'estrella, T és la seva temperatura superficial (efectiva) i σ és la constant de Stefan-Boltzmann. Com que la lluminositat escala amb el quadrat del radi però amb la quarta potència de la temperatura, un augment modest de temperatura té un efecte molt més gran sobre la brillantor que el mateix augment relatiu de mida — aquesta calculadora normalment expressa el resultat en relació amb la lluminositat del Sol (L☉) per facilitar-ne la comparació.

Els astrònoms utilitzen aquesta relació per situar les estrelles al diagrama de Hertzsprung-Russell, estimar distàncies a estrelles mitjançant la llei de l'invers del quadrat una vegada coneguda la lluminositat, i classificar-les per etapa evolutiva — una gegant vermella és lluminosa principalment pel seu radi enorme, mentre que una estrella blava de la seqüència principal és lluminosa principalment per la seva temperatura elevada. Introdueix el radi i la temperatura superficial d'una estrella (en relació amb el Sol) per trobar-ne la lluminositat.