Calculadora de luminosidad estelar

Acerca de esta calculadora

La luminosidad de una estrella —su potencia total emitida— sigue la ley de Stefan-Boltzmann: L = 4πR²σT⁴, donde R es el radio de la estrella, T es su temperatura superficial (efectiva) y σ es la constante de Stefan-Boltzmann. Como la luminosidad escala con el cuadrado del radio pero con la cuarta potencia de la temperatura, un aumento modesto de temperatura tiene un efecto mucho mayor sobre el brillo que el mismo aumento relativo en tamaño; esta calculadora normalmente expresa el resultado en relación con la luminosidad del Sol (L☉) para facilitar la comparación.

Los astrónomos usan esta relación para situar las estrellas en el diagrama de Hertzsprung-Russell, estimar distancias a las estrellas mediante la ley del inverso del cuadrado una vez conocida la luminosidad, y clasificar las estrellas por su etapa evolutiva: una gigante roja es luminosa principalmente por su enorme radio, mientras que una estrella azul de la secuencia principal es luminosa principalmente por su alta temperatura. Introduce el radio y la temperatura superficial de una estrella (en relación con el Sol) para obtener su luminosidad.