Calculadora de luminosidade estelar

Sobre esta calculadora

A luminosidade dunha estrela — a súa potencia total emitida — segue a lei de Stefan-Boltzmann: L = 4πR²σT⁴, onde R é o radio da estrela, T é a súa temperatura superficial (efectiva), e σ é a constante de Stefan-Boltzmann. Dado que a luminosidade escala co cadrado do radio pero coa cuarta potencia da temperatura, un aumento modesto da temperatura ten un efecto moito maior no brillo que o mesmo aumento relativo no tamaño — esta calculadora normalmente expresa o resultado en relación coa luminosidade do Sol (L☉) para facilitar a comparación.

Os astrónomos empregan esta relación para situar as estrelas no diagrama de Hertzsprung-Russell, estimar distancias ás estrelas mediante a lei do inverso do cadrado unha vez coñecida a luminosidade, e clasificar as estrelas segundo a súa fase evolutiva — unha xigante vermella é luminosa principalmente polo seu enorme radio, mentres que unha estrela azul da secuencia principal é luminosa principalmente pola súa alta temperatura. Introduce o radio e a temperatura superficial dunha estrela (en relación co Sol) para atopar a súa luminosidade.