Calcolatore di Luminosità Stellare

Informazioni su questo calcolatore

La luminosità di una stella — la sua potenza totale emessa — segue la legge di Stefan-Boltzmann: L = 4πR²σT⁴, dove R è il raggio della stella, T è la sua temperatura superficiale (effettiva), e σ è la costante di Stefan-Boltzmann. Poiché la luminosità varia con il quadrato del raggio ma con la quarta potenza della temperatura, un modesto aumento di temperatura ha un effetto molto maggiore sulla luminosità rispetto allo stesso aumento relativo delle dimensioni — questo calcolatore esprime tipicamente il risultato relativamente alla luminosità del Sole (L☉) per un confronto semplice.

Gli astronomi usano questa relazione per collocare le stelle nel diagramma di Hertzsprung-Russell, per stimare le distanze delle stelle tramite la legge dell'inverso del quadrato una volta conosciuta la luminosità, e per classificare le stelle in base allo stadio evolutivo — una gigante rossa è luminosa soprattutto per il suo enorme raggio, mentre una stella di sequenza principale blu è luminosa soprattutto per la sua alta temperatura. Inserisci il raggio di una stella e la temperatura superficiale (relativa al Sole) per trovare la sua luminosità.