Calculadora de luminosidade estelar

Sobre esta calculadora

A luminosidade de uma estrela — sua produção total de energia — segue a lei de Stefan-Boltzmann: L = 4πR²σT⁴, em que R é o raio da estrela, T é sua temperatura superficial (efetiva), e σ é a constante de Stefan-Boltzmann. Como a luminosidade varia com o quadrado do raio, mas com a quarta potência da temperatura, um aumento modesto na temperatura tem um efeito muito maior sobre o brilho do que o mesmo aumento relativo no tamanho — esta calculadora normalmente expressa o resultado em relação à luminosidade do Sol (L☉) para facilitar a comparação.

Astrônomos usam essa relação para posicionar estrelas no diagrama de Hertzsprung-Russell, estimar distâncias até estrelas por meio da lei do inverso do quadrado, uma vez conhecida a luminosidade, e classificar estrelas por estágio evolutivo — uma gigante vermelha é luminosa principalmente por causa de seu enorme raio, enquanto uma estrela azul da sequência principal é luminosa principalmente por causa de sua alta temperatura. Insira o raio e a temperatura superficial de uma estrela (em relação ao Sol) para encontrar sua luminosidade.