Calculator luminozitate stelară

Despre acest calculator

Luminozitatea unei stele — puterea sa totală emisă — respectă legea Stefan-Boltzmann: L = 4πR²σT⁴, unde R este raza stelei, T este temperatura sa de suprafață (efectivă), iar σ este constanta Stefan-Boltzmann. Întrucât luminozitatea variază cu pătratul razei, dar cu puterea a patra a temperaturii, o creștere modestă a temperaturii are un efect mult mai mare asupra strălucirii decât o creștere relativă similară a dimensiunii — acest calculator exprimă de obicei rezultatul relativ la luminozitatea Soarelui (L☉), pentru o comparație facilă.

Astronomii folosesc această relație pentru a plasa stelele pe diagrama Hertzsprung-Russell, pentru a estima distanțele către stele prin legea inversului pătratului, odată cunoscută luminozitatea, și pentru a clasifica stelele în funcție de stadiul evolutiv — o gigantă roșie este luminoasă mai ales din cauza razei sale enorme, în timp ce o stea albastră din secvența principală este luminoasă mai ales din cauza temperaturii sale ridicate. Introduceți raza și temperatura de suprafață ale unei stele (relativ la Soare) pentru a determina luminozitatea acesteia.