Calculadora de Luminosidad Estelar (Stefan-Boltzmann)

Fórmula

How this is calculated

Una estrella radia aproximadamente como un cuerpo negro, así que su luminosidad (potencia total emitida en vatios) depende solo de su área superficial y su temperatura superficial. El área superficial de una esfera de radio R es 4πR², y la ley de Stefan-Boltzmann establece que cada metro cuadrado de un cuerpo negro radia σT⁴ vatios, donde σ = 5,670×10⁻⁸ W·m⁻²·K⁻⁴ y T es la temperatura superficial efectiva en kelvin. Multiplicando estos se obtiene L = 4πR²σT⁴.

Introduce el radio R en metros o en radios solares (1 Rsun = 6,957×10⁸ m); la calculadora convierte a metros internamente. Introduce la temperatura efectiva T en kelvin. El resultado se da en vatios y como un cociente respecto a la luminosidad del Sol, Lsun = 3,828×10²⁶ W, lo cual es cómodo para comparar estrellas. Los valores por defecto (1 Rsun, 5772 K) reproducen el Sol, devolviendo L/Lsun ≈ 1.

Observa las fuertes dependencias: la luminosidad escala con el cuadrado del radio y la cuarta potencia de la temperatura, así que un aumento modesto de temperatura incrementa drásticamente la salida. El modelo supone un cuerpo negro esférico ideal a una sola temperatura efectiva, ignorando el oscurecimiento del limbo, los detalles espectrales y las formas no esféricas. Las entradas negativas se rechazan, y T debe estar en kelvin absolutos (no Celsius).