Calculadora de Luminosidade Estelar (Stefan-Boltzmann)

Fórmula

How this is calculated

Uma estrela irradia aproximadamente como um corpo negro, portanto sua luminosidade (potência total emitida em watts) depende apenas de sua área superficial e temperatura superficial. A área superficial de uma esfera de raio R é 4πR², e a lei de Stefan-Boltzmann afirma que cada metro quadrado de um corpo negro emite σT⁴ watts, onde σ = 5,670×10⁻⁸ W·m⁻²·K⁻⁴ e T é a temperatura superficial efetiva em kelvin. Multiplicando esses valores, obtém-se L = 4πR²σT⁴.

Insira o raio R em metros ou em raios solares (1 Rsun = 6,957×10⁸ m); a calculadora converte para metros internamente. Insira a temperatura efetiva T em kelvin. O resultado é dado em watts e como proporção em relação à luminosidade do Sol, Lsun = 3,828×10²⁶ W, o que é conveniente para comparar estrelas. Os valores padrão (1 Rsun, 5772 K) reproduzem o Sol, retornando L/Lsun ≈ 1.

Observe as fortes dependências: a luminosidade escala com o quadrado do raio e a quarta potência da temperatura, de modo que um aumento moderado na temperatura aumenta drasticamente a emissão. O modelo assume um corpo negro esférico ideal a uma única temperatura efetiva, ignorando o escurecimento do limbo, detalhes espectrais e formas não esféricas. Entradas negativas são rejeitadas, e T deve estar em kelvin absoluto (não em Celsius).