Veja como estimar a diferença na luminosidade com base apenas na temperatura:

Entendendo o relacionamento

A luminosidade de uma estrela está diretamente relacionada à sua temperatura. O relacionamento é descrito pela lei Stefan-Boltzmann:

* l =σat⁴

Onde:

* l é a luminosidade (energia emitida por segundo)
* σ é a constante Stefan-Boltzmann (um valor constante)
* a é a área de superfície da estrela (vamos assumir que é aproximadamente o mesmo para as duas estrelas)
* t é a temperatura da superfície em Kelvin

calcular a diferença

1. configurar uma proporção: Como estamos interessados ​​na * diferença * na luminosidade, podemos criar uma proporção das luminosidades das duas estrelas:

L (quente) / L (legal) =(σat⁴ (quente)) / (σat⁴ (legal))

2. Simplifique: A área de superfície (a) e a constante Stefan-Boltzmann (σ) cancelam:

L (quente) / L (legal) =t⁴ (quente) / t⁴ (legal)

3. conecte as temperaturas:

L (quente) / L (legal) =(30000 k) ⁴ / (3000 k) ⁴ =10⁴

4. Resultado: Isso significa que a estrela mais quente é 10.000 vezes Mais luminoso do que a estrela mais fria.

Nota importante: Este cálculo é uma simplificação. Na realidade, as estrelas têm tamanhos diferentes e sua luminosidade depende da temperatura e do tamanho. No entanto, para uma estimativa de primeira ordem, a lei Stefan-Boltzmann fornece um bom ponto de partida.