Brilho vs. Temperatura em Estrelas de Sequência Principal

Na sequência principal, estrelas mais quentes são mais brilhantes. Esta relação direta é quantificada pela lei de Stefan-Boltzmann:

L = k × R² × T⁴

• L = luminosidade (watts)
• R = raio (metros)
• T = temperatura efetiva (Kelvin)
• k = constante de Stefan-Boltzmann (5.67×10⁻⁸ W·m⁻²·K⁻⁴)

A luminosidade escala com a quarta potência da temperatura. Uma estrela duas vezes mais quente emite 16× mais energia por unidade de área superficial. Isso permite astrônomos estimarem temperatura de estrela pelo brilho (e vice-versa), ferramenta fundamental em astrofísica estelar.

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