Comprender la relación

La luminosidad de una estrella está directamente relacionada con su temperatura. La relación es descrita por la ley Stefan-Boltzmann:

* l =σat⁴

Dónde:

* L es luminosidad (energía emitida por segundo)

* σ es la constante Stefan-Boltzmann (un valor constante)

* a es la superficie de la estrella (asumiremos que es más o menos lo mismo para ambas estrellas)

* t ¿Es la temperatura de la superficie en Kelvin?

Calculando la diferencia

1. Configure una relación: Como estamos interesados ​​en la * diferencia * en luminosidad, podemos establecer una relación de las luminosidades de las dos estrellas:

L (Hot) / L (Cool) =(σat⁴ (Hot)) / (σat⁴ (Cool)))

2. Simplifique: El área de superficie (a) y la constante Stefan-Boltzmann (σ) cancelan:

L (Hot) / L (Cool) =T⁴ (Hot) / T⁴ (Cool)

3. Temperaturas de enchufe:

L (Hot) / L (Cool) =(30000 K) ⁴ / (3000 K) ⁴ =10⁴

4. Resultado: Esto significa que la estrella más caliente es 10,000 veces Más luminoso que la estrella más fría.

Nota importante: Este cálculo es una simplificación. En realidad, las estrellas tienen diferentes tamaños, y su luminosidad depende de la temperatura y el tamaño. Sin embargo, para una estimación de primer orden, la ley Stefan-Boltzmann proporciona un buen punto de partida.