Calculadora de luminosidade bolometrica de estrela

Luminosidade bolométrica de uma estrela

A luminosidade bolométrica mede a potência eletromagnética total que uma estrela emite em todos os comprimentos de onda, do rádio ao gama, e não só na faixa visível. Se você a trata como corpo negro, chega em L_bol = 4π·R²·σ·T⁴, com σ ≈ 5,67·10⁻⁸ W·m⁻²·K⁻⁴. No caso do Sol, isso dá L☉ = 3,828·10²⁶ W. Exemplo: com R = 1 R☉ e T = 5778 K o resultado é 1 L☉. Passar de uma magnitude visual para a bolométrica exige somar a correção bolométrica BC: M_bol = M_V + BC. A BC é pequena para estrelas tipo Sol, mas fica grande e negativa nas O quentes e nas anãs M frias, cujo pico de emissão cai fora do visível.

Aplicações

Ela serve de eixo y no diagrama de Hertzsprung–Russell e alimenta os códigos de evolução estelar (MESA, Geneva) que acompanham a estrela pela sequência principal, pela fase de gigante vermelha e pela de anã branca. O mesmo número fixa quanta irradiação um exoplaneta recebe, o que por sua vez posiciona a sua zona habitável; é por isso que missões como Kepler, TESS e PLATO precisam de uma L_bol confiável para filtrar análogos da Terra. Também sustenta as relações massa–luminosidade e o cálculo dos tempos de vida estelar.

Perguntas frequentes

Por que "bolométrica"? O nome vem do bolômetro, instrumento do século XIX feito para medir energia radiante total, qualquer que seja o comprimento de onda.

Diferença para luminosidade visual? A visual conta apenas ~400–700 nm. Como as estrelas O quentes brilham principalmente em UV e as anãs M frias em IR, o L_V delas subestima bastante o L_bol.

De onde vem a BC? Sai da integração de atmosferas modelo ou de espectros observados ao longo de todas as bandas, e vem tabulada por tipo espectral.

Poeira interestelar é problema? É. A extinção avermelha e atenua o fluxo observado, então é preciso corrigi-la antes de calcular o L_bol.