Calculadora de temperatura de cor de estrela

Temperatura estelar por classe espectral e lei de Wien

A cor de uma estrela carrega a temperatura da sua superfície, e é isso que a classificação espectral OBAFGKM organiza. Cada classe cobre uma faixa de temperatura efetiva: O ≥ 30.000 K (azul), B 10.000–30.000 K (azul-branca), A 7.500–10.000 K (branca), F 6.000–7.500 K (amarelo-branca), G 5.200–6.000 K (amarela, faixa do Sol em ≈ 5.778 K), K 3.700–5.200 K (laranja) e M 2.400–3.700 K (vermelha). Quem amarra cor e temperatura é a lei do deslocamento de Wien: λ_max · T = b, onde b = 2,898×10⁻³ m·K. Por ela, o Sol tem pico perto de 501 nm (verde-amarelo) e Betelgeuse (≈3.500 K) lá em ~828 nm, no vermelho profundo.

Aplicações

Com a T_ef em mãos dá para posicionar a estrela no diagrama Hertzsprung–Russell (luminosidade contra T_ef), que alimenta os modelos de evolução estelar. O tipo espectral também indica massa e tempo de vida: estrelas tipo O se apagam em alguns Myr, enquanto anãs M seguem por mais de um trilhão de anos. A mesma temperatura define onde cai a zona habitável de um exoplaneta, e a intensidade das linhas espectrais, que depende de T, revela a composição.

Perguntas frequentes

Por que estrelas quentes são azuis e frias vermelhas? Conforme T sobe, a emissão de corpo negro se desloca para comprimentos de onda menores. É a lei de Wien.

O que é o índice de cor B−V? É a diferença de magnitude entre as bandas azul e visual, e acompanha de perto a T_ef (o Sol fica em B−V ≈ 0,65).

E as classes L, T, Y? São mais frias que M e englobam anãs marrons e objetos sub-estelares (T < 2.400 K). Entraram na escala depois de 1999.