Luminosità vs. Temperatura nelle Stelle di Sequenza Principale
Nella sequenza principale, le stelle più calde sono più luminose. Questa relazione diretta è quantificata dalla legge di Stefan–Boltzmann:
L = k × R² × T⁴
- L = luminosità (watt)
- R = raggio (metri)
- T = temperatura effettiva (Kelvin)
- k = costante di Stefan–Boltzmann (5.67×10⁻⁸ W·m⁻²·K⁻⁴)
La luminosità scala con la quarta potenza della temperatura. Una stella due volte più calda emette 16 volte più energia per unità di superficie. Questo permette agli astronomi di stimare la temperatura di una stella dalla sua luminosità (e viceversa), uno strumento fondamentale nell'astrofisica stellare.