Calculadora de luminosidade bolometrica de estrela

Luminosidade bolométrica de uma estrela

A luminosidade bolométrica é a potência eletromagnética total que uma estrela emite em todos os comprimentos de onda — rádio a gama — não apenas no visível. Tratando-a como corpo negro, L_bol = 4π·R²·σ·T⁴, com σ ≈ 5,67·10⁻⁸ W·m⁻²·K⁻⁴. A luminosidade bolométrica solar é L☉ = 3,828·10²⁶ W. Exemplo: R = 1 R☉, T = 5778 K devolve 1 L☉. Para converter uma magnitude visual em bolométrica, aplica-se a correção bolométrica BC: M_bol = M_V + BC; BC é pequena para estrelas tipo Sol e grande (negativa) para O quentes e anãs M frias, cujo pico de emissão fica fora do visível.

Aplicações

A luminosidade bolométrica é o eixo y canônico do diagrama de Hertzsprung–Russell e alimenta códigos de evolução estelar (MESA, Geneva) que rastreiam sequência principal, gigantes vermelhas e anãs brancas. Define o orçamento de irradiação de um exoplaneta e, portanto, a posição da sua zona habitável; missões como Kepler, TESS e PLATO dependem de L_bol precisa para filtrar análogos da Terra. Essencial também para relações massa–luminosidade e cálculo de tempos de vida estelar.

Perguntas frequentes

Por que "bolométrica"? De bolômetro, instrumento do século XIX que mede energia radiante total independentemente do comprimento de onda.

Diferença para luminosidade visual? A visual cobre só ~400–700 nm. Estrelas O quentes emitem sobretudo em UV e anãs M frias em IR, então L_V subestima muito L_bol.

De onde vem a BC? Da integração de atmosferas modelo ou espectros observados em todas as bandas; tabulada por tipo espectral.

Poeira interestelar é problema? Sim — extinção avermelha e atenua o fluxo observado; precisa ser corrigida antes de calcular L_bol.