Calculadora de temperatura de cor de estrela

Temperatura estelar por classe espectral e lei de Wien

A temperatura da superfície de uma estrela está codificada na sua cor, capturada pela classificação espectral OBAFGKM. Faixas de temperatura efetiva por classe: 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 — Sol ≈ 5.778 K); K 3.700–5.200 K (laranja); M 2.400–3.700 K (vermelha). A ligação física é a lei do deslocamento de Wien: λ_max · T = b, onde b = 2,898×10⁻³ m·K. O Sol pico em ~501 nm (verde-amarelo); Betelgeuse (≈3.500 K) em ~828 nm (vermelho profundo).

Aplicações

Posicionar estrelas no diagrama Hertzsprung–Russell (luminosidade vs T_ef), que sustenta modelos de evolução estelar; estimar massa e tempo de vida por tipo espectral (estrelas tipo O vivem alguns Myr, anãs M mais de um trilhão de anos); calibrar zonas habitáveis em exoplanetas; e inferir composição via intensidade de linhas espectrais dependentes de T.

Perguntas frequentes

Por que estrelas quentes são azuis e frias vermelhas? A emissão de corpo negro desloca-se para comprimentos menores conforme T sobe (lei de Wien).

O que é o índice de cor B−V? Diferença de magnitude entre bandas azul e visual; correlaciona com T_ef (Sol B−V ≈ 0,65).

E as classes L, T, Y? Mais frias que M — anãs marrons e objetos sub-estelares (T < 2.400 K), adicionadas após 1999.