Luminosidad
Al integrar esta cantidad durante un período se obtiene la luminosidad integrada, la cual se mide en unidades inversas de sección eficaz (como por ejemplo el pb-1).
Dado un proceso cuya sección eficaz, σ, conocemos, para una luminosidad integrada, L, dada, podemos estimar el número de veces que se va a producir ese suceso simplemente multiplicando ambas cantidades: En unidades SI, la luminosidad se mide en julios por segundo, o vatios.
Por el contrario, el término "brillo" en astronomía generalmente se usa para referirse al brillo aparente de un objeto: es decir, cuán brillante parece un objeto para un observador.
Un bolómetro es el instrumento utilizado para medir la energía radiante en una banda ancha mediante absorción y medición del calentamiento.
Una estrella también irradia neutrinos, que transportan algo de energía (alrededor del 2% en el caso del Sol), contribuyendo a la luminosidad total de la estrella.
En la práctica, las magnitudes bolométricas se miden realizando mediciones en determinadas longitudes de onda y construyendo un modelo del espectro total que tenga más probabilidades de coincidir con esas mediciones.
Algunos como el sistema UBV o Johnson se definen respecto a estrellas estándar fotométricas, mientras que otros como la sistema AB se definen en términos de una densidad de flujo espectral.
La ecuación Stefan-Boltzmann aplicada a un cuerpo negro da el valor de la luminosidad para un cuerpo negro, un objeto idealizado que es perfectamente opaco y no reflectante:[7]
Una esfera hueca centrada en el punto tendría toda su superficie interior iluminada.
Al aumentar el radio, la superficie también aumentará, y la luminosidad constante tiene más superficie que iluminar, lo que conduce a una disminución del brillo observado.
, por lo que para las estrellas y otras fuentes puntuales de luz:
es la distancia del observador a la fuente de luz.
Para las estrellas de la secuencia principal, la luminosidad también está relacionada con la masa aproximadamente como se indica a continuación:
Está directamente relacionada con la magnitud absoluta del astro.
[7] El primero suele ser representado en términos del radio solar, R⊙, mientras que este último se representa en kelvins, pero en la mayoría de los casos ninguno puede medirse directamente.
Un tercer componente necesario para derivar la luminosidad es el grado de extinción interestelar que está presente, una condición que generalmente surge debido al gas y el polvo presentes en el medio interestelar (ISM), la atmósfera terrestre, y la materia circunestelar.
[8] La extinción solo se puede medir directamente si se conocen las luminosidades real y observada, pero se puede estimar a partir del color observado de una estrella, usando modelos de la nivel esperado de enrojecimiento del medio interestelar.
En el sistema actual de clasificación estelar, las estrellas se agrupan según la temperatura, con las clase O masivas, muy jóvenes y enérgicas que cuentan con temperaturas superiores a los 30 000 K mientras que las estrellas Clase M, menos masivas y típicamente más viejas, exhiben temperaturas inferiores a 3500 K. Debido a que la luminosidad es proporcional a la temperatura a la cuarta potencia, la gran variación en las temperaturas estelares produce una variación aún mayor en la luminosidad estelar.
En el diagrama de Hertzsprung-Russell, el eje x representa la temperatura o el tipo espectral, mientras que el eje y representa la luminosidad o la magnitud.
Ciertas estrellas como Deneb y Betelgeuse se encuentran arriba ya la derecha de la secuencia principal, más luminosas o más frías que sus equivalentes en la secuencia principal.
Una mayor luminosidad a la misma temperatura, o alternativamente una temperatura más fría a la misma luminosidad, indica que estas estrellas son más grandes que las de la secuencia principal y se las denomina gigantes o supergigantes.
Las supergigantes azules y blancas son estrellas de alta luminosidad algo más frías que las estrellas de secuencia principal más luminosas.
