Diferencia entre revisiones de «Temperatura efectiva»

 

Esta temperatura está relacionada con la luminosidad y con el radio de la estrella mediante la ecuación:

|+<math>T_\mathrm{eff} = \left(\frac{L}{4 \pi R^2 \sigma}\right )^{1/4}</math>

!Símbolo

|Constante de Stephan-Boltzman

|}

Una estrella roja podría corresponder a una diminuta y débil [[enana roja]] o a una expandida [[gigante roja]] o incluso a una supergigante como [[Antares]] o [[Betelgeuse]]. Estas estrellas radian ingentes cantidades de energía pero radian desde una superficie tan enorme que la energía por unidad de superficie es pequeña. Una estrella cercana a la zona media del espectro como nuestro modesto [[Sol]] o la gigante [[Capella]] radian más calor por unidad de superficie que las enanas rojas o las supergigantes rojas pero mucho menos que las estrellas blancas y azules como [[Vega (estrella)|Vega]] o [[Rigel]].