Brillo vs. Temperatura en Estrellas de Secuencia Principal

En la secuencia principal, estrellas más calientes son más brillantes. Esta relación directa se cuantifica con la ley de Stefan-Boltzmann:

L = k × R² × T⁴

• L = luminosidad (vatios)
• R = radio (metros)
• T = temperatura efectiva (Kelvin)
• k = constante Stefan-Boltzmann (5.67×10⁻⁸ W·m⁻²·K⁻⁴)

La luminosidad escala con la cuarta potencia de la temperatura. Una estrella el doble de caliente emite 16× más energía por unidad de superficie. Esto permite a astrónomos estimar temperatura de una estrella desde su brillo (y viceversa), herramienta fundamental en astrofísica estelar.