Brillar

Para otros usos de este término, véase Luminosidad (desambiguación).

En física de partículas se define la luminosidad instantánea como el número de partículas por unidad de superficie y por unidad de tiempo en un haz. Se mide en unidades inversas de sección eficaz por unidad de tiempo. 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). Cuanto mayor es esta cantidad mayor es la probabilidad de que se produzcan sucesos interesantes en un experimento de altas energías.

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:

Número de sucesos = L × σ

En unidades SI, la luminosidad se mide en julios por segundo, o vatios. En astronomía, los valores de luminosidad a menudo se dan en términos de la luminosidad del Sol, L⊙. La luminosidad también se puede dar en términos del sistema astronómico magnitud: la magnitud bolométrica absoluta (Mbol ) de un objeto es una medida logarítmica de su tasa de emisión de energía total, mientras que magnitud absoluta es una medida logarítmica de la luminosidad dentro de un rango específico de longitud de onda o banda de filtro.

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. El brillo aparente depende tanto de la luminosidad del objeto como de la distancia entre el objeto y el observador, y también de cualquier absorción de luz a lo largo del camino del objeto al observador. Magnitud aparente es una medida logarítmica del brillo aparente. La distancia determinada por las medidas de luminosidad puede ser algo ambigua y, por lo tanto, a veces se denomina distancia de luminosidad.

## Luminosidad estelar[editar]

En astronomía, la luminosidad es la potencia (cantidad de energía por unidad de tiempo) emitida en todas direcciones por un cuerpo celeste. Está directamente relacionada con la magnitud absoluta del astro. Este valor no es constante si se consideran períodos suficientemente largos, ya que la estrella va cambiando su luminosidad según el estado en que se encuentre, pero se mantiene constante en períodos usuales para el humano. Si bien puede llevar a confusión, en astronomía la luminosidad es un concepto diferente al de brillo; el brillo depende fundamentalmente de la distancia a la que nos encontramos de un determinado objeto, mientras que la luminosidad es una propiedad física intrínseca de la estrella.

La luminosidad de una estrella se puede determinar a partir de dos características estelares: tamaño y temperatura efectiva.[1]​ 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. Para determinar el radio de una estrella, se necesitan otras dos métricas: el diámetro angular de la estrella y su distancia a la Tierra. Ambos se pueden medir con gran precisión en ciertos casos, con supergigantes frías que a menudo tienen grandes diámetros angulares, y algunas estrellas evolucionadas frías que tienen maser en sus atmósferas que se pueden usar para medir la paralaje usando VLBI. Sin embargo, para la mayoría de las estrellas, el diámetro angular o el paralaje, o ambos, están muy por debajo de nuestra capacidad de medición con certeza. Dado que la temperatura efectiva es simplemente un número que representa la temperatura de un cuerpo negro que reproduciría la luminosidad, obviamente no se puede medir directamente, pero se puede estimar a partir del espectro.

Una forma alternativa de medir la luminosidad estelar es medir el brillo aparente y la distancia de la estrella. 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. En consecuencia, uno de los desafíos centrales de la astronomía para determinar la luminosidad de una estrella es derivar medidas precisas para cada uno de estos componentes, sin las cuales resulta difícil obtener una cifra precisa de luminosidad.[2]​ 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.[3]​ Debido a que la luminosidad depende de una gran potencia de la masa estelar, las estrellas luminosas de gran masa tienen vidas mucho más cortas. Las estrellas más luminosas son siempre estrellas jóvenes, no más de unos pocos millones de años para las más extremas. 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. La gran mayoría de las estrellas se encuentran a lo largo de la secuencia principal; las estrellas azules de clase O se encuentran en la parte superior izquierda del gráfico, mientras que las estrellas rojas de clase M caen en la parte inferior derecha. 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. Una estrella como Deneb, por ejemplo, tiene una luminosidad de alrededor de 200.000 L⊙, un tipo espectral de A2 y una temperatura efectiva de alrededor de 8.500 K, lo que significa que tiene un radio alrededor de 203 R☉ (1.41×1011 m). A modo de comparación, la supergigante roja Betelgeuse tiene una luminosidad de alrededor de 100 000 L⊙, un tipo espectral de M2 ​​y una temperatura de alrededor de 3500 K, lo que significa que su radio es de aproximadamente 1,000 R☉ (7.0×1011 m). Las supergigantes rojas son el tipo de estrella más grande, pero las más luminosas son mucho más pequeñas y más calientes, con temperaturas de hasta 50 000 K y más y luminosidades de varios millones de L⊙, lo que significa que sus los radios son solo unas pocas decenas de R⊙. Por ejemplo, R136a1 tiene una temperatura de más de 46 000 K y una luminosidad de más de 6 100 000 L⊙[4]​ (principalmente en UV), es solo 39 R☉ (2.7×1010 m).

Si es conocida la temperatura efectiva "T" de cuerpo negro de la estrella, la Ley de Stefan-Boltzmann nos permite calcular la potencia emitida por unidad de superficie de la estrella:

P S = σ T 4 [ W/ m 2 ] {\displaystyle P_{S}=\sigma T^{4}\quad [{\text{W/}}m^{2}]}

En donde  σ = 5.670374419 ⋅ 10 − 8 [ W ⋅ m − 2 ⋅ K − 4 ] {\displaystyle \sigma =5.670374419\cdot 10^{-8}\quad [W\cdot m^{-2}\cdot K^{-4}]} es la Constante de Stefan-Boltzmann

Suponiendo la estrella esférica de radio "R" el área de su superficie es:

S = 4 π R 2 [ m 2 ] {\displaystyle S=4\pi R^{2}\quad [m^{2}]}

Y la luminosidad "L" de la estrella es:

L = 4 π R 2 σ T 4 [ W ] {\displaystyle L=4\pi R^{2}\sigma T^{4}\quad [{\text{W}}]}

### Luminosidad del Sol[editar]

La luminosidad del Sol, L☉ o LSol es la unidad clásica usada en astronomía para comparar la luminosidad de otros astros. Su valor aproximado es de

L ⨀ ≈ 3 , 827 ⋅ 10 26 [ W ] {\displaystyle L_{\bigodot }\approx 3,827\cdot 10^{26}\ [{\text{W}}]} .

Se observa que esta es una cantidad constante, y que no depende de ninguna distancia de medición.

Podemos calcular una aproximación de la constante con pocos datos. La densidad de potencia que la Tierra recibe del Sol es aproximadamente:

P ⨀ = 1367 [ W m 2 ] {\displaystyle P_{\bigodot }=1367~\left[{\frac {\text{W}}{{\text{m}}^{2}}}\right]} .

Una esfera de radio R igual a 1 UA tiene una superficie de

S E = 4 π R 2 [ m 2 ] ≈ 4 ⋅ 3 , 1415 ⋅ ( 1 , 496 ⋅ 10 11 ) 2 [ m 2 ] {\displaystyle S_{E}=4\pi {R^{2}}~[{\text{m}}^{2}]\approx 4\cdot 3,1415\cdot (1,496\cdot 10^{11})^{2}~{[{\text{m}}^{2}]}} .

S E ≈ 2 , 812 ⋅ 10 23 [ m 2 ] {\displaystyle S_{E}\approx 2,812\cdot 10^{23}~{[{\text{m}}^{2}]}} .

Si suponemos que la densidad de potencia que emite el Sol se mantiene constante en todas las direcciones, podemos calcular la potencia total emitida como:

L ⨀ = P ⨀ ⋅ S E [ W ] {\displaystyle L_{\bigodot }=P_{\bigodot }\cdot S_{E}~\left[{\text{W}}\right]} .
L ⨀ ≈ 1367 [ W m 2 ] ⋅ 2 , 812 ⋅ 10 23 [ m 2 ] {\displaystyle L_{\bigodot }\approx 1367~\left[{\frac {\text{W}}{{\text{m}}^{2}}}\right]\cdot 2,812\cdot 10^{23}~{[{\text{m}}^{2}]}} .
L ⨀ ≈ 3 , 8 ⋅ 10 26 [ W ] {\displaystyle L_{\bigodot }\approx 3,8\cdot 10^{26}\ [{\text{W}}]} .

## Véase también[editar]

* Brillo superficial, luminosidad superficial o brillo aparente, concepto astronómico.
* Límite de Eddington, también llamada luminosidad de Eddington, la máxima luminosidad que puede pasar a través de una capa de gas en equilibrio hidrostático.
* Luminosidad (color), también llamada claridad, una propiedad de los colores.
* Luminosidad lunar.

## Referencias[editar]

1. ↑ archive.org/web/20140809144429/http://www.atnf.csiro.au/outreach//education/senior/astrophysics/photometry_luminosity.html «Luminosidad de las estrellas». Instalación Nacional del Telescopio de Australia. 12 de julio de 2004. Archivado desde el original el 9 de agosto de 2014.
2. ↑ Karttunen, Hannu (2003). Springer-Verlag, ed. Astronomía fundamental. p. 289\. ISBN 978-3-540-00179-9.
3. ↑ Ledrew, Glenn (febrero de 2001). «El verdadero cielo estrellado». Diario de la Real Sociedad Astronómica de Canadá 95: 32-33. Bibcode:2001JRASC..95...32L. Consultado el 2 de julio de 2012.
4. ↑ =Doran E.I., Crowther P.A., de Koter A., Evans C.J., McEvoy C., Walborn N.R., Bastian N., Bestenlehner J.M., Grafener G., Herrero A., Kohler K., Maiz Apellaniz J., Najarro F., Puls J., Sana H., Schneider F.R.N., Taylor O.D., van Loon J.Th., Vink J.S. (2013). «Encuesta sobre tarántulas VLT-FLAMES - XI. Un censo de las estrellas luminosas calientes y su retroalimentación en 30 Doradus». Astronomy & Astrophysics 558: A134. Bibcode:2013A&A...558A.134D. S2CID 118510909. arXiv:1308.3412v1. doi:10.1051/0004-6361/201321824.

## Bibliografía[editar]

* I.-J. Sackmann, A. I. Boothroyd (2003). «Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars». The Astrophysical Journal 583 (2): 1024-1039.
* Böhm-Vitense, Erika (1989). «Chapter 6. The luminosities of the stars». Introduction to Stellar Astrophysics: Volume 1, Basic Stellar Observations and Data. Cambridge University Press. pp. 41-48. ISBN 978-0-521-34869-0.

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