Última actualización: 2026-06-16

¿Qué brillo tiene una estrella?

La luminosidad de una estrella es la potencia total que vierte al espacio cada segundo: su emisión intrínseca de energía, fijada por completo por la propia estrella y no por el lugar desde donde la observemos. Si tratamos una estrella como una esfera de cuerpo negro, dos números determinan esa emisión: su tamaño y su temperatura superficial. La ley de Stefan-Boltzmann los combina:

$L = 4\pi R^2 \sigma T^4$

Aquí $4\pi R^2$ es el área de la superficie de la estrella, y $\sigma T^4$ es la potencia radiada por unidad de área, con $\sigma = 5{,}67 \times 10^{-8}\ \text{W·m}^{-2}\text{K}^{-4}$ la constante de Stefan-Boltzmann.

Ejemplo resuelto

Confirma la luminosidad del Sol a partir de su radio (1 R☉) y su temperatura superficial (5772 K):

Esta es la definición de la luminosidad solar, así que el cálculo da una luminosidad solar, como cabía esperar.

Por qué gana la temperatura

Los dos factores no contribuyen por igual. La luminosidad crece con el cuadrado del radio pero con la cuarta potencia de la temperatura. Duplica el radio de una estrella y se vuelve cuatro veces más brillante; duplica su temperatura y se vuelve dieciséis veces más brillante. Por eso las estrellas más calientes —los tipos O y B blanco-azulados, a decenas de miles de kelvin— son tan espectacularmente luminosas, mientras que las enanas rojas frías, pese a ser numerosas, emiten solo una pequeña fracción de la luz del Sol.

La misma ley explica las gigantes rojas. A medida que una estrella similar al Sol envejece, su núcleo se contrae y su envoltura se hincha enormemente. Aunque la superficie se enfría, el radio crece tanto que el término $R^2$ acaba imponiéndose, y la estrella puede llegar a ser cientos de veces más luminosa de lo que era en la secuencia principal.

Luminosidad frente a brillo aparente

Es importante distinguir la luminosidad de lo brillante que se ve una estrella en nuestro cielo. El brillo aparente disminuye con el cuadrado de la distancia, así que una estrella enormemente luminosa pero lejana puede parecer más tenue que una modesta pero cercana. Tender el puente entre ambos —convertir lo brillante que se ve algo en lo lejos que está— es justo lo que hace el módulo de distancia.