Här är det matematiska uttrycket:
e =σt⁴
där:
* e är den totala energin som strålas per enhet per enhetstid (även känd som den strålande emittansen)
* σ är Stefan-Boltzmann-konstanten (5.670374 × 10⁻⁸ w m⁻² k⁻⁴)
* t är den absoluta temperaturen i Kelvin
Nyckelpunkter:
* Direkt proportionalitet: Energinstrålningen ökar snabbt när temperaturen ökar.
* fjärde maktförhållandet: En liten temperaturförändring resulterar i en mycket större förändring i den utstrålade energin.
* Absolut temperatur: Temperaturen måste vara i Kelvin (K) för att formeln ska fungera korrekt.
Exempel:
Om du fördubblar temperaturen på en svart kropp kommer den totala utstrålade energin att öka med en faktor på 2⁴ =16.
Praktiska applikationer:
Stefan-Boltzmann-lagen har många tillämpningar inom fysik, astrofysik och teknik, inklusive:
* Beräkna energiproduktionen från stjärnor: Solen, som andra stjärnor, avger strålning som en svart kropp.
* Designa termisk isolering: Lagen hjälper till att avgöra hur mycket värme som går förlorad genom olika material.
* Förstå temperaturen på föremål i rymden: Satelliter och andra rymdobjekt strålar värme baserat på deras temperatur.
* Utveckla effektiva energikällor: Solenergiteknologier är baserade på principerna för svartkroppsstrålning.
