Den totala energinstrålade per enhetsytan på en svart kropp över alla våglängder per enhetstid (även känd som Blackbody Emissive Power) är direkt proportionell mot den fjärde kraften i Blackbody's Absolute Temperatur.
Matematiskt uttrycks detta som:
e =σt⁴
där:
* e är den svartkropps emissiva kraften (energi utstrålad per enhetsytan per enhetstid) i watt per kvadratmeter (w/m²)
* σ är Stefan-Boltzmann-konstanten, som har ett värde på 5.670374 × 10⁻⁸ W m⁻² K⁻⁴
* t är den absoluta temperaturen på svartkroppen i Kelvin (K)
Nyckelpunkter att komma ihåg:
* Blackbody: Ett idealiskt objekt som absorberar all strålningshändelse på den och avger strålning vid alla våglängder. Även om inget verkligt objekt är en perfekt svartkropp, kan många objekt approximeras som sådana.
* Total energi: Lagen beskriver den totala energin som strålas över alla våglängder.
* fjärde kraft: Den emissiva kraften är direkt proportionell mot temperaturens fjärde kraft, vilket innebär att en liten temperaturförändring kan leda till en betydande förändring i mängden strålning som släpps ut.
* Applikationer: Stefan-Boltzmann-lagen används allmänt inom olika områden, inklusive astrofysik, värmeöverföring och klimatvetenskap, för att förstå och beräkna den energi som släpps ut av stjärnor, planeter och andra himmelkroppar.
Exempel:
* Solen, som är ungefär en svart kropp, avger en stor mängd strålning på grund av dess höga temperatur (cirka 5778 K).
* Ett varmt järn avger en synlig röd glöd, vilket är ett resultat av den ökade strålningen som släpps ut när temperaturen stiger.
Stefan-Boltzmann-lagen är en grundläggande princip i fysiken och spelar en avgörande roll för att förstå överföringen av energi genom strålning.
