Expression mathématique:
`` '
E =σt⁴
`` '
où:
* e L'énergie totale est-elle rayonnée par unité de surface par unité de temps (également connu sous le nom de sortie radiante)
* σ est la constante de Stefan-Boltzmann (5.670374 × 10⁻⁸ W M⁻² K⁻⁴)
* t est la température absolue à Kelvin
Explication:
La loi de Stefan-Boltzmann indique que à mesure que la température d'un corps noir augmente, la quantité totale d'énergie qu'elle rayonne augmente considérablement. En effet, l'énergie des photons émises augmente avec la température, et le nombre de photons émis augmente également.
Implications:
* Des températures plus élevées signifient un rayonnement plus élevé: Un objet chaud comme une étoile rayonnera beaucoup plus d'énergie qu'un objet plus frais comme un rocher.
* La relation est non linéaire: Une petite augmentation de la température entraîne une augmentation beaucoup plus importante du rayonnement.
Exemple:
Si la température d'un corps noir double, l'énergie totale rayonnée augmentera d'un facteur de 2⁴ =16.
Remarque:
* La loi Stefan-Boltzmann ne s'applique qu'aux Blackbodies idéales, qui absorbent tous les rayonnements incidents. Les objets réels émettent des rayons en fonction de leur émissivité, qui est une mesure de la façon dont ils rayonnent de l'énergie par rapport à un corps noir.
* La loi est cruciale pour comprendre l'équilibre énergétique des étoiles, des planètes et d'autres objets célestes. Il joue également un rôle dans diverses applications d'ingénierie, telles que la conception thermique et l'efficacité énergétique.
