Voici l'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 d'émittance radiante)
* σ est la constante de Stefan-Boltzmann (5.670374 × 10⁻⁸ W M⁻² K⁻⁴)
* t est la température absolue à Kelvin
Points clés:
* proportionnalité directe: L'énergie rayonnée augmente rapidement à mesure que la température augmente.
* quatrième relation de pouvoir: Un petit changement de température entraîne un changement beaucoup plus important de l'énergie rayonnée.
* température absolue: La température doit être dans Kelvin (K) pour que la formule fonctionne correctement.
Exemple:
Si vous doublez la température d'un corps noir, l'énergie totale rayonnée augmentera d'un facteur de 2⁴ =16.
Applications pratiques:
La loi Stefan-Boltzmann a de nombreuses applications en physique, en astrophysique et en ingénierie, notamment:
* Calcul de la production d'énergie des étoiles: Le soleil, comme les autres étoiles, émet un rayonnement comme un corps noir.
* Conception d'isolation thermique: La loi aide à déterminer la quantité de chaleur perdue à travers différents matériaux.
* Comprendre la température des objets dans l'espace: Les satellites et autres objets spatiaux rayonnent de chaleur en fonction de leur température.
* Développement de sources d'énergie efficaces: Les technologies d'énergie solaire sont basées sur les principes du rayonnement du corps noir.
