L'énergie totale rayonnée par unité de surface d'un corps noir sur toutes les longueurs d'onde par unité de temps (également connu sous le nom de puissance émissive du corps noir) est directement proportionnelle à la quatrième puissance de la température absolue du corps noir.
Mathématiquement, cela s'exprime:
e =σt⁴
où:
* e La puissance émissive du corps noir est-elle (énergie rayonnée par unité de surface par unité de temps) en watts par mètre carré (p / m²)
* σ est la constante de Stefan-Boltzmann, qui a une valeur de 5,670374 × 10⁻⁸ w m⁻² k⁻⁴
* t est la température absolue du corps noir à Kelvin (K)
points clés à retenir:
* Blackbody: Un objet idéal qui absorbe tous les rayonnements incidents sur elle et émet un rayonnement à toutes les longueurs d'onde. Bien qu'aucun objet réel ne soit un corps noir parfait, de nombreux objets peuvent être approximés en tant que tels.
* Énergie totale: La loi décrit l'énergie totale rayonnée sur toutes les longueurs d'onde.
* quatrième puissance: La puissance émissive est directement proportionnelle à la quatrième puissance de la température, ce qui signifie qu'un petit changement de température peut entraîner un changement significatif de la quantité de rayonnement émise.
* Applications: La loi Stefan-Boltzmann est largement utilisée dans divers domaines, notamment l'astrophysique, le transfert de chaleur et la science du climat, pour comprendre et calculer l'énergie émise par les étoiles, les planètes et d'autres corps célestes.
Exemples:
* Le soleil, étant approximativement un corps noir, émet une grande quantité de rayonnement en raison de sa température élevée (environ 5778 K).
* Un fer chaud émet une lueur rouge visible, qui est le résultat de l'augmentation du rayonnement émis à mesure que sa température augmente.
La loi de Stefan-Boltzmann est un principe fondamental de la physique et joue un rôle crucial dans la compréhension du transfert de l'énergie par radiation.
