Espressione matematica:
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E =σt⁴
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Dove:
* E è l'energia totale irradiata per unità di area per unità di tempo (nota anche come uscita radiante)
* σ è la costante di Stefan-Boltzmann (5.670374 × 10⁻⁸ W M⁻² K⁻⁴)
* T è la temperatura assoluta in Kelvin
Spiegazione:
La legge di Stefan-Boltzmann afferma che quando aumenta la temperatura di un corpo nero, la quantità totale di energia che irradia aumenta drasticamente. Questo perché l'energia dei fotoni emessi aumenta con la temperatura e anche il numero di fotoni emessi aumenta.
Implicazioni:
* temperature più elevate significano radiazioni più elevate: Un oggetto caldo come una stella irradierà significativamente più energia di un oggetto più fresco come una roccia.
* La relazione non è lineare: Un piccolo aumento della temperatura porta ad un aumento molto maggiore delle radiazioni.
Esempio:
Se la temperatura di un corpo nero raddoppia, l'energia totale irradiata aumenterà di un fattore di 2⁴ =16.
Nota:
* La legge di Stefan-Boltzmann si applica solo ai buoni ideali, che assorbono tutte le radiazioni incidenti. Gli oggetti reali emettono radiazioni in base alla loro emissività, che è una misura di quanto bene irradiano energia rispetto a un corpo nero.
* La legge è cruciale per comprendere l'equilibrio energetico di stelle, pianeti e altri oggetti celesti. Ha anche un ruolo in varie applicazioni di ingegneria, come la progettazione termica e l'efficienza energetica.
