Ecco l'espressione matematica:
e =σt⁴
Dove:
* E è l'energia totale irradiata per unità di area per unità di tempo (noto anche come emittanza radiante)
* σ è la costante di Stefan-Boltzmann (5.670374 × 10⁻⁸ W M⁻² K⁻⁴)
* T è la temperatura assoluta in Kelvin
Punti chiave:
* proporzionalità diretta: L'energia irradiata aumenta rapidamente all'aumentare della temperatura.
* Quarta relazione di potere: Una piccola variazione di temperatura comporta una variazione molto più grande dell'energia irradiata.
* Temperatura assoluta: La temperatura deve essere in Kelvin (K) affinché la formula funzioni correttamente.
Esempio:
Se raddoppi la temperatura di un corpo nero, l'energia totale irradiata aumenterà di un fattore di 2⁴ =16.
Applicazioni pratiche:
La legge di Stefan-Boltzmann ha numerose applicazioni in fisica, astrofisica e ingegneria, tra cui:
* Calcolo della produzione di energia delle stelle: Il sole, come altre stelle, emette radiazioni come un corpo nero.
* Progettazione di isolamento termico: La legge aiuta a determinare la quantità di calore persa attraverso materiali diversi.
* Comprensione della temperatura degli oggetti nello spazio: Satelliti e altri oggetti spaziali irradiano calore in base alla loro temperatura.
* Sviluppare fonti energetiche efficienti: Le tecnologie di energia solare si basano sui principi delle radiazioni del blackbody.
