L'energia totale irradiata per unità di superficie di un corpo nero su tutte le lunghezze d'onda per unità di tempo (noto anche come potenza emissiva del corpo nero) è direttamente proporzionale alla quarta potenza della temperatura assoluta del corpo nero.
Matematicamente, questo è espresso come:
e =σt⁴
Dove:
* E è la potenza emissiva del corpo nero (energia irradiata per unità di superficie per unità di tempo) in watt per metro quadrato (w/m²)
* σ è la costante di Stefan-Boltzmann, che ha un valore di 5,670374 × 10⁻⁸ W m⁻² k⁻⁴
* T è la temperatura assoluta del corpo nero in Kelvin (K)
Punti chiave da ricordare:
* Blackbody: Un oggetto ideale che assorbe tutti gli incidenti di radiazione su di esso ed emette radiazioni a tutte le lunghezze d'onda. Sebbene nessun oggetto reale sia un corpo nero perfetto, molti oggetti possono essere approssimati come tali.
* Energia totale: La legge descrive l'energia totale irradiata in tutte le lunghezze d'onda.
* Quarta potenza: La potenza emissiva è direttamente proporzionale alla quarta potenza della temperatura, il che significa che una piccola variazione di temperatura può portare a una variazione significativa della quantità di radiazioni emesse.
* Applicazioni: La legge di Stefan-Boltzmann è ampiamente utilizzata in vari campi, tra cui astrofisica, trasferimento di calore e scienza del clima, per comprendere e calcolare l'energia emessa da stelle, pianeti e altri corpi celesti.
Esempi:
* Il sole, essendo approssimativamente un corpo nero, emette una grande quantità di radiazioni a causa della sua alta temperatura (circa 5778 K).
* Un ferro caldo emette un bagliore rosso visibile, che è il risultato dell'aumento delle radiazioni emesse con l'aumentare della sua temperatura.
La legge di Stefan-Boltzmann è un principio fondamentale in fisica e svolge un ruolo cruciale nella comprensione del trasferimento di energia attraverso le radiazioni.
