Expresión matemática:
`` `` ``
E =σt⁴
`` `` ``
dónde:
* e es la energía total irradiada por unidad de área por unidad de tiempo (también conocida como la salida radiante)
* σ es la constante Stefan-Boltzmann (5.670374 × 10⁻⁸ w m⁻² k⁻⁴)
* t es la temperatura absoluta en Kelvin
Explicación:
La ley de Stefan-Boltzmann establece que a medida que aumenta la temperatura de un cuerpo negro, la cantidad total de energía que irradia aumenta dramáticamente. Esto se debe a que la energía de los fotones emitidos aumenta con la temperatura, y el número de fotones emitidos también aumenta.
Implicaciones:
* Las temperaturas más altas significan la radiación más alta: Un objeto caliente como una estrella irradiará significativamente más energía que un objeto más frío como una roca.
* La relación no es lineal: Un pequeño aumento en la temperatura conduce a un aumento mucho mayor en la radiación.
Ejemplo:
Si la temperatura de un cuerpo negro se duplica, la energía total irradiada aumentará en un factor de 2⁴ =16.
nota:
* La ley Stefan-Boltzmann se aplica solo a los blancos ideales, que absorben toda radiación incidentes. Los objetos reales emiten radiación según su emisividad, que es una medida de qué tan bien irradian la energía en comparación con un cuerpo negro.
* La ley es crucial para comprender el equilibrio energético de las estrellas, los planetas y otros objetos celestiales. También juega un papel en diversas aplicaciones de ingeniería, como el diseño térmico y la eficiencia energética.
