Aquí está la expresión matemática:
e =σt⁴
dónde:
* e es la energía total irradiada por unidad de área por unidad de tiempo (también conocida como emisión radiante)
* σ es la constante Stefan-Boltzmann (5.670374 × 10⁻⁸ w m⁻² k⁻⁴)
* t es la temperatura absoluta en Kelvin
Puntos clave:
* proporcionalidad directa: La energía irradiada aumenta rápidamente a medida que aumenta la temperatura.
* Relación de cuarta potencia: Un pequeño cambio en la temperatura da como resultado un cambio mucho mayor en la energía irradiada.
* Temperatura absoluta: La temperatura debe estar en Kelvin (k) para que la fórmula funcione correctamente.
Ejemplo:
Si duplica la temperatura de un cuerpo negro, la energía total irradiada aumentará en un factor de 2⁴ =16.
Aplicaciones prácticas:
La ley de Stefan-Boltzmann tiene numerosas aplicaciones en física, astrofísica e ingeniería, que incluyen:
* Calculando la salida de energía de las estrellas: El sol, como otras estrellas, emite radiación como un cuerpo negro.
* Diseño de aislamiento térmico: La ley ayuda a determinar cuánto calor se pierde a través de diferentes materiales.
* Comprender la temperatura de los objetos en el espacio: Los satélites y otros objetos espaciales irradian el calor según su temperatura.
* Desarrollo de fuentes de energía eficientes: Las tecnologías de energía solar se basan en los principios de la radiación del cuerpo negro.
