La energía total irradiada por unidad de superficie de un cuerpo negro en todas las longitudes de onda por unidad de tiempo (también conocida como la potencia emisiva del cuerpo negro) es directamente proporcional a la cuarta potencia de la temperatura absoluta del cuerpo negro.
Matemáticamente, esto se expresa como:
e =σt⁴
dónde:
* e es la potencia emisiva del cuerpo negro (energía irradiada por unidad de superficie por unidad de tiempo) en vatios por metro cuadrado (w/m²)
* σ es la constante Stefan-Boltzmann, que tiene un valor de 5.670374 × 10⁻⁸ w m⁻² k⁻⁴
* t es la temperatura absoluta del cuerpo negro en Kelvin (k)
puntos clave para recordar:
* Blackbody: Un objeto ideal que absorbe toda la radiación incidente y emite radiación en todas las longitudes de onda. Si bien ningún objeto real es un cuerpo negro perfecto, muchos objetos pueden aproximarse como tal.
* Energía total: La ley describe la energía total irradiada en todas las longitudes de onda.
* Cuarta potencia: La potencia emisiva es directamente proporcional a la cuarta potencia de la temperatura, lo que significa que un pequeño cambio en la temperatura puede conducir a un cambio significativo en la cantidad de radiación emitida.
* Aplicaciones: La ley Stefan-Boltzmann se usa ampliamente en varios campos, incluida la astrofísica, la transferencia de calor y la ciencia del clima, para comprender y calcular la energía emitida por estrellas, planetas y otros cuerpos celestes.
Ejemplos:
* El sol, siendo aproximadamente un cuerpo negro, emite una gran cantidad de radiación debido a su alta temperatura (alrededor de 5778 K).
* Un hierro caliente emite un brillo rojo visible, que es el resultado del aumento de la radiación emitida a medida que aumenta su temperatura.
La ley Stefan-Boltzmann es un principio fundamental en la física y juega un papel crucial en la comprensión de la transferencia de energía a través de la radiación.
