Hvordan den samlede energi, der udsættes af en sortkrop, afhænger af temperaturen?

Her er det matematiske udtryk:

e =σt⁴

hvor:

* e er den samlede energi, der er udstrålet pr. Enhedsareal pr. Enhedstid (også kendt som den strålende emission)

* σ er Stefan-Boltzmann konstant (5.670374 × 10⁻⁸ W m⁻² k⁻⁴)

* t er den absolutte temperatur i Kelvin

Nøglepunkter:

* Direkte proportionalitet: Den strålede energi øges hurtigt, når temperaturen øges.

* fjerde magtforhold: En lille temperaturændring resulterer i en meget større ændring i den udstrålede energi.

* absolut temperatur: Temperaturen skal være i Kelvin (K) for at formlen fungerer korrekt.

Eksempel:

Hvis du fordobler temperaturen på en sortkrop, vil den samlede energi, der stråles, stige med en faktor på 2⁴ =16.

Praktiske applikationer:

Stefan-Boltzmann-loven har adskillige anvendelser inden for fysik, astrofysik og teknik, herunder:

* Beregning af stjerners energiudgang: Solen, som andre stjerner, udsender stråling som en sort krop.

* Design af termisk isolering: Loven hjælper med at bestemme, hvor meget varme der går tabt gennem forskellige materialer.

* Forståelse af temperaturen på genstande i rummet: Satellitter og andre rumobjekter udstråler varme baseret på deres temperatur.

* Udvikling af effektive energikilder: Solenergiteknologier er baseret på principperne om sortkropsstråling.