A energia total irradiada por um corpo negro é diretamente proporcional à quarta potência de sua temperatura absoluta. Isso é conhecido como a lei Stefan-Boltzmann .

Aqui está a expressão matemática:

e =σt⁴

onde:

* e é a energia total irradiada por unidade de área por unidade de tempo (também conhecida como emissão radiante)
* σ é a constante de Stefan-Boltzmann (5.670374 × 10⁻⁸ w m⁻² k⁻⁴)
* t é a temperatura absoluta em Kelvin

Pontos de chave:

* proporcionalidade direta: A energia irradiada aumenta rapidamente à medida que a temperatura aumenta.
* Quarta relação de poder: Uma pequena mudança de temperatura resulta em uma mudança muito maior na energia irradiada.
* Temperatura absoluta: A temperatura deve estar em Kelvin (K) para que a fórmula funcione corretamente.

Exemplo:

Se você dobrar a temperatura de um corpo negro, a energia total irradiada aumentará em um fator de 2⁴ =16.

Aplicações práticas:

A lei Stefan-Boltzmann tem inúmeras aplicações em física, astrofísica e engenharia, incluindo:

* calcular a saída de energia das estrelas: O sol, como outras estrelas, emite radiação como um corpo negro.
* Projetando isolamento térmico: A lei ajuda a determinar quanto calor é perdido através de diferentes materiais.
* Entendendo a temperatura dos objetos no espaço: Satélites e outros objetos espaciais irradiam calor com base em sua temperatura.
* Desenvolvendo fontes de energia eficientes: As tecnologias de energia solar são baseadas nos princípios da radiação do corpo negro.