A lei de radiação Stefan-Boltzmann descreve a quantidade total de radiação eletromagnética emitida por um corpo negro a uma determinada temperatura. Afirma que:
A energia total irradiada por unidade de área de superfície de um corpo negro em todos os comprimentos de onda por unidade de tempo (também conhecido como poder emissivo do corpo negro) é diretamente proporcional à quarta potência da temperatura absoluta do corpo negro. Matematicamente, isso é expresso como:
e =σt⁴ onde:
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e é a potência emissiva do corpo negro (energia irradiada por unidade de superfície por unidade de tempo) em watts por metro quadrado (w/m²)
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σ é a constante Stefan-Boltzmann, que tem um valor de 5.670374 × 10⁻⁸ w m⁻² k⁻⁴
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t é a temperatura absoluta do corpo negro em Kelvin (k)
Pontos -chave a serem lembrados: *
Blackbody: Um objeto ideal que absorve todo o incidente de radiação e emite radiação em todos os comprimentos de onda. Embora nenhum objeto real seja um corpo negro perfeito, muitos objetos podem ser aproximados como tal.
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Energia total: A lei descreve a energia total irradiada em todos os comprimentos de onda.
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Quarta potência: A potência emissiva é diretamente proporcional à quarta potência da temperatura, o que significa que uma pequena mudança de temperatura pode levar a uma mudança significativa na quantidade de radiação emitida.
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Aplicações: A lei Stefan-Boltzmann é amplamente utilizada em vários campos, incluindo astrofísica, transferência de calor e ciência climática, para entender e calcular a energia emitida por estrelas, planetas e outros corpos celestes.
Exemplos: * O sol, sendo aproximadamente um corpo negro, emite uma grande quantidade de radiação devido à sua alta temperatura (cerca de 5778 K).
* Um ferro quente emite um brilho vermelho visível, que é resultado do aumento da radiação emitida à medida que sua temperatura aumenta.
A lei Stefan-Boltzmann é um princípio fundamental na física e desempenha um papel crucial na compreensão da transferência de energia por radiação.
