This HTML5 document contains 239 embedded RDF statements represented using HTML+Microdata notation.

The embedded RDF content will be recognized by any processor of HTML5 Microdata.

Namespace Prefixes

PrefixIRI
dbthttp://dbpedia.org/resource/Template:
dbpedia-dahttp://da.dbpedia.org/resource/
dbpedia-elhttp://el.dbpedia.org/resource/
n63http://bn.dbpedia.org/resource/
dbpedia-nohttp://no.dbpedia.org/resource/
wikipedia-enhttp://en.wikipedia.org/wiki/
dbpedia-svhttp://sv.dbpedia.org/resource/
dbpedia-bghttp://bg.dbpedia.org/resource/
n34http://tt.dbpedia.org/resource/
n50http://hy.dbpedia.org/resource/
dbpedia-fihttp://fi.dbpedia.org/resource/
dbrhttp://dbpedia.org/resource/
dbpedia-hrhttp://hr.dbpedia.org/resource/
dbpedia-shhttp://sh.dbpedia.org/resource/
dbpedia-arhttp://ar.dbpedia.org/resource/
dbpedia-ethttp://et.dbpedia.org/resource/
dbpedia-hehttp://he.dbpedia.org/resource/
dbpedia-frhttp://fr.dbpedia.org/resource/
n20http://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/
n46http://ky.dbpedia.org/resource/
dbpedia-pmshttp://pms.dbpedia.org/resource/
dbpedia-mkhttp://mk.dbpedia.org/resource/
dctermshttp://purl.org/dc/terms/
dbpedia-cshttp://cs.dbpedia.org/resource/
rdfshttp://www.w3.org/2000/01/rdf-schema#
dbpedia-kkhttp://kk.dbpedia.org/resource/
rdfhttp://www.w3.org/1999/02/22-rdf-syntax-ns#
n12http://dbpedia.org/resource/File:
dbphttp://dbpedia.org/property/
dbpedia-euhttp://eu.dbpedia.org/resource/
dbpedia-eohttp://eo.dbpedia.org/resource/
dbpedia-gahttp://ga.dbpedia.org/resource/
xsdhhttp://www.w3.org/2001/XMLSchema#
dbpedia-ukhttp://uk.dbpedia.org/resource/
dbpedia-srhttp://sr.dbpedia.org/resource/
dbohttp://dbpedia.org/ontology/
dbpedia-vihttp://vi.dbpedia.org/resource/
dbpedia-pthttp://pt.dbpedia.org/resource/
dbpedia-huhttp://hu.dbpedia.org/resource/
dbpedia-skhttp://sk.dbpedia.org/resource/
dbpedia-jahttp://ja.dbpedia.org/resource/
n68http://uz.dbpedia.org/resource/
dbchttp://dbpedia.org/resource/Category:
dbpedia-plhttp://pl.dbpedia.org/resource/
dbpedia-dehttp://de.dbpedia.org/resource/
dbpedia-thhttp://th.dbpedia.org/resource/
dbpedia-ruhttp://ru.dbpedia.org/resource/
dbpedia-rohttp://ro.dbpedia.org/resource/
yagohttp://dbpedia.org/class/yago/
n40http://ta.dbpedia.org/resource/
wikidatahttp://www.wikidata.org/entity/
dbpedia-afhttp://af.dbpedia.org/resource/
n6https://global.dbpedia.org/id/
dbpedia-slhttp://sl.dbpedia.org/resource/
n33http://www.ing-buero-ebel.de/strahlung/Original/
dbpedia-ithttp://it.dbpedia.org/resource/
n31http://hi.dbpedia.org/resource/
dbpedia-cahttp://ca.dbpedia.org/resource/
provhttp://www.w3.org/ns/prov#
foafhttp://xmlns.com/foaf/0.1/
dbpedia-nnhttp://nn.dbpedia.org/resource/
dbpedia-simplehttp://simple.dbpedia.org/resource/
dbpedia-zhhttp://zh.dbpedia.org/resource/
dbpedia-kohttp://ko.dbpedia.org/resource/
dbpedia-behttp://be.dbpedia.org/resource/
dbpedia-glhttp://gl.dbpedia.org/resource/
dbpedia-fahttp://fa.dbpedia.org/resource/
dbpedia-trhttp://tr.dbpedia.org/resource/
freebasehttp://rdf.freebase.com/ns/
dbpedia-eshttp://es.dbpedia.org/resource/
owlhttp://www.w3.org/2002/07/owl#

Statements

Subject Item
dbr:Stefan–Boltzmann_law
rdf:type
yago:Equation106669864 yago:Communication100033020 yago:Concept105835747 yago:Abstraction100002137 yago:MathematicalStatement106732169 yago:PowerLaw105996110 yago:Message106598915 yago:Cognition100023271 owl:Thing yago:Law105872982 yago:Content105809192 yago:WikicatPowerLaws yago:WikicatThermodynamicEquations yago:Statement106722453 yago:Idea105833840 yago:PsychologicalFeature100023100
rdfs:label
Lei de Stefan–Boltzmann Stefan-Boltzmann-Gesetz 斯特藩－玻尔兹曼定律 Stefan–Boltzmann law Legge di Stefan-Boltzmann Закон Стефана — Больцмана Νόμος Στέφαν-Μπόλτζμαν قانون ستيفان-بولتزمان Prawo Stefana-Boltzmanna シュテファン＝ボルツマンの法則 Leĝo de Stefan-Boltzmann Llei de Stefan-Boltzmann Закон Стефана — Больцмана Dlí Stefan-Boltzmann Stefanův–Boltzmannův zákon Loi de Stefan-Boltzmann Ley de Stefan-Boltzmann Stefan–Boltzmanns lag Stefan-Boltzman legea 슈테판-볼츠만 법칙
rdfs:comment
Leĝo de Stefan-Boltzmann priskribas tutan povumon de termoradiado de nigra korpo en fiksa temperaturo. Ĝi estis prilaborata en 1879 de Jožef Stefan kaj de Ludwig Boltzmann. kaj: - Flukso de energio kiu estas elradiadata en orta direkto al surfaco de korpo (objekto) [] - konstanto de Stefan-Boltzmann - temperaturo en Kelvino Ο νόμος Στέφαν-Μπόλτζμαν, γνωστός και ως νόμος του Μπόλτζμαν, δηλώνει ότι η ολική ενέργεια που ακτινοβολείται από την μονάδα επιφάνειας ενός μελανού ή ενός σώματος (RT) και ονομάζεται φασματική εκπομπή ή ή φάσμα της ακτινοβολίας, είναι ευθέως ανάλογη της τέταρτης δύναμης της του (T): όπου k η , c η ταχύτητα του φωτός στο κενό, και h η σταθερά του Πλανκ. يصف قانون ستيفان-بولتزمان الطاقة المنبعثة من جسم أسود بدلالة درجة حرارته. على وجه التحديد، ينص قانون ستيفان-بولتزمان على أن إجمالي الطاقة المشعة لكل وحدة مساحة سطح لجسم أسود عبر جميع الأطوال الموجية لكل وحدة زمنية (المعروف أيضًا باسم انبعاث إشعاع الجسم الأسود) يتناسب طرديا مع القوة الرابعة لدرجة حرارة الجسم الأسود الحرارية المطلقة T: يُشتق ثابت التناسب، المسمى ثابت ستيفان-بولتزمان، من ثوابت فيزيائية أخرى معروفة. قيمة الثابت هي حيث k هو ثابت بولتزمان، وh هو ثابت بلانك، وc هو سرعة الضوء في الفراغ. يتم إعطاء الإشعاع من زاوية رؤية محددة (واط لكل متر مربع لكل ستراديان) بواسطة The Stefan–Boltzmann law describes the power radiated from a black body in terms of its temperature. Specifically, the Stefan–Boltzmann law states that the total energy radiated per unit surface area of a black body across all wavelengths per unit time (also known as the black-body radiant emittance) is directly proportional to the fourth power of the black body's thermodynamic temperature T: The constant of proportionality σ, called the Stefan–Boltzmann constant, is derived from other known physical constants. Since 2019, the value of the constant is Stefan-Boltzmanns lag beskriver värmestrålningen för en kropp med temperaturen till en omgivning med temperaturen . är och är en konstant som ligger i intervallet (0,1]. avgör hur mycket strålningsutbytet mellan kropparna är. För en perfekt svartkropp använder man . Typiskt är att man använder vilket är en approximation. betecknar Stefan-Boltzmanns konstant med värdet = 5,67·10−8 W m-2 K-4 Stefan-Boltzmanns värmestrålningslag skrivs som: där betecknar värmetransporten från kroppen till dess omgivning (med enheten J/s = W), och betecknar arean av den strålande kroppens yta. シュテファン=ボルツマンの法則（シュテファンボルツマンのほうそく、英語: Stefan–Boltzmann law）は、熱輻射により黒体から放出される電磁波のエネルギーと温度の関係を表した物理法則である。ヨーゼフ・シュテファンが1879年に実験的に明らかにし、弟子のルートヴィッヒ・ボルツマンが1884年に理論的な証明を与えた。「ステファン」のカナ表記、呼称も用いられる。 この法則によると、熱輻射により黒体から放出されるエネルギーは熱力学温度の4乗に比例する。放射発散度を I、熱力学温度を T とすれば という関係が成り立つ。放射発散度と熱力学温度の関係として表した時の比例係数 σ はと呼ばれる。 現実の物体は黒体であるとは限らない。その場合は 0 ≤ ε ≤ 1 の係数を用いて のように補正される。係数 ε は放射率（emissivity）、もしくは射出率と呼ばれる。厳密には放射率は波長に依存するため、この関係は近似的なものである。 放出されるエネルギーを放射輝度 L で表せば となる。空間に放出された電磁波のエネルギー密度 u で表せば となる。 Stefanův–Boltzmannův zákon publikovaný roku 1879 Ludwigem Boltzmannem a Jožefem Stefanem popisuje celkovou intenzitu záření absolutně černého tělesa. Tento zákon říká, že intenzita vyzařování roste se čtvrtou mocninou termodynamické teploty zářícího tělesa. * I – celková intenzita záření (podíl výkonu a plochy) [W·m−2] * – Stefanova–Boltzmannova konstanta * T – termodynamická teplota [K] Pro „šedé těleso“ lze Stefanův–Boltzmannův zákon psát jako kde je emisivita povrchu tělesa. 슈테판-볼츠만 법칙은 흑체의 단위 면적당 복사 에너지가 절대 온도의 4제곱에 비례한다는 법칙이다. 정확한 식은 다음과 같으며, 식에서 j*는 흑체 표면의 단위 면적당 복사하는 에너지, T는 온도를 나타낸다. 식의 비례상수 σ는 슈테판-볼츠만 상수라고 부르며 값은 다음과 같다. 이 법칙은 1879년 요제프 슈테판에 의해 실험적으로 발견되었으며, 1884년 루트비히 볼츠만이 이에 대한 이론적인 틀을 제공했다. 볼츠만은 당시 가스가 아닌 빛을 사용하는 가상적인 열기관을 가정하여 설명하려 했다. 양자역학의 개념이 만들어진 이후의 현대 물리학에서 슈테판-볼츠만 법칙은 에서 유도할 수 있다. 위 식은 이상적인 흑체에 대해서만 유효하다. 슈테판은 이 법칙을 3월 20일 열 복사와 온도의 관계(Über die Beziehung zwischen der Wärmestrahlung und der Temperatur)란 제목으로 빈 과학 아카데미(the Vienna Academy of Sciences)의 Bulletins from the sessions에 실었다. Das Stefan-Boltzmann-Gesetz ist ein physikalisches Gesetz, das die thermisch abgestrahlte Leistung eines idealen Schwarzen Körpers in Abhängigkeit von seiner Temperatur angibt. Es ist benannt nach den Physikern Josef Stefan und Ludwig Boltzmann. La loi de Stefan ou de Stefan-Boltzmann (du nom des physiciens Jožef Stefan et Ludwig Boltzmann) définit la relation entre le rayonnement thermique et la température d'un objet considéré comme un corps noir. Elle établit que l'exitance énergétique d'un corps en watts par mètre carré (puissance totale rayonnée par unité de surface dans le demi-espace libre d'un corps noir) est liée à sa température exprimée en kelvins par la relation : , Inversement, cette loi permet un calcul de la température à partir du flux énergétique par unité de surface : Зако́н Сте́фана — Бо́льцмана (закон Стефана, закон излучение Стефана — Больцмана) — интегральный закон излучения абсолютно чёрного тела. Он определяет зависимость плотности мощности излучения абсолютно чёрного тела от его температуры. В словесной форме его можно сформулировать следующим образом: Полная объёмная плотность равновесного излучения и полная испускательная способность абсолютно чёрного тела пропорциональны четвёртой степени его температуры. Для полной испускательной способности (энергетической светимости) закон имеет вид: Вт / (м2 · К4). La ley de Stefan-Boltzmann establece que un cuerpo negro emite radiación térmica con una potencia emisiva hemisférica total proporcional a la cuarta potencia de su temperatura. La ley es muy precisa solo para objetos negros ideales, los radiadores perfectos, llamados cuerpos negros; funciona como una buena aproximación para la mayoría de los cuerpos grises. 斯特藩-玻尔兹曼定律（Stefan-Boltzmann law），又称斯特藩定律，是热力学中的一个著名定律，其内容为：一个黑体表面单位面积在单位时间内辐射出的总能量（称为物体的辐射度或）j*与黑体本身的热力学温度T（又称绝对温度）的四次方成正比，即： 其中辐射度j*具有功率密度的量纲（能量/（时间·距离2）），国际单位制标准单位为焦耳/（秒·平方米），即瓦特/平方米。绝对温度T的标准单位是开尔文，为黑体的；若为绝对黑体，则. 比例系数σ称为斯特藩-玻尔兹曼常数或斯特藩常量。它可由自然界其他已知的基本物理常数算得，因此它不是一个基本物理常数。该常数的值为： 所以温度为100 K的绝对黑体表面辐射的能量通量密度为5.67 W/m2，1000 K的黑体为56.7 kW/m2，等等。 斯特藩-玻尔兹曼定律是一个典型的。 本定律只适用于黑体这类理想辐射源。 Stefan-Boltzmann legeak gorputz beltz batek erradiatzen duen potentzia deskribatzen du, gorputz beltzak duen tenperaturaren arabera. Lege hau, zehatza izango da gorputz beltz idealen kasuan (xurgatzaile perfektuak), baina hurbilketa ona da kasurako. Hain zuzen, Stefan-Boltzmann legeak esaten du, gorputz beltz baten azalera unitateko erradiatzen den energia (gorputz beltzaren erradiantzia ) edozein denbora unitateko maiztasunetarako, gorputz beltzaren tenperatura termodinamikoaren laugarren potentziaren zuzenki proportzionala da: proportzionaltasun konstantea, da: La legge di Stefan-Boltzmann, chiamata anche legge di Boltzmann o legge di Stefan, dai due fisici austriaci Ludwig Boltzmann e Josef Stefan, stabilisce che l'emittanza di un corpo nero è proporzionale alla quarta potenza della sua temperatura assoluta (espressa in kelvin): dove: * è l'emittanza termica, * la temperatura assoluta * è la costante di Stefan-Boltzmann. La legge, in questo enunciato, è valida solo per corpi neri ideali. . Per la dimostrazione e la spiegazione dei termini si rimanda al paragrafo derivazione quantistica. Prawo Stefana-Boltzmanna – prawo opisujące całkowitą moc wypromieniowywaną przez ciało doskonale czarne w danej temperaturze. Zostało opracowane przez Jožefa Stefana i Ludwiga Boltzmanna w roku 1879. Rinne Josef Stefan amach an Dlí Stefan-Boltzmann ar bhonn turgnamhach le cur síos ar astú teasa ó dhromchla te. Astaítear teas i bhfoirm radaíochta infridheirge thar raon tonnfhad. Agus ábhar á théamh, astaíonn a dhromchla solas infheicthe chomh maith le radaíocht infridhearg. De réir mar a ardaíonn teocht an dromchla, is amhlaidh a mhéadaíonn an chumhacht iomlán a radaítear ón dromchla te. agus sigma = tairiseach Stefan. Ag tosú leis an dlí seo, d'éirigh leis an chéad mheastachán maith a dhéanamh ar theocht dhromchlach na Gréine. A Lei de Stefan-Boltzmann (mais conhecida como Lei de Stefan) estabelece que a energia total radiada por unidade de área superficial de um corpo negro na unidade de tempo (radiação do corpo negro), (ou a (fluxo radiante) ou ), j* é diretamente proporcional à quarta potência da sua temperatura termodinâmica T: La llei de Stefan-Boltzmann estableix que la irradiància, o intensitat d'energia total emesa per radiació, , per part d'un cos negre és proporcional a la quarta potència de la temperatura absoluta, , del cos negre. Matemàticament es pot expressar com: on és la constant de Stefan-Boltzmann. La irradiància es mesura en el sistema internacional en W/m², i es defineix com la relació entre el , o potència de radiació, respecte de la superfície sobre la qual incideix. Закон Стефана–Больцмана — інтегральний закон випромінювання абсолютно чорного тіла, який стверджує, що енергія випромінювання з одиниці площі поверхні в одиницю часу абсолютно чорного тіла пропорційна четвертій степені ефективної температури тіла, що випромінює.
owl:differentFrom
dbr:Stefan's_equation dbr:Stefan's_formula
foaf:depiction
n20:Stefan-Boltzmann_Law.png n20:Stefan_Boltzmann_001.svg
dcterms:subject
dbc:Laws_of_thermodynamics dbc:Power_laws dbc:Heat_transfer dbc:Ludwig_Boltzmann
dbo:wikiPageID
53031
dbo:wikiPageRevisionID
1122290446
dbo:wikiPageWikiLink
dbr:Ludwig_Boltzmann dbr:Solid_angle dbr:Black_hole_thermodynamics dbr:Metamaterial dbr:Black_hole dbr:Energy_density dbr:Radiance dbr:Differentiable_manifold dbc:Laws_of_thermodynamics dbr:Watt dbr:Speed_of_light dbr:Physical_constant dbr:Earth's_atmosphere n12:Stefan-Boltzmann_Law.png n12:Stefan_Boltzmann_001.svg dbr:Fundamental_thermodynamic_relation dbr:Joule dbr:Adolfo_Bartoli dbr:Radiant_emittance dbr:Maxwell_relations dbr:Luminosity dbr:Emissivity dbr:Astronomer dbr:Riemann_zeta_function dbr:Boltzmann's_constant dbr:Sun dbr:Angular_diameter dbr:Power_(physics) dbr:Bose–Einstein_integral dbr:Kelvin dbc:Power_laws dbr:Absorption_(electromagnetic_radiation) dbr:Time dbr:SI_units dbr:Sakuma–Hattori_equation dbr:Black-body_radiation dbr:Electromagnetic_stress–energy_tensor dbr:Energy dbr:Black_body dbr:Constant_of_proportionality dbr:Area dbr:Irradiance dbr:Frequency dbr:Gamma_function dbr:Celsius dbr:John_Tyndall dbr:Stefan–Boltzmann_constant dbr:Radó_von_Kövesligethy dbr:Hawking_radiation dbr:Planck's_law dbr:Lambert's_cosine_law dbr:Internal_energy dbr:Rayleigh–Jeans_law dbr:Convex_hull dbr:Spherical_coordinates dbc:Heat_transfer dbr:Planck's_constant dbr:Proportionality_(mathematics) dbr:Thermodynamic_temperature dbr:2019_redefinition_of_the_SI_base_units dbr:Heat_engine dbr:Boltzmann_constant dbr:2019_redefinition_of_SI_base_units dbr:Dimensional_analysis dbr:Jacques-Louis_Soret dbr:Albedo dbr:Radiation_pressure dbr:Solar_radius dbr:Thermodynamics dbr:Star dbr:Heinrich_Friedrich_Weber dbc:Ludwig_Boltzmann dbr:Lamella_(materials) dbr:Josef_Stefan dbr:Steradian dbr:Dulong–Petit_law dbr:Claude_Pouillet dbr:Convex_set dbr:Effective_temperature dbr:Surface_area dbr:Energy_flux dbr:Radiant_flux dbr:Greenhouse_effect dbr:Polylogarithm
dbo:wikiPageExternalLink
n33:Stefan1879.pdf
owl:sameAs
n6:4t31o dbpedia-uk:Закон_Стефана_—_Больцмана dbpedia-pt:Lei_de_Stefan–Boltzmann dbpedia-he:חוק_סטפן-בולצמן dbpedia-de:Stefan-Boltzmann-Gesetz dbpedia-eo:Leĝo_de_Stefan-Boltzmann dbpedia-da:Stefan-Boltzmanns_lov wikidata:Q704747 dbpedia-gl:Lei_de_Stefan-Boltzmann dbpedia-nn:Stefan-Boltzmann-lova dbpedia-sk:Stefanov-Boltzmannov_zákon dbpedia-et:Stefani-Boltzmanni_seadus dbpedia-el:Νόμος_Στέφαν-Μπόλτζμαν dbpedia-sv:Stefan–Boltzmanns_lag dbpedia-hu:Stefan–Boltzmann-törvény dbpedia-ga:Dlí_Stefan-Boltzmann dbpedia-pms:Lej_dë_Stefan-Boltzmann n31:स्टेफॉन_वोल्‍ज़मान_नियम dbpedia-sl:Stefan-Boltzmannov_zakon n34:Стефан–Больцман_кануны dbpedia-tr:Stefan-Boltzmann_yasası dbpedia-ja:シュテファン＝ボルツマンの法則 dbpedia-no:Stefan-Boltzmanns_lov dbpedia-vi:Định_luật_Stefan–Boltzmann dbpedia-ca:Llei_de_Stefan-Boltzmann n40:இசுட்டீஃபான்-_போல்ட்சுமான்_விதி dbpedia-ru:Закон_Стефана_—_Больцмана dbpedia-ro:Legea_Stefan-Boltzmann dbpedia-sh:Stefan-Boltzmannov_zakon dbpedia-kk:Стефан-Больцман_заңы dbpedia-be:Закон_Стэфана_—_Больцмана n46:Стефан-Больцман_мыйзамы dbpedia-bg:Закон_на_Стефан_–_Болцман dbpedia-zh:斯特藩－玻尔兹曼定律 n50:Ստեֆան-Բոլցմանի_օրենք dbpedia-ko:슈테판-볼츠만_법칙 dbpedia-es:Ley_de_Stefan-Boltzmann dbpedia-af:Stefan-Boltzmann-vergelyking dbpedia-pl:Prawo_Stefana-Boltzmanna dbpedia-simple:Stefan–Boltzmann_law dbpedia-cs:Stefanův–Boltzmannův_zákon dbpedia-hr:Stefan-Boltzmannov_zakon dbpedia-it:Legge_di_Stefan-Boltzmann dbpedia-mk:Штефан-Болцманов_закон dbpedia-sr:Стефан—Болцманов_закон dbpedia-fa:قانون_اشتفان‐بولتسمان n63:স্টেফান-বোলজম্যান_নীতি dbpedia-th:กฎของสเตฟาน-บ็อลทซ์มัน freebase:m.0dxwm dbpedia-eu:Stefan-Boltzman_legea dbpedia-fr:Loi_de_Stefan-Boltzmann n68:Stefan-bolsman_nurlanish_qonuni dbpedia-ar:قانون_ستيفان-بولتزمان dbpedia-fi:Stefanin–Boltzmannin_laki
dbp:wikiPageUsesTemplate
dbt:Val dbt:Anchor dbt:Mvar dbt:Reflist dbt:Pi dbt:Redirect-distinguish dbt:Blackbody_radiation_laws dbt:Math dbt:Short_description dbt:Citation
dbo:thumbnail
n20:Stefan_Boltzmann_001.svg?width=300
dbo:abstract
Ο νόμος Στέφαν-Μπόλτζμαν, γνωστός και ως νόμος του Μπόλτζμαν, δηλώνει ότι η ολική ενέργεια που ακτινοβολείται από την μονάδα επιφάνειας ενός μελανού ή ενός σώματος (RT) και ονομάζεται φασματική εκπομπή ή ή φάσμα της ακτινοβολίας, είναι ευθέως ανάλογη της τέταρτης δύναμης της του (T): Η αφετική ικανότητα (RT) έχει διαστάσεις πυκνότητας ισχύος (ενέργεια ανά μονάδα χρόνου ανά μονάδα επιφάνειας) και στο μετριέται σε Τζάουλ ανά δευτερόλεπτο ανά τετραγωνικό μέτρο (J/s/m²), ή ισοδύναμα σε Βατ ανά τετραγωνικό μέτρο (W/m²). Η απόλυτη θερμοκρασία (T) έχει ως μονάδα στο SI το βαθμό Κέλβιν (°Κ). Ο συντελεστής εκπομπής ε είναι αδιάστατος αριθμός και για ένα μέλαν σώμα, δηλαδή ένα τέλειο εκπομπό, η τιμή του είναι ε = 1. Η σταθερά αναλογίας σ, που ονομάζεται ή σταθερά Στέφαν, δεν είναι θεμελιώδης εφόσον εξάγεται από γνωστές . Η τιμή της είναι: όπου k η , c η ταχύτητα του φωτός στο κενό, και h η σταθερά του Πλανκ. Ο νόμος αυτός ανακαλύφθηκε το 1879 από τον (Jožef Stefan) και εξήχθηκε θεωρητικά με τη βοήθεια της θερμοδυναμικής από τον Λούντβιχ Μπόλτζμαν (Ludwig Boltzmann) το 1884. Ο Μπόλτζμαν χρησιμοποίησε την ιδέα μιας ιδανικής θερμικής μηχανής που χρησιμοποιούσε φως για τη λειτουργία της αντί για κάποιο αέριο. Ο νόμος αυτός είναι έγκυρος μόνο για ιδανικά σώματα, που είναι είτε τέλειοι εκπομποί (δηλαδή μελανά σώματα), είτε ατελείς εκπομποί των οποίων όμως ο συντελεστής εκπομπής (ε) είναι ανεξάρτητος του μήκους κύματος της εκπεμπόμενης ακτινοβολίας. Ο Στέφαν δημοσίευσε το νόμο αυτό σε άρθρο του στην Ακαδημία Επιστημών της Βιένης στις 20 Μαρτίου του 1879, με τίτλο "Über die Beziehung zwischen der Wärmestrahlung und der Temperatur" (Περί της σχέσεως μεταξύ θερμικής ακτινοβολίας και θερμοκρασίας). Зако́н Сте́фана — Бо́льцмана (закон Стефана, закон излучение Стефана — Больцмана) — интегральный закон излучения абсолютно чёрного тела. Он определяет зависимость плотности мощности излучения абсолютно чёрного тела от его температуры. В словесной форме его можно сформулировать следующим образом: Полная объёмная плотность равновесного излучения и полная испускательная способность абсолютно чёрного тела пропорциональны четвёртой степени его температуры. Для полной испускательной способности (энергетической светимости) закон имеет вид: где — температура абсолютно чёрного тела, — постоянная Стефана — Больцмана, которая может быть выражена через фундаментальные константы путём интегрирования по всем частотам формулы Планка: где — постоянная Планка, — постоянная Больцмана, — скорость света. Численно постоянная Стефана — Больцмана равна Вт / (м2 · К4). Закон открыт сначала эмпирически Йозефом Стефаном в 1879 году, и через пять лет выведен теоретически Людвигом Больцманом в рамках термодинамики. Больцман исходил из кинетической теории газов и цикла идеальной обратимой тепловой машины с излучением в качестве рабочего тела вместо газа. Он предполагал, что это излучение оказывает давление на стенки сосуда. Это единственный важный физический закон, названный в честь словенского физика. Закон говорит только об общей излучаемой энергии. Распределение энергии по спектру излучения описывается формулой Планка, в соответствии с которой в спектре имеется единственный максимум, положение которого определяется законом Вина. Используя современную формулировку, его можно вывести из закона Планка: Применение закона к расчёту эффективной температуры поверхности Земли даёт оценочное значение, равное 249 К или −24 °C. Rinne Josef Stefan amach an Dlí Stefan-Boltzmann ar bhonn turgnamhach le cur síos ar astú teasa ó dhromchla te. Astaítear teas i bhfoirm radaíochta infridheirge thar raon tonnfhad. Agus ábhar á théamh, astaíonn a dhromchla solas infheicthe chomh maith le radaíocht infridhearg. De réir mar a ardaíonn teocht an dromchla, is amhlaidh a mhéadaíonn an chumhacht iomlán a radaítear ón dromchla te. agus sigma = tairiseach Stefan. Ag tosú leis an dlí seo, d'éirigh leis an chéad mheastachán maith a dhéanamh ar theocht dhromchlach na Gréine. Lean fisiceoirí eile ag iarraidh bonn teoiriciúil a chur faoi dhlí Stefan, agus tháinig an saothar seo chun buaice le céim an-suntasach chun cinn sa bhfisic i dteoiric chandamach a chéadshaothraigh Max Planck i 1905. The Stefan–Boltzmann law describes the power radiated from a black body in terms of its temperature. Specifically, the Stefan–Boltzmann law states that the total energy radiated per unit surface area of a black body across all wavelengths per unit time (also known as the black-body radiant emittance) is directly proportional to the fourth power of the black body's thermodynamic temperature T: The constant of proportionality σ, called the Stefan–Boltzmann constant, is derived from other known physical constants. Since 2019, the value of the constant is where k is the Boltzmann constant, h is Planck's constant, and c is the speed of light in a vacuum. The radiance from a specified angle of view (watts per square metre per steradian) is given by A body that does not absorb all incident radiation (sometimes known as a grey body) emits less total energy than a black body and is characterized by an emissivity, : The radiant emittance has dimensions of energy flux (energy per unit time per unit area), and the SI units of measure are joules per second per square metre, or equivalently, watts per square metre. The SI unit for absolute temperature T is the kelvin. is the emissivity of the grey body; if it is a perfect blackbody, . In the still more general (and realistic) case, the emissivity depends on the wavelength, . To find the total power radiated from an object, multiply by its surface area, : Wavelength- and subwavelength-scale particles, metamaterials, and other nanostructures are not subject to ray-optical limits and may be designed to exceed the Stefan–Boltzmann law. シュテファン=ボルツマンの法則（シュテファンボルツマンのほうそく、英語: Stefan–Boltzmann law）は、熱輻射により黒体から放出される電磁波のエネルギーと温度の関係を表した物理法則である。ヨーゼフ・シュテファンが1879年に実験的に明らかにし、弟子のルートヴィッヒ・ボルツマンが1884年に理論的な証明を与えた。「ステファン」のカナ表記、呼称も用いられる。 この法則によると、熱輻射により黒体から放出されるエネルギーは熱力学温度の4乗に比例する。放射発散度を I、熱力学温度を T とすれば という関係が成り立つ。放射発散度と熱力学温度の関係として表した時の比例係数 σ はと呼ばれる。 現実の物体は黒体であるとは限らない。その場合は 0 ≤ ε ≤ 1 の係数を用いて のように補正される。係数 ε は放射率（emissivity）、もしくは射出率と呼ばれる。厳密には放射率は波長に依存するため、この関係は近似的なものである。 放出されるエネルギーを放射輝度 L で表せば となる。空間に放出された電磁波のエネルギー密度 u で表せば となる。 Leĝo de Stefan-Boltzmann priskribas tutan povumon de termoradiado de nigra korpo en fiksa temperaturo. Ĝi estis prilaborata en 1879 de Jožef Stefan kaj de Ludwig Boltzmann. kaj: - Flukso de energio kiu estas elradiadata en orta direkto al surfaco de korpo (objekto) [] - konstanto de Stefan-Boltzmann - temperaturo en Kelvino Закон Стефана–Больцмана — інтегральний закон випромінювання абсолютно чорного тіла, який стверджує, що енергія випромінювання з одиниці площі поверхні в одиницю часу абсолютно чорного тіла пропорційна четвертій степені ефективної температури тіла, що випромінює. La loi de Stefan ou de Stefan-Boltzmann (du nom des physiciens Jožef Stefan et Ludwig Boltzmann) définit la relation entre le rayonnement thermique et la température d'un objet considéré comme un corps noir. Elle établit que l'exitance énergétique d'un corps en watts par mètre carré (puissance totale rayonnée par unité de surface dans le demi-espace libre d'un corps noir) est liée à sa température exprimée en kelvins par la relation : , où est la constante de Stefan-Boltzmann, aussi appelée constante de Stefan, et où l'émissivité (flux radiatif émis par un élément de surface à une température donnée, rapporté à la valeur de référence qu’est le flux émis par un corps noir à cette même température) est un coefficient sans unité, compris entre 0 et 1, et qui est l'unité pour un corps noir. Inversement, cette loi permet un calcul de la température à partir du flux énergétique par unité de surface : Prawo Stefana-Boltzmanna – prawo opisujące całkowitą moc wypromieniowywaną przez ciało doskonale czarne w danej temperaturze. Zostało opracowane przez Jožefa Stefana i Ludwiga Boltzmanna w roku 1879. Das Stefan-Boltzmann-Gesetz ist ein physikalisches Gesetz, das die thermisch abgestrahlte Leistung eines idealen Schwarzen Körpers in Abhängigkeit von seiner Temperatur angibt. Es ist benannt nach den Physikern Josef Stefan und Ludwig Boltzmann. Stefan-Boltzmann legeak gorputz beltz batek erradiatzen duen potentzia deskribatzen du, gorputz beltzak duen tenperaturaren arabera. Lege hau, zehatza izango da gorputz beltz idealen kasuan (xurgatzaile perfektuak), baina hurbilketa ona da kasurako. Hain zuzen, Stefan-Boltzmann legeak esaten du, gorputz beltz baten azalera unitateko erradiatzen den energia (gorputz beltzaren erradiantzia ) edozein denbora unitateko maiztasunetarako, gorputz beltzaren tenperatura termodinamikoaren laugarren potentziaren zuzenki proportzionala da: proportzionaltasun konstantea, da: non Boltzmann-en konstantea, Planck-en konstantea, eta argiaren abiadura hutsean diren. Ikuspuntu angeluar zehatz batekiko erradiantzia hurrengo eran definitzen da: Erradiazioa guztiz ez duen gorputz batek (“gorputz gris” bezala ezagunak), ez du guztiz Stefan-Boltzmann legea beteko; hau da, gorputz honek emititzen duen energia, ez da gorputz beltz batek emititzen duen parekoa izango. Desberdintasun hau gorputzaren adierazten du: Erradiantziaren dimentsioak energia fluxuarenak dira (energia azalera unitateko eta denbora unitateko). SI sistema internazionalean Joule -ko eta segunduko edo Watt -ko adierazten da. Tenperaturaren SI unitatea Kelvin-a da. Emisibitatea , tarteko balio da (gorputz beltz perfektuaren kasuan da), eta bere balioa gorputzak erradiatutako fotoien uhin-luzeeraren araberakoa da:. Gorputz beltz batek erradiatzen duen potentzia totala, gorputzaren erradiantziaren eta gorputzaren azalera osoaren biderketak adierazten du. A Lei de Stefan-Boltzmann (mais conhecida como Lei de Stefan) estabelece que a energia total radiada por unidade de área superficial de um corpo negro na unidade de tempo (radiação do corpo negro), (ou a (fluxo radiante) ou ), j* é diretamente proporcional à quarta potência da sua temperatura termodinâmica T: A constante de proporcionalidade (não é uma constante fundamental) é chamada constante de Stefan-Boltzmann ou constante de Stefan σ. A lei foi descoberta de jeito experimental por Jožef Stefan (1835-1893) no ano 1879 e derivada de jeito teórico no marco da termodinâmica por Ludwig Boltzmann (1844-1906) em 1884. Boltzmann supôs uma máquina térmica ideal com luz como substância de trabalho semelhante a um gás. Esta lei é a única lei da natureza que leva o nome de um físico esloveno. Hoje pode-se derivar a lei da Lei de Planck sobre a radiação de um corpo negro: e é válida só para objetos de cor negra ideal, os perfeitos radiantes, chamados corpos negros. Stefan publicou esta lei o 20 de março no artigo Über die Beziehung zwischen der Wärmestrahlung und der Temperatur (Das relações entre radiação térmica e temperatura) nos Boletins das sessões da Academia das Ciências de Viena. La ley de Stefan-Boltzmann establece que un cuerpo negro emite radiación térmica con una potencia emisiva hemisférica total proporcional a la cuarta potencia de su temperatura. La ley es muy precisa solo para objetos negros ideales, los radiadores perfectos, llamados cuerpos negros; funciona como una buena aproximación para la mayoría de los cuerpos grises. 斯特藩-玻尔兹曼定律（Stefan-Boltzmann law），又称斯特藩定律，是热力学中的一个著名定律，其内容为：一个黑体表面单位面积在单位时间内辐射出的总能量（称为物体的辐射度或）j*与黑体本身的热力学温度T（又称绝对温度）的四次方成正比，即： 其中辐射度j*具有功率密度的量纲（能量/（时间·距离2）），国际单位制标准单位为焦耳/（秒·平方米），即瓦特/平方米。绝对温度T的标准单位是开尔文，为黑体的；若为绝对黑体，则. 比例系数σ称为斯特藩-玻尔兹曼常数或斯特藩常量。它可由自然界其他已知的基本物理常数算得，因此它不是一个基本物理常数。该常数的值为： 所以温度为100 K的绝对黑体表面辐射的能量通量密度为5.67 W/m2，1000 K的黑体为56.7 kW/m2，等等。 斯特藩-玻尔兹曼定律是一个典型的。 本定律由斯洛文尼亚物理学家约瑟夫·斯特藩（Jožef Stefan）和奥地利物理学家路德维希·玻尔兹曼分别于1879年和1884年各自独立提出。提出过程中斯特藩通过的是对实验数据的归纳总结，玻尔兹曼则是从热力学理论出发，通过假设用光（电磁波辐射）代替气体作为热机的工作介质，最终推导出与斯特藩的归纳结果相同的结论。本定律最早由斯特藩于1879年3月20日以Über die Beziehung zwischen der Wärmestrahlung und der Temperatur（《论热辐射与温度的关系》）为论文题目发表在维也纳科学院的大会报告上，这是唯一一个以斯洛文尼亚人的名字命名的物理学定律。 本定律只适用于黑体这类理想辐射源。 La llei de Stefan-Boltzmann estableix que la irradiància, o intensitat d'energia total emesa per radiació, , per part d'un cos negre és proporcional a la quarta potència de la temperatura absoluta, , del cos negre. Matemàticament es pot expressar com: on és la constant de Stefan-Boltzmann. La irradiància es mesura en el sistema internacional en W/m², i es defineix com la relació entre el , o potència de radiació, respecte de la superfície sobre la qual incideix. La irradiància d'una superfície real és menor que la d'un cos negre, que és una substància hipotètica, a la mateixa temperatura i ve donada per: on és una propietat radiativa de la superfície denominada emissivitat o poder emissiu. Amb valors entre 0 i 1, aquesta propietat proporciona una mesura de l'eficiència amb què una superfície emet energia en relació amb un cos negre, el qual té . Això depèn marcadament del material de la superfície i de l'acabat, i de la temperatura. Així els metalls polits, tenen baixa emissivitat (argent polit 0,02-0,03; or polit 0,025; paper d'alumini 0,04; etc.) per la qual cosa són bons aïllants de la radiació; d'altres materials són molt bons emissors de radiació (gel 0,988-0,985; marbre blanc 0,95; aigua 0,95-0,963; etc.) Stefanův–Boltzmannův zákon publikovaný roku 1879 Ludwigem Boltzmannem a Jožefem Stefanem popisuje celkovou intenzitu záření absolutně černého tělesa. Tento zákon říká, že intenzita vyzařování roste se čtvrtou mocninou termodynamické teploty zářícího tělesa. * I – celková intenzita záření (podíl výkonu a plochy) [W·m−2] * – Stefanova–Boltzmannova konstanta * T – termodynamická teplota [K] Pro „šedé těleso“ lze Stefanův–Boltzmannův zákon psát jako kde je emisivita povrchu tělesa. 슈테판-볼츠만 법칙은 흑체의 단위 면적당 복사 에너지가 절대 온도의 4제곱에 비례한다는 법칙이다. 정확한 식은 다음과 같으며, 식에서 j*는 흑체 표면의 단위 면적당 복사하는 에너지, T는 온도를 나타낸다. 식의 비례상수 σ는 슈테판-볼츠만 상수라고 부르며 값은 다음과 같다. 이 법칙은 1879년 요제프 슈테판에 의해 실험적으로 발견되었으며, 1884년 루트비히 볼츠만이 이에 대한 이론적인 틀을 제공했다. 볼츠만은 당시 가스가 아닌 빛을 사용하는 가상적인 열기관을 가정하여 설명하려 했다. 양자역학의 개념이 만들어진 이후의 현대 물리학에서 슈테판-볼츠만 법칙은 에서 유도할 수 있다. 위 식은 이상적인 흑체에 대해서만 유효하다. 슈테판은 이 법칙을 3월 20일 열 복사와 온도의 관계(Über die Beziehung zwischen der Wärmestrahlung und der Temperatur)란 제목으로 빈 과학 아카데미(the Vienna Academy of Sciences)의 Bulletins from the sessions에 실었다. Stefan-Boltzmanns lag beskriver värmestrålningen för en kropp med temperaturen till en omgivning med temperaturen . är och är en konstant som ligger i intervallet (0,1]. avgör hur mycket strålningsutbytet mellan kropparna är. För en perfekt svartkropp använder man . Typiskt är att man använder vilket är en approximation. betecknar Stefan-Boltzmanns konstant med värdet = 5,67·10−8 W m-2 K-4 Stefan-Boltzmanns värmestrålningslag skrivs som: där betecknar värmetransporten från kroppen till dess omgivning (med enheten J/s = W), och betecknar arean av den strålande kroppens yta. Jožef Stefan visade först lagen i ett experiment 1879. 1884 lyckades Ludwig Boltzmann även härleda den teoretiskt. يصف قانون ستيفان-بولتزمان الطاقة المنبعثة من جسم أسود بدلالة درجة حرارته. على وجه التحديد، ينص قانون ستيفان-بولتزمان على أن إجمالي الطاقة المشعة لكل وحدة مساحة سطح لجسم أسود عبر جميع الأطوال الموجية لكل وحدة زمنية (المعروف أيضًا باسم انبعاث إشعاع الجسم الأسود) يتناسب طرديا مع القوة الرابعة لدرجة حرارة الجسم الأسود الحرارية المطلقة T: يُشتق ثابت التناسب، المسمى ثابت ستيفان-بولتزمان، من ثوابت فيزيائية أخرى معروفة. قيمة الثابت هي حيث k هو ثابت بولتزمان، وh هو ثابت بلانك، وc هو سرعة الضوء في الفراغ. يتم إعطاء الإشعاع من زاوية رؤية محددة (واط لكل متر مربع لكل ستراديان) بواسطة الجسم الذي لا يمتص كل الإشعاع الساقط (يُعرف أحيانًا بالجسم الرمادي) يصدر طاقة إجمالية أقل من الجسم الأسود ويتميز بالانبعاث، : للانبعاث الإشعاعي أبعاد تدفق الطاقة (الطاقة لكل وحدة زمنية لكل وحدة مساحة)، ووحدات القياس في النظام الدولي للوحدات هي جول في الثانية لكل متر مربع، أو ما يعادله، واط لكل متر مربع. وحدة SI لدرجة الحرارة المطلقة T هي كلفن. هي انبعاث الجسم الرمادي؛ إذا كان الجسم أسودًا مثاليًا، . في الحالة الأكثر عمومية (وواقعية)، تعتمد الانبعاثية على الطول الموجي، . لإيجاد القدرة الكلية المشعة من جسم، اضرب في مساحة سطحه، : لا تخضع جسيمات مقياس الطول الموجي والطول الموجي الفرعي، للمواد الخارقة، والبنى النانوية الأخرى لحدود الأشعة الضوئية ويمكن تصميمها لتتجاوز قانون ستيفان-بولتزمان. La legge di Stefan-Boltzmann, chiamata anche legge di Boltzmann o legge di Stefan, dai due fisici austriaci Ludwig Boltzmann e Josef Stefan, stabilisce che l'emittanza di un corpo nero è proporzionale alla quarta potenza della sua temperatura assoluta (espressa in kelvin): dove: * è l'emittanza termica, * la temperatura assoluta * è la costante di Stefan-Boltzmann. La legge, in questo enunciato, è valida solo per corpi neri ideali. La legge fu scoperta sperimentalmente da Stefan nel 1879 e spiegata teoricamente per la prima volta da Boltzmann nel 1884. Nella trattazione contemporanea è ricondotta alla legge di Planck, di cui costituisce un integrale. Questo legame permette di ricondurre la costante di Stefan-Boltzmann alle costanti fisiche fondamentali: . Per la dimostrazione e la spiegazione dei termini si rimanda al paragrafo derivazione quantistica.
prov:wasDerivedFrom
wikipedia-en:Stefan–Boltzmann_law?oldid=1122290446&ns=0
dbo:wikiPageLength
28449
foaf:isPrimaryTopicOf
wikipedia-en:Stefan–Boltzmann_law