ステファン・ボルツマンの法則とは？
すてふぁんぼるつまんのほうそく
「法則」の用語まとめを見るステファン・ボルツマンの法則とは、黒体（理想的な熱放射体）が単位面積から単位時間に放射するエネルギーは絶対温度の4乗に比例するという法則です。
ステファン・ボルツマンの法則（Stefan-Boltzmann law）は、熱放射に関する基本的な物理法則で、「黒体が単位面積・単位時間あたりに放射する電磁波エネルギーの総量は、その絶対温度Tの4乗に比例する」ことを述べるものです。数式で表すと E = σT⁴ となり、σ（シグマ）をステファン・ボルツマン定数（約5.67×10⁻⁸ W/m²/K⁴）と呼びます。
1879年にオーストリアの物理学者ヨーゼフ・ステファンが実験的に発見し、1884年にルートヴィッヒ・ボルツマンが熱力学の理論から導出したことで、その名が付けられました。
この法則の重要な点は「温度のわずかな上昇が放射エネルギーを急激に増大させる」ことです。例えば絶対温度が2倍になると、放射エネルギーは2⁴＝16倍になります。
応用範囲は非常に広く、
- 太陽・恒星の表面温度推定
- 地球温暖化モデルでの大気の熱収支計算
- 工業炉・高温プロセスの設計
- 赤外線カメラや放射温度計の原理
などに活用されています。現代の天文学・気候科学・熱工学において欠かせない基礎法則です。
使い方・例文
太陽の光度と半径から表面温度を推定するときや、地球が宇宙に放射する熱エネルギー量を計算してエネルギー収支を論じるときに、ステファン・ボルツマンの法則が登場します。
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