Loi de Stefan-Boltzmann

Extrait.

La loi de Stefan ou de Stefan-Boltzmann (du nom des physiciens Jožef Stefan et Ludwig Boltzmann) définit la relation entre le rayonnement thermique d'un corps noir et sa température. Elle établit que son exitance énergétique (puissance totale rayonnée par unité de surface dans le demi-espace libre, exprimée en watts par mètre carré) est liée à sa température absolue T {\displaystyle T} (en kelvins) par la relation : M = σ T 4 {\displaystyle \ M=\sigma \,T^{4}} , où σ ≈ 5,670 374 × 10 − 8 W ⋅ m − 2 ⋅ K − 4 {\displaystyle \sigma \approx 5{,}670\,374\times 10^{-8}\ \mathrm {W} \cdot \mathrm {m} ^{-2}\cdot \mathrm {K} ^{-4}} est la constante de Stefan-Boltzmann, aussi appelée constante de Stefan Cette relation peut être inversée pour permettre un calcul de la température à partir de l'exitance : T = ( M σ ) 0 , 25 {\displaystyle T=\left({\frac {\ M}{\sigma \ }}\right)^{0,25}} Pour un corps réel, distinct du corps noir idéal, ces expressions doivent être corrigées en multipliant σ par un coefficient sans unité compris entre 0 et 1, appelé émissivité et noté ϵ {\displaystyle \epsilon } .