Stefan-Boltzmann-Konstante - Versionsgeschichte

WikiSysop am 10. Februar 2022 um 18:39 Uhr

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	Nach dem Stefan-Boltzmann-Gesetz gibt jeder Körper, dessen Temperatur (T) über dem absoluten Nullpunkt liegt Wärmestrahlung ab. Mit der Stefan-Boltzmann-Konstante kann die Wärmestrahlung berechnet werden. Die Konstante beträgt:		Nach dem Stefan-Boltzmann-Gesetz gibt jeder Körper, dessen Temperatur (T) über dem absoluten Nullpunkt liegt Wärmestrahlung ab. Mit der Stefan-Boltzmann-Konstante kann die Wärmestrahlung berechnet werden. Die Konstante beträgt:

	: <math>\sigma; = \frac{2 \cdot \pi^5 \cdot k_B^4}{15 \cdot h^3 \cdot c^2} = 5,670367 \cdot 10^{-8} \frac W{m^2 K^4}</math>		: <math>\sigma = \frac{2 \cdot \pi^5 \cdot k_B^4}{15 \cdot h^3 \cdot c^2} = 5,670367 \cdot 10^{-8} \frac W{m^2 K^4}</math>

	* k<sub>B</sub>=1,38064852e-23 J/K Boltzmann-Konstante (Naturkonstante), nicht mit der ''Stefan-Boltzmann-Konstante'' σ zu verwechseln		* k<sub>B</sub>=1,38064852e-23 J/K Boltzmann-Konstante (Naturkonstante), nicht mit der ''Stefan-Boltzmann-Konstante'' σ zu verwechseln

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	{{siehe auch\|[[Wärmequellen aufgrund solarer Einstrahlung]]}}		{{siehe auch\|[[Wärmequellen aufgrund solarer Einstrahlung]], [[Wärmeübergangswiderstand]]}}

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	Bei geringen Temperaturdifferenzen lässt sich die Strahlungsgleichung wie folgt vereinfachen (siehe [[wikipedia:de:Strahlungsaustausch]])		Bei geringen Temperaturdifferenzen lässt sich die Strahlungsgleichung wie folgt vereinfachen (siehe [[wikipedia:de:Strahlungsaustausch]])

	: <math>q = \epsilon \~~cdto~~ 4 \cdot \sigma \cdot T_{mn}^3</math>		: <math>q = \epsilon \cdot 4 \cdot \sigma \cdot T_{mn}^3</math>
	wobei T<sub>mn</sub> der Mittelwert beider Temperaturen ist.		wobei T<sub>mn</sub> der Mittelwert beider Temperaturen ist.

energie>WikiSysop am 28. Oktober 2018 um 23:25 Uhr

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	Die Strahlung eines Körpers beträgt:		Die Strahlung eines Körpers beträgt:
	q = &epsilon~~; &~~sigma; T^4		: <math>q = \epsilon \cdot \sigma \cdot T^4</math>

			Bei geringen Temperaturdifferenzen lässt sich die Strahlungsgleichung wie folgt vereinfachen (siehe [[wikipedia:de:Strahlungsaustausch]])

			: <math>q = \epsilon \cdto 4 \cdot \sigma \cdot T_{mn}^3</math>
			wobei T<sub>mn</sub> der Mittelwert beider Temperaturen ist.



	{{siehe auch\|[[Wärmequellen aufgrund solarer Einstrahlung]]}}		{{siehe auch\|[[Wärmequellen aufgrund solarer Einstrahlung]]}}

energie>WikiSysop am 28. Oktober 2018 um 23:12 Uhr

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	Nach dem Stefan-Boltzmann-Gesetz gibt jeder Körper, dessen Temperatur (T) über dem absoluten Nullpunkt liegt Wärmestrahlung ab. Mit der Stefan-Boltzmann-Konstante kann die Wärmestrahlung berechnet werden. Die Konstante beträgt:		Nach dem Stefan-Boltzmann-Gesetz gibt jeder Körper, dessen Temperatur (T) über dem absoluten Nullpunkt liegt Wärmestrahlung ab. Mit der Stefan-Boltzmann-Konstante kann die Wärmestrahlung berechnet werden. Die Konstante beträgt:

	σ = 2 π^5 ~~k<sub>B</sub>~~^4 ~~/(15h~~^3c^2) = 5,~~670367e~~-8 W/(m^2 K^4)		: <math>\sigma; = \frac{2 \cdot \pi^5 \cdot k_B^4}{15 \cdot h^3 \cdot c^2} = 5,670367 \cdot 10^{-8} \frac W{m^2 K^4}</math>

	* k<sub>B</sub>=1,38064852e-23 J/K Boltzmann-Konstante (Naturkonstante), nicht mit der ''Stefan-Boltzmann-Konstante'' σ zu verwechseln		* k<sub>B</sub>=1,38064852e-23 J/K Boltzmann-Konstante (Naturkonstante), nicht mit der ''Stefan-Boltzmann-Konstante'' σ zu verwechseln

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2017-11-07T12:08:20Z

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	Nach dem Stefan-Boltzmann-Gesetz gibt jeder Körper, dessen Temperatur über dem absoluten Nullpunkt liegt Wärmestrahlung ab. Mit der Stefan-Boltzmann-Konstante kann die Wärmestrahlung berechnet werden. Die Konstante beträgt:		Nach dem Stefan-Boltzmann-Gesetz gibt jeder Körper, dessen Temperatur (T) über dem absoluten Nullpunkt liegt Wärmestrahlung ab. Mit der Stefan-Boltzmann-Konstante kann die Wärmestrahlung berechnet werden. Die Konstante beträgt:

	σ = 2 π^5 k<sub>B</sub>^4 /(15h^3c^2) = 5,670367e-8 W/(m^2 K^4)		σ = 2 π^5 k<sub>B</sub>^4 /(15h^3c^2) = 5,670367e-8 W/(m^2 K^4)
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	* h=6,626070040e-34 Js Plancksches Wirkungsquantum		* h=6,626070040e-34 Js Plancksches Wirkungsquantum
	* c=299.792.458 m/s Lichtgeschwindigkeit		* c=299.792.458 m/s Lichtgeschwindigkeit

			Die Strahlung eines Körpers beträgt:
			q = ε σ T^4

	{{siehe auch\|[[Wärmequellen aufgrund solarer Einstrahlung]]}}		{{siehe auch\|[[Wärmequellen aufgrund solarer Einstrahlung]]}}

energie>WikiSysop am 7. November 2017 um 12:05 Uhr

2017-11-07T12:05:19Z

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	* h=6,626070040e-34 Js Plancksches Wirkungsquantum		* h=6,626070040e-34 Js Plancksches Wirkungsquantum
	* c=299.792.458 m/s Lichtgeschwindigkeit		* c=299.792.458 m/s Lichtgeschwindigkeit

			{{siehe auch\|[[Wärmequellen aufgrund solarer Einstrahlung]]}}

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Nach dem Stefan-Boltzmann-Gesetz gibt jeder Körper, dessen Temperatur über dem absoluten Nullpunkt liegt Wärmestrahlung ab. Mit der Stefan-Boltzmann-Konstante kann die Wärmestrahlung berechnet werden. Die Konstante beträgt:

σ = 2 π^5 k<sub>B</sub>^4 /(15h^3c^2) = 5,670367e-8 W/(m^2 K^4)

* k<sub>B</sub>=1,38064852e-23 J/K Boltzmann-Konstante (Naturkonstante), nicht mit der ''Stefan-Boltzmann-Konstante'' σ zu verwechseln
* h=6,626070040e-34 Js Plancksches Wirkungsquantum
* c=299.792.458 m/s Lichtgeschwindigkeit