Stefan-Boltzmann-Konstante: Unterschied zwischen den Versionen
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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> | |||
* 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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q = | : <math>q = \epsilon \cdot \sigma \cdot T^4</math> | ||
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: <math>q = \epsilon \cdot 4 \cdot \sigma \cdot T_{mn}^3</math> | |||
wobei T<sub>mn</sub> der Mittelwert beider Temperaturen ist. | |||
{{siehe auch|[[Wärmequellen aufgrund solarer Einstrahlung]], [[Wärmeübergangswiderstand]]}} | |||
Aktuelle Version vom 10. Februar 2022, 18:39 Uhr
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]\displaystyle{ \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]
- kB=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
Die Strahlung eines Körpers beträgt:
- [math]\displaystyle{ q = \epsilon \cdot \sigma \cdot T^4 }[/math]
Bei geringen Temperaturdifferenzen lässt sich die Strahlungsgleichung wie folgt vereinfachen (siehe wikipedia:de:Strahlungsaustausch)
- [math]\displaystyle{ q = \epsilon \cdot 4 \cdot \sigma \cdot T_{mn}^3 }[/math]
wobei Tmn der Mittelwert beider Temperaturen ist.
