Équations · équation
Loi de Stefan–Boltzmann
Astrophysique · 1879
- Équation
- F = σT⁴; L = 4πR²σT⁴ pour une sphère de rayon R
- Domaine
- Astrophysique
- Nommé d'après
- Josef Stefan · Ludwig Boltzmann
- Année
- 1879
Symboles
F la puissance rayonnée par unité de surface par un corps noir · σ la constante de Stefan–Boltzmann · T température absolue · R le rayon de l'étoile · L sa luminosité, la même loi appliquée à la sphère entière · une surface réelle rayonne εF, avec une émissivité ε inférieure à 1 — environ 0,8 pour de l'acier oxydé
Portée
La puissance rayonnée par unité de surface varie comme la puissance quatrième de la température : un corps à peine plus chaud brille donc énormément plus fort — et, intégrée sur une sphère, elle donne l'éclat d'une étoile à partir de sa seule taille et de sa seule température, ce qui permet aux astronomes de peser une puissance stellaire à des années-lumière de distance. Deux précautions l'accompagnent. Le T d'une étoile est une température effective : la température du corps noir qui rayonnerait autant, et non une mesure prise en un endroit particulier. Et rien de réel n'est un corps noir — il faut multiplier par l'émissivité, et c'est là que la même équation cesse de parler d'étoiles pour dire pourquoi une barre d'acier à 1,200 °C perd un quart de mégawatt par mètre carré et refroidit sous vos yeux.
Types spectraux
Étoiles de type KÉtoiles de type BÉtoiles de type GÉtoiles de type FÉtoiles de type O
Référencé par
constante
élément
équation
événement
compétence
théorie
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