Ստեֆան-Բոլցմանի օրենք

Ստեֆան-Բոլցմանի օրենքը

Ստեֆան-Բոլցմանի օրենքը, ջերմային ճառագայթման հիմնական օրենքներից մեկը, որը կապ է հաստատում ճառագայթման էներգիայի ծավալային խտության և բացարձակ ջերմաստիճանի միջև.

$u(T)=\int _{0}^{\infty }\rho (\nu ,T)d\nu ={\frac {8\pi ^{5}k^{4}}{15c^{3}h^{3}}}=\sigma T^{4}$:

$\rho (\nu ,T)$-ն ճառագայթման սպեկտրային խտությունն է, $k$-ն՝ Բոլցմանի հաստատունը, $c$-ն՝ լույսի արագությունը, $h$-ը՝ Պլանկի հաստատունը, իսկ $\sigma =(5,67032\pm 0,00071)10^{-8}$ վտ/(մ²$\cdot K^{4}$) և կոչվում է Ստեֆան-Բոլցմանի հաստատուն։ Օրենքը փորձնական փաստերի հիման վրա 1879 թվականին ձևակերպել է ավստրիացի ֆիզիկոս Յո. Ստեֆանը (1835-1893) ճառագայթող կամայական մարմնի համար, սակայն հետագա չափումները ցույց են տվել, որ այն ճիշտ է բացարձակ սև մարմնի առաքման ունակության համար։

1884 թվականին նույն օրենքը, արդեն միայն բացարձակ սև մարմնի համար, տեսականորեն ստացել է Լ. Բոլցմանը՝ ելնելով թերմոդինամիկական պատկերացումներից և կիրառելով դասական էլեկտրադինամիկայից բխող լույսի ճնշման արտահայտությունը։ Ստեֆան-Բոլցմանի оրենքի հիման վրա կարելի է որոշել արեգակի և աստղերի մակերևութային ջերմաստիճանը, ինչպես նաև ջերմաստիճանային բաշխումը դրանց ընդերքում։ Այդ նպատակով օգտվում են ոչ թե $u(T)$-ից, որն անմիջական չափման ենթակա չէ, այլ բացարձակ սև մարմնի լրիվ առաքման ունակությունից՝

$E(\nu ,T)=\int _{0}^{\infty }\varepsilon (\nu ,T)d\nu ={\frac {c\sigma }{4}}T^{4}$,

որտեղ $\varepsilon =(\nu ,T)={\frac {c}{4}}\rho (\nu ,T)$ բացարձակ սև մարմնի 1 սմ³ մակերեսով մակերևույթից 1 վրկ–ում առաքված (կլանված) էներգիան է:

Տես նաև

• Առաքման և կլանման ունակություններ

Այս հոդվածի կամ նրա բաժնի որոշակի հատվածի սկզբնական կամ ներկայիս տարբերակը վերցված է Քրիեյթիվ Քոմմոնս Նշում–Համանման տարածում 3.0 (Creative Commons BY-SA 3.0) ազատ թույլատրագրով թողարկված Հայկական սովետական հանրագիտարանից  (հ․ 11, էջ 140)։