数学的式：
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E =σt⁴
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どこ：
* e 単位時間あたりの単位面積あたりの総エネルギーが放射されます（放射出口とも呼ばれます）
* σ Stefan-Boltzmann定数（5.670374×10⁻⁸Wm⁻²k⁻⁴）
* t ケルビンの絶対温度です
説明：
Stefan-Boltzmannの法律では、ブラックボディの温度が上昇すると、放射するエネルギーの総量が劇的に増加すると述べています。 これは、放出された光子のエネルギーが温度とともに増加し、放出される光子の数も増加するためです。
意味：
* 高温は、より高い放射を意味します： 星のようなホットオブジェクトは、岩のような涼しいオブジェクトよりもかなり多くのエネルギーを放射します。
* 関係は非線形です： 温度がわずかに上昇すると、放射線がはるかに大きくなります。
例：
ブラックボディの温度が2倍になると、放射される総エネルギーは2°=16倍に増加します。
注：
* Stefan-Boltzmannの法律は、すべての入射放射線を吸収する理想的なブラックボディにのみ適用されます。実際のオブジェクトは、放射率に応じて放射線を放出します。これは、ブラックボディと比較してエネルギーをどれだけうまく放射するかの尺度です。
*法律は、星、惑星、その他の天体のエネルギーバランスを理解するために重要です。また、熱設計やエネルギー効率など、さまざまなエンジニアリングアプリケーションでも役割を果たしています。
