これが数学的な表現です：
e =σt⁴
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（放射排出量とも呼ばれます）
* σ Stefan-Boltzmann定数（5.670374×10⁻⁸Wm⁻²k⁻⁴）
* t ケルビンの絶対温度です
キーポイント：
* 直接比例： 温度が上昇するにつれて、エネルギーが放射されたエネルギーは急速に増加します。
* 第4の力関係： 温度がわずかに変化すると、放射エネルギーのはるかに大きな変化が生じます。
* 絶対温度： 式が正しく機能するには、温度はケルビン（k）でなければなりません。
例：
ブラックボディの温度を2倍にすると、放射される総エネルギーは2倍=16倍に増加します。
実際のアプリケーション：
Stefan-Boltzmannの法律には、物理学、天体物理学、およびエンジニアリングに多数のアプリケーションがあります。
* 星のエネルギー出力の計算： 太陽は、他の星と同様に、ブラックボディとして放射線を放出します。
* 熱断熱材の設計： 法律は、異なる材料を通じてどれだけの熱が失われるかを判断するのに役立ちます。
* 空間内のオブジェクトの温度を理解する： 衛星およびその他のスペースオブジェクトは、温度に基づいて熱を放射します。
* 効率的なエネルギー源の開発： 太陽エネルギー技術は、ブラックボディ放射の原則に基づいています。
