単位時間あたりのすべての波長（ブラックボディ放射電力とも呼ばれる）にわたるブラックボディの単位表面積あたりの総エネルギーは、ブラックボディの絶対温度の4番目の出力に直接比例します。
数学的には、これは次のように表されます。
e =σt⁴
どこ：
* e 1平方メートルあたりワット（w/m²）のブラックボディ放射電力（単位時間あたりの単位表面積あたりのエネルギー放射エネルギー）
* σ 5.670374×10⁻⁸Wm⁻²k⁻⁴の値を持つステファンボルツマン定数です
* t ケルビン（k）のブラックボディの絶対温度です
覚えておくべきキーポイント：
* ブラックボディ： すべての放射入射を吸収し、すべての波長で放射を放出する理想的なオブジェクト。実際のオブジェクトは完璧なブラックボディではありませんが、多くのオブジェクトをそのように近似できます。
* 総エネルギー： 法律は、すべての波長にわたって放射される総エネルギーを説明しています。
* 4番目のパワー： 放射電力は温度の4番目の電力に直接比例します。つまり、温度の小さな変化は、放出される放射の量に大幅な変化につながる可能性があります。
* アプリケーション： Stefan-Boltzmannの法律は、星、惑星、その他の天体によって放出されるエネルギーを理解して計算するために、天体物理学、熱伝達、気候科学など、さまざまな分野で広く使用されています。
例：
*太陽はほぼ黒bodyであり、高温（約5778 k）のために大量の放射線を放出します。
*熱い鉄は目に見える赤い輝きを放ちます。これは、温度上昇するにつれて放射が増加した結果です。
Stefan-Boltzmannの法律は、物理学の基本原則であり、放射線によるエネルギーの移動を理解する上で重要な役割を果たしています。
