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放射過程 · Stefan–Boltzmann Law

シュテファン・ボルツマンの法則

黒体が単位面積あたりに放出する放射のエネルギーが、絶対温度の四乗に比例するという法則。温度がわずかに上がるだけで放射エネルギーが急激に増える。シュテファンが実験的に見いだし、ボルツマンが熱力学から理論的に導いた。恒星の半径や温度、光度の関係を求める際や、惑星の放射平衡温度の見積もりに広く使われる。

分野: 放射過程
英語名: Stefan–Boltzmann Law
主要な貢献者: ヨーゼフ・シュテファン / ルートヴィッヒ・ボルツマン

関連エントリ

物理概念ウィーンの変位則黒体放射のスペクトルが最も強くなる波長が、絶対温度に反比例するという法則。温度が高い物体ほど放射のピークは短い波長（青い側）へずれる。これにより、天体の色からその表面温度を推定できる。たとえば青白い星は赤い星より高温である。ウィーンが導き、黒体放射のスペクトルを特徴づける基本法則の一つである。物理概念一般相対性理論アインシュタインが1915年に完成させた重力の理論。重力を質量やエネルギーによる時空（4次元の幾何）の曲がりとして記述し、物体はその曲がった時空中を最も自然な経路（測地線）に沿って運動する。場の方程式は物質の分布と時空の曲率を結びつける。水星の近日点移動、光の重力による曲がり、重力波、ブラックホールなどを予言し、いずれも観測的に確かめられている。物理概念特殊相対性理論アインシュタインが1905年に提唱した、重力を含まない慣性系における時空の理論。物理法則がすべての慣性系で同じ形をとること、真空中の光速が観測者の運動状態によらず一定であることの二原理から導かれる。運動する時計の遅れ、長さの収縮、同時刻の相対性、質量とエネルギーの等価（E=mc²）といった帰結を持ち、時間と空間を一体の四次元時空として扱う。