「シュテファン=ボルツマンの法則」の版間の差分
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'''シュテファン=ボルツマンの法則'''(シュテファンボルツマンのほうそく、{{Lang-en|Stefan-Boltzmann law}})は、[[熱輻射]]により[[黒体]]から放出される[[電磁波]]の[[エネルギー]]と[[温度]]の関係を表した[[物理法則]]である。[[ヨーゼフ・シュテファン]]が[[1879年]]に実験的に明らかにし、弟子の[[ルートヴィッヒ・ボルツマン]]が[[1884年]]に理論的な証明を与えた。ステファンのカナ表記、呼称も用いられる。
この法則によると、
[[放射発散度]]を {{mvar|I}}、熱力学温度を {{mvar|T}} とすれば
{{Indent|
<math>I =\sigma T^4</math>
}}
という関係が成り立つ。放射発散度と熱力学温度の関係として表した時の比例係数 {{mvar|σ}} は'''[[#シュテファン=ボルツマン定数|シュテファン=ボルツマン定数]]'''と呼ばれる。
現実の物体は黒体であるとは限らない。その場合は {{math|0≤{{mvar|ε}}≤1}} の係数を用いて
{{Indent|
<math>I =\epsilon \sigma T^4</math>
}}
のように補正される。
係数 {{mvar|ε}} は'''[[放射率]]'''({{en|emissivity}})、もしくは'''射出率'''と呼ばれる。厳密には放射率は波長に依存するため、この関係は近似的なものである。
放出されるエネルギーを[[放射輝度]] {{mvar|L}} で表せば
{{Indent|
<math>L =\frac{1}{\pi}I =\frac{\sigma}{\pi} T^4</math>
}}
となる。
空間に放出された電磁波の[[エネルギー密度]] {{mvar|u}} で表せば
{{Indent|
<math>u =\frac{4}{c}I =\frac{4\sigma}{c} T^4</math>
}}
となる。
== シュテファン=ボルツマン定数 ==
{{物理定数
|名称 = シュテファン=ボルツマン定数
|英語 = Stefan-Boltzmann constant
|記号 = {{mvar|σ}}
|値 = {{val|5.670373|(21)|e=-8|u=W m{{sup-|2}} K{{sup-|4}}}} <ref name="nist"/>
|不確かさ = 3.6{{e-|6}}
|語源 = [[ヨーゼフ・シュテファン]]<br/>[[ルートヴィッヒ・ボルツマン]]
}}
'''シュテファン=ボルツマン定数'''は、シュテファン=ボルツマンの法則において、黒体の温度と[[放射発散度]]を結びつける[[物理定数]]である。
記号は通常 {{mvar|σ}} が用いられる。
シュテファン=ボルツマン定数は[[プランクの法則]]により他の普遍定数と理論的に関係付けられている。
その値は
{{Indent|
<math>\sigma =\frac{2\pi^5k^4}{15 c^2 h^3}
=5.670\ 373(21)\times 10^{-8}\ \text{W}\ \text{m}^{-2}\ \text{K}^{-4}</math>
}}
である(CODATA2010推奨値<ref name="nist">[[#nist|CODATA Value]]</ref>)。ここで {{mvar|c}} は[[光速度]]、{{mvar|h}} は[[プランク定数]]、{{mvar|k}} は[[ボルツマン定数]]である。
[[放射輝度]]との関係として表した時の係数は
{{Indent|
<math>\frac{\sigma}{\pi} =1.804\times 10^{-8}\ \text{W}\ \text{m}^{-2}\ \text{sr}^{-2}\ \text{K}^{-4}</math>
}}
となる。また、[[エネルギー密度]]との関係として表した時の係数は
{{Indent|
<math>\frac{4\sigma}{c} =7.566\times 10^{-16}\ \text{J}\ \text{m}^{-3}\ \text{K}^{-4}</math>
}}
となる。
== 熱力学からの導出 ==
この法則は[[光子気体]]のエネルギー密度 {{mvar|u}} と[[圧力]] {{mvar|p}} の関係
{{Indent|
<math>p=\frac{u}{3}</math>
}}
から導くことができる。熱力学的な関係式
{{Indent|
<math>\left( \frac{\partial U}{\partial V} \right)_T
=T\left( \frac{\partial p}{\partial T} \right)_V -p</math>
}}
に代入することで微分方程式
{{Indent|
<math>\frac{du}{dT} =\frac{4u}{T}</math>
}}
が得られる。これを解くことで
{{Indent|
<math>u\propto T^4</math>
}}
が導かれる。
== プランクの放射公式からの導出 ==
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== 応用例 ==
=== 太陽の表面温度の導出 ===
この法則を用いて
シュテファン自身もこの法則を用いて、太陽の表面温度を約6000℃と推定している<ref name="jiten">[[#jiten|『物理学辞典』]] p.994</ref>。
太陽が時間あたりに放出する電磁波の
{{Indent|
<math>L_\text{s} =4\pi {R_\text{s}}^2 \times \sigma T^4</math>
}}
と
地球付近で太陽の方向に向いた面への[[放射照度]] {{mvar|E}} は[[太陽定数]]と呼ばれる量で、大気圏外の人工衛星による観測でその値が知られている。
太陽と[[地球]]の距離を {{mvar|a}} とすると、放射照度の[[放射強度]] {{mvar|I}} への換算は
{{Indent|
<math>I =a^2E</math>
}}
となる。放射強度を全ての方向について足し合わせれば全[[放射束]]となる。太陽が全ての方向へ等しく放出していると考えれば、全[[立体角]] {{math|4π}} をかけて
{{Indent|
<math>L_\text{s} =4\pi I =4\pi a^2 E</math>
}}
となる。
従って太陽の表面温度は
{{Indent|
<math>T =\sqrt[4]{\frac{E}{\sigma} \frac{a^2}{{R_\text{s}}^2}}</math>
}}
と表される。
それぞれの定数の値<ref name="rika">[[#rika|『理科年表』]]</ref>、太陽定数 {{mvar|E}}={{val|1.37|e=3|u=W/m{{sup|2}}}}、[[軌道長半径]] {{mvar|a}}={{val|1.496|e=11|u=m}}、太陽半径 {{math|{{mvar|R}}{{sub|s}}}}={{val|6.960|e=8|u=m}} を代入すれば、表面温度は
{{Indent|
}}
== 脚注 ==
<references group="脚注" />
==
<references />
== 参考文献 ==
* {{Cite book|和書
|author=[[国立天文台]] 編
|title=[[理科年表]] 平成23年
|publisher=[[丸善]]
|year=2010
|ref=rika
}}
* {{Cite book|和書
|author=物理学辞典編集委員会
|year=2005
|month=9
|title=物理学辞典
|edition=三訂版
|publisher=培風館
|ref=jiten
}}
== 関連項目 ==
* [[キルヒホッフの法則 (放射エネルギー)]]
93 ⟶ 175行目:
* [[レイリー・ジーンズの法則]]
* [[佐久間=服部方程式]]([[:en:Sakuma-Hattori equation|en]])
== 外部リンク ==
* {{Cite web
|url=http://physics.nist.gov/cgi-bin/cuu/Value?sigma
|title=CODATA Value: Stefan-Boltzmann constant
|accessdate=2014-12-13
|publisher=NIST
|ref=nist
}}
{{DEFAULTSORT:しゆてふあんほるつまんのほうそく}}
[[Category:統計力学]]
[[Category:熱放射]]
|