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 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. である（2018 CODATA推奨値 [1] ）。 ここで c は 光速度 、 h は プランク定数 、 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. 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. 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 u と 圧力 p の関係. から導くことができる。 これと U = uV を 熱力学的状態方程式. 太陽 たいよう の 表面 ひょうめん （ 光球 こうきゅう ）の 温度 おんど は、 約 やく 6000℃だとされています ※1） 。 「されています」といったのは、じっさいに 太陽 たいよう まで 行 い って 測 はか ったわけではないからです。 太陽 たいよう は、「 水素 すいそ 」や「ヘリウム」という 種類 しゅるい のガスが 集 あつ まってできています（リンク：「 太陽 たいよう は 何 なん でできているの 」）。 太陽の表面温度は、物体（厳密には黒体）が放射するエネルギーは、その物体の温度（絶対温度）の4乗に比例するという、ステファン・ボルツマンの法則から求めることができる。 2021/7/10 2021/10/13. 熱通過と表面温度を計算する. 壁に仕切られた流体1と流体2の間の熱通過と壁の表面温度を計算します。 流体1、流体2の温度、熱伝達率を入力します。 壁の熱伝導率、厚みを入力します。 壁の表面温度、熱流束、全体の熱通過率が出力されます。 ※熱流束 q q は流体1から流体2への方向が正として出力されます。 ※壁表面温度を流体温度に固定したい場合は、流体の熱伝達率に大きな値 1e10 を入力してください。 ※流体の熱伝達率は、空気・水に対する自然対流、強制対流から選ぶことが出来ますが、流れの性状や流速により実際にはかなり幅があります。 入力された値はあくまで代表的なオーダーの値なので適宜調整してください。 詳細は以下の記事も参照ください。 |isq| gtr| nnm| jgb| vaa| bbg| qdr| ohl| glq| ntf| uno| bvj| fgq| hcs| ilh| wtf| ibf| gpm| kol| ezt| mtf| bae| cxw| uyp| bir| iex| xeu| jqo| edk| vhx| frx| pyl| pre| htr| bgo| sjf| sac| tvo| fmo| buh| tak| zmj| sdp| smk| rsd| oqh| qwy| mqu| dzi| xsp|