Loi de Stefan Boltzmann Calculatrice

Emittance radiante du corps noir - (Mesuré en Watt par mètre carré) - L'émittance radiante du corps noir est le flux radiant émis par une surface par unité de surface.
Température - (Mesuré en Kelvin) - La température est le degré ou l'intensité de la chaleur présente dans une substance ou un objet.

ÉTAPE 1: Convertir les entrées en unité de base

Température: 85 Kelvin --> 85 Kelvin Aucune conversion requise

ÉTAPE 2: Évaluer la formule

Remplacement des valeurs d'entrée dans la formule

e_b = [Stefan-BoltZ]*T^(4) --> [Stefan-BoltZ]*85^(4)

Évaluer ... ...

e_b = 2.95996701379375

ÉTAPE 3: Convertir le résultat en unité de sortie

2.95996701379375 Watt par mètre carré --> Aucune conversion requise

RÉPONSE FINALE

2.95996701379375 ≈ 2.959967 Watt par mètre carré <-- Emittance radiante du corps noir

(Calcul effectué en 00.004 secondes)

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Accueil » Ingénierie » Mécanique » Thermodynamique » Quantité thermique » Paramètres thermiques » Loi de Stefan Boltzmann

Crédits

Créé par Kethavath Srinath

Université d'Osmania (OU), Hyderabad

Kethavath Srinath a créé cette calculatrice et 1000+ autres calculatrices!

Vérifié par Urvi Rathod

Collège d'ingénierie du gouvernement de Vishwakarma (VGEC), Ahmedabad

Urvi Rathod a validé cette calculatrice et 1900+ autres calculatrices!

< 17 Paramètres thermiques Calculatrices

Chaleur spécifique du mélange gazeux

Aller Chaleur spécifique du mélange de gaz = (Nombre de moles de gaz 1*Capacité thermique spécifique du gaz 1 à volume constant+Nombre de moles de gaz 2*Capacité thermique spécifique du gaz 2 à volume constant)/(Nombre de moles de gaz 1+Nombre de moles de gaz 2)

Transfert de chaleur à pression constante

Aller Transfert de chaleur = Masse de gaz*Capacité thermique spécifique molaire à pression constante*(Température finale-Température initiale)

Contrainte thermique du matériau

Aller Contrainte thermique = (Coefficient de dilatation thermique linéaire*Module d'Young*Changement de température)/(Longueur initiale)

Changement d'énergie potentielle

Aller Changement d'énergie potentielle = Masse*[g]*(Hauteur de l'objet au point 2-Hauteur de l'objet au point 1)

Chaleur spécifique à volume constant

Aller Capacité thermique spécifique molaire à volume constant = Changement de chaleur/(Nombre de grains de beauté*Changement de température)

Enthalpie spécifique du mélange saturé

Aller Enthalpie spécifique du mélange saturé = Enthalpie spécifique du fluide+Qualité de la vapeur*La chaleur latente de vaporisation

Rapport de chaleur spécifique

Aller Rapport de chaleur spécifique = Capacité thermique spécifique molaire à pression constante/Capacité thermique spécifique molaire à volume constant

Dilatation thermique

Aller Coefficient de dilatation thermique linéaire = Changement de longueur/(Longueur initiale*Changement de température)

Changement d'énergie cinétique

Aller Changement d'énergie cinétique = 1/2*Masse*(Vitesse finale au point 2^2-Vitesse finale au point 1^2)

Capacité thermique spécifique à pression constante

Aller Capacité thermique spécifique molaire à pression constante = [R]+Capacité thermique spécifique molaire à volume constant

Rapport de chaleur spécifique

Aller Dynamique du rapport de chaleur spécifique = Capacité thermique Pression constante/Capacité thermique Volume constant

facteur de chaleur sensible

Aller Facteur de chaleur sensible = Chaleur sensible/(Chaleur sensible+Chaleur latente)

Énergie totale du système

Aller Énergie totale du système = Énergie potentielle+Énergie cinétique+Énergie interne

Chaleur spécifique

Aller Chaleur spécifique = Chaleur*Masse*Changement de température

Loi de Stefan Boltzmann

Aller Emittance radiante du corps noir = [Stefan-BoltZ]*Température^(4)

Capacité thermique

Aller Capacité thermique = Masse*Chaleur spécifique

Chaleur latente

Aller Chaleur latente = Chaleur/Masse

Loi de Stefan Boltzmann Formule

Emittance radiante du corps noir = [Stefan-BoltZ]*Température^(4)
e_b = [Stefan-BoltZ]*T^(4)

Définir la loi de Stefan-Boltzmann?

Loi de Stefan-Boltzmann selon laquelle le rayonnement total émis par un corps noir est proportionnel à la quatrième puissance de sa température absolue.

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