Ley de Stefan

    Basándose en las investigaciones que anteriormente había desarrollado John Tyndall, el austriaco Josef Stefan estableció en el siglo XIX que todos los cuerpos emiten una radiación térmica, debida a su energía interior, que es proporcional a la potencia cuarta de su temperatura absoluta,

    Por ello, la expresión matemática de esta ley es:

    E = e · · T4

    En esta ecuación, E es la energía radiante emitida por segundo y por unidad de superficie, es una constante cuyo valor en el Sistema Internacional es 5,6699 · 10-8 y e es una magnitud, denominada poder emisivo, que depende de la naturaleza de la sustancia de que esté hecho el cuerpo radiante. En todo caso, los valores de e están comprendidos entre 0 y 1 y son mayores para las superficies ásperas que para las pulimentadas. Finalmente, se designa por T la temperatura absoluta del cuerpo.

    Cabría suponer que si un cuerpo emite energía radiante, el fenómeno terminará cuando haya expulsado de sí toda la energía que contiene y haya llegado a una situación de total enfriamiento. Sin embargo, no sucede así; aunque se enfríe, el cuerpo recibirá energía de los que lo rodean, los cuales también emiten energía.

    Utilizando esta ley, Stefan determinó la temperatura del Sol, que cifró en 5.713 K. La validez de su hipótesis y la calidad de la medida obtenida se refrendan por el valor que se le atribuye en las más modernas mediciones: 5.780 K.

    La ley de Stefan, también llamada de Stefan-Boltzmann, se ha empleado para medir las temperaturas y los radios de las estrellas, para fijar características de los cuerpos negros y para estudiar el intercambio de radiaciones entre dos materiales.