Como se calcula a emissividade ε a partir da temperatura efetiva de emissão \(T_{eff}\) (corpo negro) e da temperatura real \(T\)?

\(\displaystyle \epsilon=\left(\frac{T_{eff}}{T}\right)^4\)

Explicação:
A Lei de Stefan–Boltzmann para um corpo com emissividade \(\epsilon\) dá \(\epsilon\sigma T^4\). Igualando à potência equivalente de um corpo negro à temperatura \(T_{eff}\), tem-se \(\epsilon\sigma T^4=\sigma T_{eff}^4\), daí \(\epsilon=(T_{eff}/T)^4\).

Exemplo:
Suponha \(T_{eff}=280\ \text{K}\) e \(T=310\ \text{K}\).
\(\displaystyle \epsilon=\left(\frac{280}{310}\right)^4=\left(\frac{28}{31}\right)^4\approx(0{,}90323)^4\approx0{,}666\).