Яркостная температура

Яркостная температура, параметр (T_b), применяемый для количественной характеристики спектральной плотности энергетической яркости любого тела, нагретого до температуры T и имеющего сплошной спектр. Спектральной плотностью энергетической яркости b (l, Т) называется предел отношения энергетической яркости, соответствующей узкому участку спектра, к ширине этого участка.

  Я. т. T_b равна такой температуре T абсолютно чёрного тела, при которой b_{ч. т.} (l, Т) чёрного тела равна b (l, Т) исследуемого тела (при одной и той же длине волны l).

  Понятие «Я. т.» применяется в оптической пирометрии, при изучении космических источников излучения (Солнца, звёзд, газовых туманностей, планет и др.). В общем случае Я. т. определяется по формуле Планка (см. Планка закон излучения). В спектральной области, где применим Рэлея — Джинса закон излучения (обычно это диапазон радиоволн), T_b = l²F_l /2760W, где F_l — поток излучения на волне l, W — угловые размеры источника излучения. Я. т. T_b и термодинамическая температура T связаны соотношением

  T  =T_bC₂/(C₂ + lT_blna_{l, T}),

  где a_{l, T} — спектральный коэффициент поглощения тела, C₂ = 0,014388 м·К. Для нечёрных тел a_{l, T} <1, поэтому всегда T_b<T. Для большинства металлов при T 1000—3000 К в видимой области спектра значение a_{l, T} лежит между 0,3 и 0,7, поэтому для них T_b меньше T на 50—400K. Для Солнца на волне l = 4500  T_b = 6200 К, а на волне 6500  — около 6000 К. Для Венеры T_b == 600 К (l = 3,15 см), для Юпитера —200 К (l = 8—14 мкм).