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 называется предел отношения энергетической яркости, соответствующей узкому участку спектра, к ширине этого участка.

Яркостная температура T_b равна такой температуре T абсолютно черного тела, при которой черного тела равна исследуемого тела (при одной и той же длине волны ).

Понятие "Яркостной температуры" применяется в оптической пирометрии, при изучении космических источников излучения (Солнца, звезд, газовых туманностей, планет и др.). В общем случае яркостная температура определяется по формуле Планка. В спектральной области, где применим закон излучения Рэлея-Джинса (обычно это диапазон радиоволн), где - поток излучения на волне , - угловые размеры источника излучения. Яркостная температура T_b и термодинамическая температура T связаны соотношением

где - спектральный коэффициент поглощения тела, C₂ = 0,014388 мК. Для нечерных тел , поэтому всегда T_b<T. Для большинства металлов при T ~ 1000-3000 К в видимой области спектра значение лежит между 0.3 и 0.7, поэтому для них T_b меньше T на 50-400 K. Для Солнца на волне = 4500 T_b = 6200 К, а на волне 6500- около 6000 К. Для Венеры T_b = 600 К ( = 3.15 см), для Юпитера - 200 К ( = 8-14 мкм).