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.

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

Яркостная температура

Большая Советская Энциклопедия. Статьи для написания рефератов, курсовых работ, научные статьи, биографии, очерки, аннотации, описания.