WikiDer > Температура яркости

Brightness temperature

Температура яркости или же температура сияния это температура черное тело в тепловое равновесие с его окружением, чтобы дублировать наблюдаемые интенсивность из серое тело объект на частоте .[1]Эта концепция используется в радиоастрономия, планетология и материаловедение.

Яркостная температура поверхности обычно определяется оптическим измерением, например, с помощью пирометр, с целью определения реальной температуры. Как подробно описано ниже, в некоторых случаях реальную температуру поверхности можно рассчитать, разделив яркостную температуру на излучательная способность поверхности. Поскольку коэффициент излучения имеет значение от 0 до 1, реальная температура будет больше или равна яркостной температуре. На высоких частотах (короткие длины волн) и низких температурах преобразование должно происходить через Закон планка.

Яркостная температура - это не температура в обычном понимании. Он характеризует излучение и в зависимости от механизма излучения может значительно отличаться от физической температуры излучающего тела (хотя теоретически возможно сконструировать устройство, которое будет нагреваться источником излучения с некоторой яркостной температурой до фактической температуры, равной до яркостной температуры).[2] Нетепловые источники могут иметь очень высокие яркостные температуры. В пульсары яркостная температура может достигать 1026 К. Для излучения типичного гелий-неоновый лазер мощностью 60 мВт и длиной когерентности 20 см, сфокусированной в пятно диаметром 10мкм, яркостная температура будет примерно 14×109 K.[нужна цитата]


Для черное тело, Закон планка дает:[2][3]

куда

Интенсивность или Яркость) - это количество энергия испускается на единицу площадь поверхности в единицу времени на единицу телесный угол а в диапазоне частот между и ; это температура черного тела; является Постоянная планка; является частота; это скорость света; и является Постоянная Больцмана.

Для серое тело в спектральное сияние часть сияния черного тела, определяемая излучательная способность Таким образом, яркостная температура обратно пропорциональна:

При низкой частоте и высоких температурах, когда , мы можем использовать Закон Рэлея – Джинса:[3]

так что яркостную температуру можно просто записать как:

В целом яркостная температура зависит от , и только в случае излучение черного тела это то же самое на всех частотах. По яркостной температуре можно рассчитать спектральный индекс тела, в случае нетеплового излучения.

Расчет по частоте

Яркостная температура источника с известной спектральной яркостью может быть выражена как:[4]

Когда мы можем использовать закон Рэлея – Джинса:

За узкополосный излучение с очень низким относительным спектральная ширина линии и известный сияние мы можем рассчитать яркостную температуру как:

Расчет по длине волны

Спектральная яркость излучения черного тела выражается длиной волны как:

Итак, яркостную температуру можно рассчитать как:

Для длинноволнового излучения яркостная температура составляет:

Для почти монохроматического излучения яркостная температура может быть выражена сияние и длина когерентности :

Рекомендации

  1. ^ «Яркость Температура». Архивировано из оригинал на 2017-06-11. Получено 2015-09-29.
  2. ^ а б Рыбицки, Джордж Б., Лайтман, Алан П. (2004) Радиационные процессы в астрофизике, ISBN 978-0-471-82759-7
  3. ^ а б «Излучение черного тела».
  4. ^ Жан-Пьер Маккар. «Радиационные процессы в астрофизике» (PDF).[постоянная мертвая ссылка]