Радиационная температура — это

такая температура черного тела, при кото­рой его энергетическая светимость R_e (см. (198.3)) равна энергетической свети­мости R_T (см. (197.2)) исследуемого тела. В данном случае регистрируется энергети­ческая светимость исследуемого тела и по закону Стефана — Больцмана (199.1) вы­числяется его радиационная температура:

Радиационная температура Т_р тела всегда меньше его истинной температуры Т. Для доказательства этого предполо­жим, что исследуемое тело является се­рым. Тогда, используя (199.1) и (198.2), можно записать

R^c_T=A_TR_e=A_TsT ⁴. С другой стороны,

R^C_T=sT⁴_p.

Из сравнения этих выражений вытека­ет, что

Так как А_T<1, то Т_р<Т, т.е. истинная температура тела всегда выше радиаци­онной.

2. Цветовая температура. Для серых тел (или тел, близких к ним по свойствам) спектральная плотность энергетической светимости

r_l,т= а_тr_l,t,

где A_T=const<1. Следовательно, рас­пределение энергии в спектре излучения серого тела такое же, как и в спектре черного тела, имеющего ту же температу­ру. Поэтому к серым телам применим за­кон Вина (см. (199.2)), т.е., зная длину волны l_max, соответствующую максималь­ной спектральной плотности энергетиче­ской светимости R_l,T исследуемого тела, можно определить его температуру

T_ц=b/l_max,

которая называется цветовой температу­рой. Для серых тел цветовая температура

совпадает с истинной. Для тел, которые сильно отличаются от серых (например, обладающих селективным поглощением), понятие цветовой температуры теряет смысл. Таким способом определяется тем­пература на поверхности Солнца (Т_ц»6500 К) и звезд.

3. Яркостная температура Т _я — это температура черного тела, при которой для определенной длины волны его спектраль­ная плотность энергетической светимости равна спектральной плотности энерге­тической светимости исследуемого тела,

r_l,Tя=R_l,T. (201.1)

где Т — истинная температура тела. По закону Кирхгофа (см. (198.1)), для иссле­дуемого тела при длине волны К

R_l,T/A_l,T=r_l,T, или, учитывая (201.1),

A._l,T=r_l,Tя/r_l,T. (201.2) Так как для нечерных тел А <1, то r_l,Tя<r_l,T и, следовательно, Т_я<Т, т.е. ис­тинная температура тела всегда выше яркостной.

В качестве яркостного пирометра обычно используется пирометр с исчезаю­щей нитью. Накал нити пирометра под­бирается таким, чтобы выполнялось усло­вие (201.1). В данном случае изображение нити пирометра становится неразличимым на фоне поверхности раскаленного тела, т. е. нить как бы «исчезает». Используя проградуированный по черному телу мил­лиамперметр, можно определить яркостную температуру.

Зная поглощательную способность A_l,T тела при той же длине волны, по яркостной температуре можно определить истин­ную. Переписав формулу Планка (200.3) в виде

и учитывая это в (201.2), получим

т. е. при известных А_l,T и l можно опреде­лить истинную температуру исследуемого тела.

4. Тепловые источники света. Свечение раскаленных тел используется для созда­ния источников света, первые из кото­рых — лампы накаливания и дуговые лам­пы — были соотвественно изобретены рус­скими учеными А. Н. Лодыгиным в 1873 г. и П. Н. Яблочковым в 1876 г.Вольфрам, обладая еще и высо­кой температурой плавления, является на­илучшим материалом для изготовления нитей ламп.