Я́ркостная температу́ра $(T_я),$ параметр, характеризующий спектральную плотность потока излучения тел, имеющих непрерывный спектр. Яркостная температура равна температуре абсолютно чёрного тела того же углового размера $\Omega,$ что и излучающее тело, и дающего такой же поток излучения на данной длине волны $\lambda.$ В общем случае яркостная температура определяется по формуле Планка. В спектральной области, где применим закон излучения Рэлея – Джинса,

$$T_я=\frac{\lambda^2F_\lambda}{2k\Omega},$$где $F_\lambda\ -$ спектральная плотность потока излучения на длине волны $\lambda,$ $k\ -$ постоянная Больцмана.

В случае теплового излучения яркостная температура связана с термодинамической температурой излучающего тела $T$ соотношением:

$$T_я=T\left(1-e^{-\tau(\lambda)}\right),$$где $\tau(\lambda)\ -$ оптическая толща. Если на данной длине волны излучающее тело непрозрачно $(\tau\gg1),$ то яркостная температура равна $T.$ Для прозрачных излучающих тел $T_я<T.$

Понятие яркостной температуры применяют при изучении Солнца, звёзд, газовых туманностей межзвёздной среды, планет и других космических объектов. Примеры: яркостная температура Солнца на длине волны λ = 4500 Å составляет около 6200 К, на λ = 6500 Å – около 6000 К. Собственное излучение областей нейтрального водорода межзвёздной среды соответствует T_я ∼ 100 К (для λ = 21 см). Для Венеры T_я ≈ 600 К (λ = 3,15 см), для Юпитера T_я ≈ 200 К (λ = 8–14 мкм). Яркостные температуры источников нетеплового излучения могут быть очень велики; например, яркостные температуры пульсаров достигают 10³¹ К.