Меню Главная Случайная статья Настройки Яркость Материал из https://ru.wikipedia.org Яркость источника света[1] — световой поток, посылаемый в данном направлении, делённый на малый (элементарный) телесный угол вблизи этого направления и на проекцию площади источника[2] на плоскость, перпендикулярную оси наблюдения. Иначе говоря — это отношение силы света, излучаемого поверхностью, к площади её проекции на плоскость, перпендикулярную оси наблюдения[3]. ${\displaystyle B(\alpha )={\frac {dI(\alpha )}{d\sigma \cos \alpha }}}$ В определении, данном выше, подразумевается, если рассматривать его как общее, что источник имеет малый размер, точнее малый угловой размер. В случае, когда речь идёт о существенно протяжённой светящейся поверхности, каждый её элемент рассматривается как отдельный источник. В общем случае, таким образом, яркость разных точек поверхности может быть разной. И тогда, если говорят о яркости источника в целом, подразумевается, вообще говоря, усреднённая величина. Источник может не иметь определённой излучающей поверхности (светящийся газ, область рассеивающей свет среды, источник сложной структуры — например, туманность в астрономии, когда нас интересует его яркость в целом), тогда под поверхностью источника можно иметь в виду условно выбранную ограничивающую его поверхность или просто убрать слово «поверхность» из определения.[источник не указан 4236 дней] В Международной системе единиц (СИ) измеряется в канделах на м. Ранее эта единица измерения называлась нит (1нт=1кд/1м), но в настоящее время стандартами на единицы СИ применение этого наименования не предусмотрено. Существуют также другие единицы измерения яркости — стильб (сб), апостильб (асб), ламберт (Лб): 1 асб = 1/ 104 сб = 0,3199 нт = 104 Лб.[4] Вообще говоря, яркость источника зависит от направления наблюдения, хотя во многих случаях излучающие или диффузно рассеивающие свет поверхности более или менее точно подчиняются закону Ламберта, и в этом случае яркость от направления не зависит. Последний случай (при отсутствии поглощения или рассеяния средой — см. ниже) позволяет в определении рассматривать и конечные телесные углы, и конечные поверхности (вместо бесконечно малых в общем определении), что делает определение более элементарным, однако надо понимать, что в общем случае (к которому при требовании большей точности относятся и большинство практических случаев) определение должно основываться на бесконечно малых или хотя бы физически малых (элементарных) телесных углах и площадках. В случае поглощающей или рассеивающей свет среды видимая яркость, конечно, зависит и от расстояния от источника до наблюдателя. Но само введение такой величины, как яркость источника, мотивировано не в последнюю очередь именно тем фактом, что в важном частном случае непоглощающей среды (в том числе вакуума) видимая яркость от расстояния не зависит, в том числе в том важном практическом случае, когда телесный угол определяется размером объектива (или зрачка) и уменьшается с расстоянием (падение с расстоянием от источника силы света точно компенсирует уменьшение этого телесного угла). Существует теорема, утверждающая, что яркость изображения никогда не превосходит яркости источника[5][6]. Яркость ${\displaystyle L={\frac {d^{2}\Phi }{d\Omega dA\cos \alpha }}}$. Здесь ${\displaystyle d\Omega }$ — заполненный излучением телесный угол, ${\displaystyle dA}$ — площадь участка, испускающего или принимающего излучение, ${\displaystyle \alpha }$ — угол между перпендикуляром к этому участку и направлением излучения. Из общего определения яркости следуют два практически наиболее интересных частных определения: 1. Яркость элементарного участка излучающей поверхности, наблюдаемая под углом ${\displaystyle \alpha }$ к нормали этой поверхности, равняется отношению силы света ${\displaystyle dI}$, излучаемого элементарной поверхностью ${\displaystyle dS}$ в данном направлении, к площади проекции излучающей поверхности на плоскость, перпендикулярную данному направлению[7]: ${\displaystyle L={\frac {dI}{dS\cos \alpha }}}$ 2. Яркость — отношение освещённости ${\displaystyle E}$ в точке плоскости, перпендикулярной направлению на источник, к элементарному телесному углу, в котором заключён поток, создающий эту освещённость: ${\displaystyle L={\frac {dE}{d\Omega \cos \alpha }}}$ Яркость измеряется в кд/м2. Из всех световых величин яркость наиболее непосредственно связана со зрительными ощущениями, так как освещённости изображений предметов на сетчатке глаза пропорциональны яркостям этих предметов. В системе энергетических фотометрических величин аналогичная яркости величина называется энергетической яркостью и измеряется в Вт/(ср·м2). Содержание 1 В астрономии 2 В телевидении 3 Примеры 4 См. также 5 Примечания 6 Ссылки В астрономии В астрономии яркость — характеристика излучательной или отражательной способности поверхности небесных тел[8]. Яркость слабых небесных источников выражают звёздной величиной площадки размером в 1 квадратную секунду, 1 квадратную минуту или 1 квадратный градус, то есть сравнивают освещённость от этой площадки с освещённостью, даваемой звездой с известной звёздной величиной. Так, яркость ночного безлунного неба в ясную погоду, равная 2104 кд/м, характеризуется звёздной величиной 22,4 с 1 квадратной секунды или звёздной величиной 4,61 с 1 квадратного градуса. Яркость средней туманности равна 19—20 звёздной величины с 1 квадратной секунды. Яркость Венеры — около 3 звёздных величин с 1 квадратной секунды. Яркость площадки в 1 квадратную секунду, по которой распределён свет звезды нулевой звёздной величины, равна 92 500 кд/м. Поверхность, у которой яркость не зависит от угла наклона площадки к лучу зрения, называется ортотропной; испускаемый такой поверхностью поток с единицы площади подчиняется закону Ламберта и называется светлостью; её единицей является ламберт, соответствующий полному потоку в 1 лм (люмен) с 1 м. Втелевидении Яркость (B) оценивается по максимальному значению яркости светлых участков реестра.[9] Примеры Солнце в зените — 1,65109 кд/м[10] Солнце у горизонта — 6106 кд/м[10] освещённый солнцем туман — более 12 000 кд/м[11] небо, затянутое светлыми облаками — 10 000 кд/м[12] диск полной Луны — 2500 кд/м дневное ясное небо — 1500—4000 кд/м[10] небо в стратосфере на высоте 19 км — 75 кд/м[13] серебристые облака — иногда до 1—3 кд/м[14] полярные сияния — до 0,2 кд/м[14] ночное небо в полнолуние — 0,0054 кд/м[15] ночное безлунное небо — 0,01[10]—0,0001 кд/м[12]; 0,000171 кд/м[16] См. также Энергетическая яркость Светлота (цвет) Сила света Освещённость Локальная яркость Примечания Под источником света может пониматься как излучающая, так и отражающая или рассеивающая свет поверхность. Также это может быть трёхмерный объект. В случае, когда источник не представляет собой светящуюся поверхность, речь идёт о проекции трёхмерного тела или области пространства, которая считается источником. «Яркость» — статья в Малой советской энциклопедии; 2 издание; 1937—1947 гг. Апостильб Архивная копия от 16 сентября 2009 на Wayback Machine в Большой советской энциклопедии Ландсберг Г.С. Элементарный учебник физики. Т.3. Колебания и волны. Оптика. Атомная и ядерная физика. - М.: Наука, 1985. - 656 c.  (неопр.) Дата обращения: 13 января 2023. Архивировано 13 января 2023 года. В случае усиливающей среды эта теорема прямо не выполняется или по крайней мере нуждается в аккуратном уточнении понимания её формулировки, формулировка же несколько затруднена тем, что в физическом смысле источником является не только первичный источник, но и среда. Так или иначе, если понимать под яркостью источника лишь яркость первичного источника, она совершенно очевидно может быть превзойдена при распространении света в активной среде. Петровський М. В. Електроосвітлення : конспект лекцій для студентів спеціальності 7.050701 «Електротехнічні системи електроспоживання» всіх форм навчання. — Суми : СумДУ, 2012. — 227 с. Яркость звезд // Большая советская энциклопедия : в 66 т. (65 т. и 1 доп.) / гл. ред. О. Ю. Шмидт. — М. : Советская энциклопедия, 1926—1947. Р. М. Степанов. Телевизионные фотоэлектронные приборы. — СПбГЭТУ "ЛЭТИ", 2014. — С. 13. — 191 с. 1 2 3 4 Руководство по определению дальности видимости на ВПП  (неопр.). Дата обращения: 24 марта 2017. Архивировано из оригинала 25 февраля 2017 года. 1 2 Труды всесоюзной конференции по изучению стратосферы. Л.-М., 1935. — С. 174, 255. 1 2 Tousey R., Koomen M.J. The Visibility of Stars and Planets During Twilight // Journal of the Optical Society of America, Vol. 43, N 3, 1953, pp 177—183 Andrew Crumey Human Contrast Threshold and Astronomical Visibility  (неопр.). Дата обращения: 20 февраля 2017. Архивировано 20 февраля 2017 года. Ссылки Цветовые пространства. Авторская научная библиотека УГТУ Архивная копия от 8 мая 2012 на Wayback Machine