Яркость света (версия Миг)

Я́ркость источника света — световой поток, посылаемый в данном направлении, деленный на малый (элементарный) телесный угол вблизи этого направления и на проекцию площади источника на плоскость, перпендикулярную оси наблюдения. Иначе говоря — это отношение силы света, излучаемого поверхностью, к площади её проекции на плоскость, перпендикулярную оси наблюдения. $$B(\theta)=\frac{dI(\theta)}{d\sigma\cos\theta}$$

В определении, данном выше, подразумевается, если рассматривать его как общее, что источник имеет малый размер, точнее малый угловой размер. В случае, когда речь идет о существенно протяженной светящейся поверхности, каждый ее 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 усредненная величина. Источник может не иметь определенной 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.

В системе СИ измеряется в канделах на м². Ранее эта единица измерения имела стандартное название нит (1нт=1кд/1м²), но в настоящее время стандартами на единицы СИ применение этого наименования не предусмотрено. НИТ(от лат. niteo — блещу, сверкаю); СТИЛЬБ — (от греч. stílbō сверкаю, сияю), единица яркости в СГС системе единиц. Существуют также другие единицы измерения яркости — апостильб (асб), ламберт (Лб):

1 асб = 1/π × 10⁻⁴ сб = 0,3199 нт = 10⁻⁴ Лб.

• 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 наблюдетеля. 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.

I Я́ркость L, световая величина, равная отношению светового потока $d^2\Phi$ к фактору геометрическому $d\Omega dA\cos\theta$ : $$L=\frac{d^2\Phi}{d\Omega dA\cos\theta}.$$ Здесь $d\Omega$ — телесный угол, $dA$ — площадь участка, испускающего или принимающего излучение, $\theta$ — угол между перпендикуляром к этому участку и направлением излучения. Из общего определения яркости следуют два практически наиболее интересных частных определения:

1) Яркость, излучаемая поверхностью $dS$ под углом $\theta$ к нормали этой поверхности, равняется отношению силы света $I$, излучаемого в данном направлении, к площади проекции излучающей поверхности на плоскость, перпендикулярную данному направлению $$L=\frac{dI}{dS \cos\theta}$$

Яркость

2) Яркость — отношение освещённости $E$ в точке плоскости, перпендикулярной направлению на источник, к элементарному телесному углу, в котором заключён поток, создающий эту освещённость: $$L=\frac{dE}{d\Omega\cos\theta}$$ Яркость измеряется в кд м⁻². Из всех световых величин яркости наиболее непосредственно связана со зрительными ощущениями, так как освещённости изображений предметов на сетчатке пропорциональны яркостям этих предметов. В системе энергетических фотометрических величин аналогичная яркость величина называется энергетической яркость и измеряется в вт ср⁻¹ м⁻².

Рис. 1. Яркость светимости небесных тел

II Я́ркость (в астрономии)

характеристика излучательной или отражательной способности поверхности небесных тел. 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 2×10⁻⁸ стильб, 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 9,25 стильб. Яркость центра солнечного диска равна 150 000 стильб, а полной Луны 0,25 стильб. 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 см².

Замечание

При рассмотрении вопросов визуального цветного зрения следует различать и отличать понятия яркость света (физическая величина) от яркости цвета (биологическая величина).

Яркость цвета связана с цветным и чёрно-белым зрением, нашим личным, биологическим восприятием световых видимых более слабых лучей (электромагнитных колебаний) (см. дневное зрение), с колбочками S,M,L, (синих, зелёных, красных) с пиком длиной волны более 496 нм, которые нашим глазом воспринимаются как очень яркие (вопросы приспосабливаемости и выживания живых организмомв), хотя они физически по энергетике более слабые. У них частота колебаний волн более низкая, чем у синих, УФ лучей (длина волн менее 496нм). Дневной образ жизни животных связан с окружающей средой обитания, где в основном все объекты освещены дневными лучами света, а прямой и отражённый видимый спектр света содержит основные видимые лучи S,M,L,, которые более слабые, но биологически отбираются как наиболее яркие. Понятно, почему мы не видим Уф лучи, рентгеновские лучи и т.д. Природа выбрала свой вариант восприятия среды обитания и защиты глаза от ненужных ей сильных УФ, фиолетовых, высокочастотных синих лучей с длинами волн менее 498 нм. Например, синие, УФ лучи с длинами волн менее 496 нм для глаза являются не яркими, и колбочками не воспринимаются, т.к. они блокируются от попадания на колбочки ганглиозными и биполярными клетками сетчатки глаза, хотя они более мощные! (Парадокс). (См. Ретиномоторная реакция фоторецепторов сетчатки глаза).

При решении задачи на различение лучей при слабом освещении в условиях цветного зрения — "монохромных лучей" с длинами волн менее 498нм, в условиях "ночного видения" служат экстерорецепторы, называемые палочками, которые имеют пик чувствительности вокруг 496 нм и менее с фотопигментом высокой чувствительности при слабом освещении родопсином к лучам синим и УФ с высокой частотой колебаний (менее 496нм). (Колбочки их не воспринимают).

Откуда биологические понятия яркости и контрастности цвета при зрении отличаются от физическbх понятий яркости и контрастности света.

См. также

• Яркость (характеристика цвета) (версия Миг)
• Сила света
• Освещённость
• Локальная яркость
• Цветовые пространства. Авторская научная библиотека УГТУ