Просмотр кода страницы Яркость

{{другие значения}}
'''Я́ркость''' [[источник света|источника света]]<ref>Под источником света может пониматься как излучающая, так и отражающая или рассеивающая свет поверхность. Также это может быть трёхмерный объект.</ref> — [[световой поток]], посылаемый в данном направлении, делённый на малый (элементарный) [[телесный угол]] вблизи этого направления и на проекцию площади источника<ref>В случае, когда источник не представляет собой светящуюся поверхность, речь идёт о проекции трёхмерного тела или области пространства, которая считается источником.</ref> на плоскость, перпендикулярную оси наблюдения. Иначе говоря — это отношение [[сила света|силы света]], излучаемого поверхностью, к площади её [[Проекция (геометрия)|проекции]] на плоскость, перпендикулярную оси наблюдения<ref name="Викитека МСЭ2">«''[[s:МСЭ2/Яркость|Яркость]]''» — статья в [[Малая советская энциклопедия|Малой советской энциклопедии]]; 2 издание; 1937—1947 гг.</ref>.

: <math>B(\alpha)=\frac{dI(\alpha)}{d\sigma\cos\alpha}</math>

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.{{нет АИ|05|02|2014}}

'''В [[СИ|Международной системе единиц (СИ)]] измеряется в канделах на м²'''. Ранее эта единица измерения называлась '''[[Нит (единица измерения)|нит]]''' (1нт=1[[кандела|кд]]/1[[квадратный метр|м²]]), но в настоящее время стандартами на единицы СИ применение этого наименования не предусмотрено.

Существуют также другие единицы измерения яркости — [[стильб]] (сб), [[апостильб]] (асб), [[Ламберт (единица измерения)|ламберт]] (Лб):

1 асб = 1/{{math|π}} × 10<sup>−4</sup> [[стильб|сб]] = 0,3199 [[Нит (единица измерения)|нт]] = 10<sup>−4</sup> [[Ламберт (единица измерения)|Лб]].<ref>[http://www.oval.ru/enc/3883.html Апостильб] {{Wayback|url=http://www.oval.ru/enc/3883.html |date=20090916224144 }} в Большой советской энциклопедии</ref>

* Вообще говоря, яркость источника зависит от направления наблюдения, хотя во многих случаях излучающие или диффузно рассеивающие свет поверхности более или менее точно подчиняются [[Закон Ламберта|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<ref>{{Cite web|url=https://scask.ru/a_book_phis_t3.php?id=110|title=Ландсберг Г.С. Элементарный учебник физики. Т.3. Колебания и волны. Оптика. Атомная и ядерная физика. - М.: Наука, 1985. - 656 c.|access-date=2023-01-13|archive-date=2023-01-13|archive-url=https://web.archive.org/web/20230113113323/https://scask.ru/a_book_phis_t3.php?id=110|url-status=live}}</ref><ref>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.</ref>.

Яркость {{math|''L''}} — ''световая величина'', равная отношению светового потока <math>d^2\Phi</math>, излучаемого участком поверхности <math>dA</math>  в телесный угол <math>d\Omega</math> , к [[геометрический фактор|геометрическому фактору]] 
<math>d\Omega dA\cos\alpha</math> :
: <math>L=\frac{d^2\Phi}{d\Omega dA\cos\alpha}</math>.
Здесь <math>d\Omega</math> — заполненный излучением телесный угол, <math>dA</math> — площадь участка, испускающего или принимающего излучение, <math>\alpha</math> — 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 <math>\alpha</math> к [[Нормаль|нормали]] этой поверхности, равняется отношению  [[сила света|силы света]] <math>dI</math>, излучаемого элементарной поверхностью <math>dS</math> в данном направлении, к площади проекции излучающей поверхности на плоскость, перпендикулярную данному направлению<ref>''Петровський М. В.'' [http://lib.sumdu.edu.ua/library/DocDownload?docid=337402 Електроосвітлення : конспект лекцій для студентів спеціальності 7.050701 «Електротехнічні системи електроспоживання» всіх форм навчання.] — Суми : СумДУ, 2012. — 227 с.</ref>:

: <math>L=\frac{dI}{dS \cos\alpha}</math>

[[Файл:Яркость1.jpg|thumb|center|500px|'''Яркость''']]
2.  Яркость — отношение освещённости <math>E</math> в точке плоскости, перпендикулярной направлению на источник, к элементарному телесному углу, в котором заключён поток, создающий эту освещённость:
: <math>L=\frac{dE}{d\Omega\cos\alpha}</math>
Яркость измеряется в кд/м<sup>2</sup>. 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·м<sup>2</sup>).

== В астрономии ==
В [[астрономия|астрономии]] яркость — характеристика излучательной или отражательной способности поверхности [[небесное тело|небесных тел]]<ref name="БСЭ1">{{ВТ-БСЭ1|Яркость звезд}}</ref>. Яркость слабых небесных источников выражают [[Звёздная величина|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. 
{{См. также|Поверхностная яркость}}
Так, яркость ночного безлунного неба в ясную погоду, равная {{nobr|2{{e|−4}} кд/м²}}, 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 {{nobr|92 500 кд/м²}}. Поверхность, у которой яркость не зависит от угла наклона площадки к лучу зрения, называется ортотропной; испускаемый такой поверхностью поток с единицы площади подчиняется [[закон Ламберта|закону Ламберта]] и называется светлостью; её единицей является ламберт, соответствующий полному потоку в 1 лм (люмен) с 1 м².

== В [[Телевидение|телевидении]] ==
Яркость (''B'') оценивается по максимальному значению яркости светлых участков реестра.<ref>{{Книга|автор=Р. М. Степанов|заглавие=Телевизионные фотоэлектронные приборы|ответственный=|издание=|место=|издательство=СПбГЭТУ "ЛЭТИ"|год=2014|страницы=13|страниц=191|isbn=|isbn2=}}</ref>

== Примеры ==
* Солнце в зените — 1,65{{E|9}} кд/м²<ref name="автоссылка2">{{книга|автор=|заглавие=Таблицы физических величин|ссылка=|ответственный=под ред. акад. И. К. Кикоина|место=М.|издательство=Атомиздат|год=1975|том=|страниц=|страницы=647|isbn=}}</ref>
* Солнце у горизонта — 6{{E|6}} кд/м²<ref name="автоссылка2" />
* освещённый солнцем туман — более 12 000 кд/м²<ref>{{Cite web |url=http://volgameteo.ru/images/documents/methodDocuments/Rukovodstvo%20RD52.26.680-2006.pdf |title=Руководство по определению дальности видимости на ВПП |accessdate=2017-03-24 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20170225133053/http://volgameteo.ru/images/documents/methodDocuments/Rukovodstvo%20RD52.26.680-2006.pdf |archivedate=2017-02-25 |deadlink=yes }}</ref>
* небо, затянутое светлыми облаками — 10 000 кд/м²<ref name="автоссылка3">{{книга|автор=Енохович А. С.|заглавие=Справочник по физике.—2-е изд.|ссылка=|ответственный=под ред. акад. И. К. Кикоина|место=М.|издательство=Просвещение|год=1990|том=|страниц=384|страницы=213|isbn=}}</ref>
* диск полной Луны — 2500 кд/м²
* дневное ясное небо — 1500—4000 кд/м²<ref name="автоссылка2" />
* небо в [[Стратосфера|стратосфере]] на высоте 19 км — 75 кд/м²<ref>Труды всесоюзной конференции по изучению стратосферы. Л.-М., 1935. — С. 174, 255.</ref>
* [[серебристые облака]] — иногда до 1—3 кд/м²<ref name="автоссылка1">{{книга|автор=Ишанин Г. Г., Панков Э. Д., Андреев А. Л.|заглавие=Источники и приемники излучения|ссылка=|ответственный=|место=СПб.|издательство=Политехника|год=1991|том=|страниц=240|страницы=|isbn=5-7325-0164-9}}</ref>
* [[полярные сияния]] — до 0,2 кд/м²<ref name="автоссылка1" />
* ночное небо в полнолуние — 0,0054 кд/м²<ref>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</ref>
* ночное безлунное небо — 0,01<ref name="автоссылка2" />—0,0001 кд/м²<ref name="автоссылка3" />; 0,000171 кд/м²<ref>{{Cite web |url=https://arxiv.org/pdf/1405.4209.pdf |title=Andrew Crumey Human Contrast Threshold and Astronomical Visibility |access-date=2017-02-20 |archive-date=2017-02-20 |archive-url=https://web.archive.org/web/20170220175500/https://arxiv.org/pdf/1405.4209.pdf |deadlink=no }}</ref>

== См. также ==
{{кол}}  
* [[Энергетическая яркость]]
* [[Светлота (цвет)]]
* [[Сила света]]
* [[Освещённость]]
* [[Локальная яркость]]
{{конец кол}}

== Примечания ==
{{примечания}}

== Ссылки ==
{{Навигация|Викисловарь=яркость}}
* [http://www.sernam.ru/cod_7.php Цветовые пространства. Авторская научная библиотека УГТУ] {{Wayback|url=http://www.sernam.ru/cod_7.php |date=20120508132841}}

{{Библиоинформация}} {{^v}}
{{Тема цвета}}
{{Световые величины}} {{^v}}
{{Нет источников |дата=2024-10-21}}

[[Категория:Фотометрия]]