Мера отраженной яркости объекта

Автор: | 12.03.2024

внесистемная единица яркости

• Кристофер (родился в 1957) американский киноактер, «Грэйсток: Легенда о Тарзане», «Подземка», трилогия «Горец»

• французский актер, начинавший у Бессона и докатившийся до второсортных американских боевиков «Адреналин»

• персонаж романа Ф. Достоевского «Подросток»

• немецкий ученый, доказавший иррациональность числа Пи

• немецкий ученый, один из создателей фотометрии

• немецкий ученый, разработавший математическую теорию картографических проекций

• немецкий ученый, автор идеи универсального языка знаков

• французский актер, исполнивший главную роль в фильме «Горец»

• Кристофер из фильма «Горец»

• Коннор Маклауд вне роли

• Внесистемная единица яркости

• Немецкий учёный, один из создателей фотометрии (1728-1777)

• Американский киноактёр (»Горец», »Подземка»)

Всего найдено: 7, по маске 7 букв

антарес

какая звезда, по мнению древних греков, соперничает с Марсом по яркости и цвету?

изофота

линия яркости небесного свода на карте

канопус

по яркости после Сириуса

вторая звезда по яркости после Сириуса

ламберт

внесистемная единица яркости

lambert3 Домостройlambert4 Домостройlambert Домострой

оживляж

прием, усиливающий выразительность, яркость чему-л. скучному, монотонному (фильму, спектаклю, монологу и т. п.)

позитив

(латинское positivus — положительный) фотографическое изображение, в котором распределение яркостей или цветов соответствует их распределению в объекте съемки

Я́ркость 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.

B ( α ) = d I ( α ) d σ cos ⁡ α <displaystyle B(alpha )=<frac >> svg Домострой

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 2093 дня ]

В Международной системе единиц (СИ) измеряется в канделах на м². Ранее эта единица измерения называлась нит (1нт=1кд/1м²), 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/ π × 10 −4 сб = 0,3199 нт = 10 −4 Лб. [3]

  • 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 [4] .

Яркость Lсветовая величина, равная отношению светового потока d 2 Φ <displaystyle d^<2>Phi > svg Домостройк геометрическому фактору d Ω d A cos ⁡ α <displaystyle dOmega dAcos alpha > svg Домострой:

L = d 2 Φ d Ω d A cos ⁡ α <displaystyle L=<frac <2>Phi >>> svg Домострой.

Здесь d Ω <displaystyle dOmega > svg Домострой— заполненный излучением телесный угол, d A <displaystyle dA> svg Домострой— площадь участка, испускающего или принимающего излучение, α <displaystyle alpha > svg Домострой— угол между перпендикуляром к этому участку и направлением излучения. Из общего определения яркости следуют два практически наиболее интересных частных определения:

Яркость, излучаемая поверхностью d S <displaystyle dS> svg Домостройпод углом α <displaystyle alpha > svg Домостройк нормали этой поверхности, равняется отношению силы света I <displaystyle I> svg Домострой, излучаемого в данном направлении, к площади проекции излучающей поверхности на плоскость, перпендикулярную данному направлению [5] :

L = d I d S cos ⁡ α <displaystyle L=<frac >> svg Домострой

500px %D0%AF%D1%80%D0%BA%D0%BE%D1%81%D1%82%D1%8C1 Домострой

Яркость — отношение освещённости E <displaystyle E> svg Домостройв точке плоскости, перпендикулярной направлению на источник, к элементарному телесному углу, в котором заключён поток, создающий эту освещённость:

L = d E d Ω cos ⁡ α <displaystyle L=<frac >> svg Домострой

Яркость измеряется в кд/м 2 . 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 2 ).

Содержание

В астрономии [ править | править код ]

В астрономии яркость — 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 −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 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 закону Ламберта и называется светлостью; её единицей является ламберт, соответствующий полному потоку в 1 лм (люмен) с 1 м².

Читайте также  Компрессор для шин агрессор agr 50

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *