Я́ркость источника света — световой поток , посылаемый в данном направлении, делённый 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.

${\displaystyle B(\alpha )={\frac {dI(\alpha )}{d\sigma \cos \alpha }}}$

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 3670 дней ]}

В Международной системе единиц (СИ) измеряется в канделах на м² . Ранее эта единица измерения называлась нит (1нт=1 кд /1 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 (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 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 .

Яркость L — световая величина , равная отношению светового потока ${\displaystyle d^{2}\Phi }$ , излучаемого участком поверхности ${\displaystyle dA}$ в телесный угол ${\displaystyle d\Omega }$ , к геометрическому фактору ${\displaystyle d\Omega dA\cos \alpha }$ :

${\displaystyle L={\frac {d^{2}\Phi }{d\Omega dA\cos \alpha }}}$ .

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 :

${\displaystyle L={\frac {dI}{dS\cos \alpha }}}$

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/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 ).

В астрономии

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 звёТздных 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.

В телевидении

Яркость ( B ) оценивается по максимальному значению яркости светлых участков реестра.

Примеры

• Солнце в зените — 1,65⋅10 ⁹ кд/м²
• Солнце у горизонта — 6⋅10 ⁶ кд/м²
• освещённый солнцем туман — более 12 000 кд/м²
• небо, затянутое светлыми облаками — 10 000 кд/м²
• диск полной Луны — 2500 кд/м²
• дневное ясное небо — 1500—4000 кд/м²
• небо в стратосфере на высоте 19 км — 75 кд/м²
• серебристые облака — иногда до 1—3 кд/м²
• полярные сияния — до 0,2 кд/м²
• ночное небо в полнолуние — 0,0054 кд/м²
• ночное безлунное небо — 0,01 —0,0001 кд/м² ; 0,000171 кд/м²

См. также

• Энергетическая яркость
• Светлота (цвет)
• Сила света
• Освещённость
• Локальная яркость

Примечания

Ссылки

• от 8 мая 2012 на Wayback Machine

  Для улучшения этой статьи желательно : Найти и оформить в виде сносок ссылки на независимые авторитетные источники , подтверждающие написанное . После исправления проблемы исключите её из списка. Удалите шаблон, если устранены все недостатки.