Люмен — Википедия

Материал из Википедии — свободной энциклопедии

Текущая версия страницы пока не проверялась опытными участниками и может значительно отличаться от версии, проверенной 24 октября 2018; проверки требуют 3 правки. Текущая версия страницы пока не проверялась опытными участниками и может значительно отличаться от версии, проверенной 24 октября 2018; проверки требуют 3 правки.

Лю́мен (русское обозначение: лм; международное: lm) — единица измерения светового потока в Международной системе единиц (СИ), является световой величиной.

Один люмен равен световому потоку, испускаемому точечным изотропным источником, c силой света, равной одной канделе, в телесный угол величиной в один стерадиан: 1 лм = 1 кд × ср (= 1 лк × м²)^[1]. Полный световой поток, создаваемый изотропным источником, с силой света одна кандела, равен 4π{\displaystyle 4\pi } люменам.

Световой поток Φ_v является редуцированной фотометрической величиной, образованной из энергетической фотометрической величины при помощи относительной спектральной чувствительности специального вида — относительной спектральной световой эффективности монохроматического излучения для дневного зрения

V(λ).

Световой поток монохроматического излучения с длиной волны λ, выражаемый в люменах, определяется по формуле Φ_v = 683 × Φ_e × V(λ), где Φ_e — поток излучения, выраженный в ваттах, а V(λ) — значение относительной спектральной световой эффективности для дневного зрения, соответствующее той же длине волны λ.

Относительная спектральная световая эффективность монохроматического излучения для дневного зрения

Тип	Световой поток (лм)	Световая отдача (лм/Вт)
Лампа накаливания 5 Вт	20	4
Лампа накаливания 10 Вт	50	5
Лампа накаливания 15 Вт	120	8
Лампа накаливания 25 Вт	220	8,8
Лампа накаливания 40 Вт	415	10,4
Лампа накаливания 60 Вт	710	11,8
Лампа накаливания 75 Вт	935	12,5
Лампа накаливания 100 Вт	1100	13,4
Лампа накаливания 150 Вт	2160	14,4
Лампа накаливания 200 Вт	3040	15,2
Галогенная лампа накаливания 230 В 42 Вт	625	15
Галогенная лампа накаливания 230 В 55 Вт	900	16
Галогенная лампа накаливания 230 В 70 Вт	1170	17
IRC-галогенная лампа накаливания 12 В	1700	26
Люминесцентная лампа 36 Вт	2850—3350	79—93
Люминесцентная лампа 215 Вт	17500	81,4
КЛЛ 105W E27/E40 4500 K 105 Вт	5600	53,3
Металлогалогенная газоразрядная лампа (ДРИ) 250 Вт	20100	80
Металлогалогенная газоразрядная лампа (ДРИ) 400 Вт	35000—42000	88—105
Металлогалогенная газоразрядная лампа (ДРИ) 2000 Вт, 220/380 В	190000/210000	95/105
Дуговая ртутная лампа (ДРЛ) 400 Вт	24000	50-60
Индукционная лампа 40 Вт	2800	90
Газоразрядная лампа 35 Вт («автомобильный ксенон»)	3000—3400	93
Натриевая газоразрядная лампа 400 Вт	56500	141[2]
Светодиод Luminus CSM-360 40−80 Вт	6000[3]	115
COB светодиод CXB3950 6500K DD (в режиме 86 Вт, 25 °C)	15443	179[4]
Светодиод Cree XLamp XHP70 32 Вт	4022[5]	150[5]
Светодиод Cree JR5050 9V 4000K 5 Вт (в режиме 2,2 Вт)	407	182[6]
Солнце	3,63⋅1028[7]	93
Идеальный источник света с длиной волны излучения 555 нм		683,002[8]
Тип	Световой поток (лм)	Световая отдача (лм/Вт)

Десятичные кратные и дольные единицы образуются с помощью стандартных приставок СИ.

Кратные				Дольные
величина	название	обозначение		величина	название	обозначение
101 лм	декалюмен	далм	dalm	10−1 лм	децилюмен	длм	dlm
102 лм	гектолюмен	глм	hlm	10−2 лм	сантилюмен	слм	clm
103 лм	килолюмен	клм	klm	10−3 лм	миллилюмен	млм	mlm
106 лм	мегалюмен	Млм	Mlm	10−6 лм	микролюмен	мклм	µlm
109 лм	гигалюмен	Глм	Glm	10−9 лм	нанолюмен	нлм	nlm
1012 лм	тералюмен	Тлм	Tlm	10−12 лм	пиколюмен	плм	plm
1015 лм	петалюмен	Плм	Plm	10−15 лм	фемтолюмен	флм	flm
1018 лм	эксалюмен	Элм	Elm	10−18 лм	аттолюмен	алм	alm
1021 лм	зетталюмен	Злм	Zlm	10−21 лм	зептолюмен	злм	zlm
1024 лм	иотталюмен	Илм	Ylm	10−24 лм	иоктолюмен	илм	ylm
применять не рекомендуется

Свет — Википедия

Спектр света — часть спектра электромагнитного излучения

Свет — в физической оптике электромагнитное излучение, воспринимаемое человеческим глазом. В качестве коротковолновой границы спектрального диапазона, занимаемого светом, принят участок с длинами волн в вакууме 380—400 нм (750—790 ТГц), а в качестве длинноволновой границы — участок 760—780 нм (385—395 ТГц)

[1].

В широком смысле, используемом вне физической оптики, светом часто называют любое оптическое излучение^[2], то есть такое электромагнитное излучение, длины волн которого лежат в диапазоне с приблизительными границами от единиц нанометров до десятых долей миллиметра^[3]. В этом случае в понятие «свет» помимо видимого излучения включаются как инфракрасное, так и ультрафиолетовое излучения.

Раздел физики, в котором изучается свет, носит название

оптика.

Также, особенно в теоретической физике, термин свет может иногда выступать просто синонимом термина электромагнитное излучение, независимо от его частоты, особенно когда конкретизация не важна, а хотят, например, использовать более короткое слово.

Свет может рассматриваться либо как электромагнитная волна, скорость распространения в вакууме которой постоянна, либо как поток фотонов — частиц, обладающих определённой энергией, импульсом, собственным моментом импульса и нулевой массой (или, как говорили ранее, нулевой массой покоя).

Одной из субъективных характеристик света, воспринимаемой человеком в виде осознанного зрительного ощущения, является его цвет, который для монохроматического излучения определяется главным образом частотой света, а для сложного излучения — его спектральным составом.

Свет может распространяться даже в отсутствие вещества, то есть в вакууме. При этом наличие вещества влияет на скорость распространения света.

Скорость света в вакууме равна 299 792 458 м/с точно.

Свет на границе между средами испытывает преломление и/или отражение. Распространяясь в среде, свет поглощается и рассеивается веществом. Оптические свойства среды характеризуются показателем преломления, действительная часть которого равна отношению фазовой скорости света в вакууме к фазовой скорости света в данной среде, мнимая часть описывает поглощение света. В изотропных средах, где распространение света не зависит от направления, показатель преломления есть скалярная функция (в общем случае — от времени и координаты). В анизотропных средах он представляется в виде тензора. Зависимость показателя преломления от длины волны света — оптическая дисперсия — приводит к тому, что свет разных длин волн распространяется в среде с разной скоростью, благодаря чему возможно разложение немонохроматического света (например, белого) в спектр.

Как любая электромагнитная волна, свет может быть поляризованным. У линейно поляризованного света определена плоскость (т. н. плоскость поляризации), в которой происходят колебания электрической составляющей электромагнитной волны. У эллиптически (в частности циркулярно) поляризованного света электрический вектор, в зависимости от направления поляризации, «вращается» по или против часовой стрелки.

Неполяризованный свет является смесью световых волн со случайной поляризацией. Поляризованный свет может быть выделен из неполяризованного пропусканием через поляризатор или отражением/прохождением на границе раздела сред при падении на границу под определённым углом, зависящим от показателей преломления сред (см. угол Брюстера). Некоторые среды могут вращать плоскость поляризации проходящего света, причём угол поворота зависит от концентрации оптически активного вещества, — это явление используется, в частности, в поляриметрическом анализе веществ (например, для измерения концентрации сахара в растворе).

Количественно интенсивность света характеризуют с помощью фотометрических величин нескольких видов. К основным из них относятся энергетические и световые величины. Первые из них характеризуют свет безотносительно к свойствам человеческого зрения. Они выражаются в единицах энергии или мощности, а также производных от них. К энергетическим величинам в частности относятся энергия излучения, поток излучения, сила излучения, энергетическая яркость, энергетическая светимость и облучённость.

Каждой энергетической величине соответствует аналог — световая фотометрическая величина. Световые величины отличаются от энергетических тем, что оценивают свет по его способности вызывать у человека зрительные ощущения. Световыми аналогами перечисленных выше энергетических величин являются световая энергия, световой поток, сила света, яркость, светимость и освещённость.

Учёт световыми величинами зависимости зрительных ощущений от длины волны света приводит к тому, что при одних и тех же значениях, например, энергии, перенесённой зелёным и фиолетовым светом, световая энергия, перенесённая в первом случае, будет существенно выше, чем во втором. Такой результат отражает тот факт, что чувствительность человеческого глаза к зелёному свету выше, чем к фиолетовому.

Видимый свет — электромагнитное излучение с длинами волн ≈ 380—760 нм (от фиолетового до красного) включительно.

Скорость света в вакууме определяется в точности 299 792 458 м/с (около 300 000 км в секунду). Фиксированное значение скорости света в СИ связано с тем, что метр, как единица длины в СИ с 1983 года определяется как расстояние, проходимое светом за 1/299 792 458 часть секунды^[4]. Все виды электромагнитного излучения, как полагают, распространяются в вакууме с точно такой же скоростью.

Различные физики пытались измерить скорость света на протяжении всей истории. Галилей безуспешно пытался измерить скорость света в 1607 году. Другой эксперимент по измерению скорости света был проведён в 1676 году датским физиком Оле Рёмером. С помощью телескопа Рёмер наблюдал движение Юпитера и одной из его лун Ио, фиксируя при этом моменты затмений Ио. Рёмер обнаружил, что эти моменты зависят от положения Земли на её орбите. Предположив, что такая зависимость обусловлена конечностью скорости света, он вычислил, что свету требуется около 22 минут, чтобы пройти расстояние, равное диаметру орбиты Земли^[5]. Тем не менее, его размер не был известен в то время. Если бы Рёмер знал диаметр орбиты Земли, он бы получил значение скорости, равное 227 000 000 м/с.

Другой — более точный — способ измерения скорости света применил француз Ипполит Физо в 1849 году. Физо направил луч света в зеркало на расстоянии нескольких километров. Вращающееся зубчатое колесо было помещено на пути светового луча, который проходил от источника к зеркалу и затем возвращался к своему источнику. Физо обнаружил, что при определённой скорости вращения луч будет проходить через один пробел в колесе на пути и следующий разрыв на обратном пути. Зная расстояние до зеркала, число зубьев на колесе, и скорость вращения, Физо удалось вычислить скорость света, — было получено значение в 313 000 000 м/с.

Существенного прогресса в измерении скорости света удалось достигнуть в результате применения и совершенствования метода вращающегося зеркала, предложенного другим французом — Франсуа Араго (1838 г.). Развив и осуществив идею Араго, Леон Фуко в 1862 году получил значение скорости света равное 298 000 000±500 000) м/с. В 1891 году Саймон Ньюком, повысив точность измерений на порядок, получил величину в 299 810 000±50 000 м/с. В результате многолетних усилий Альберт А. Майкельсон добился ещё более высокой точности: полученное им в 1926 году значение составило 299 796 000±4 000 м/с. В ходе этих измерений А. Майкельсон измерял время, требовавшееся свету, чтобы пройти расстояние между вершинами двух гор, равное 35,4 км (точнее, 35 373,21 м)^[6].

Наивысшая точность измерений была достигнута в начале 1970-х. В 1975 году XV Генеральная конференция по мерам и весам зафиксировала это положение и рекомендовала считать скорость света, равной 299 792 458 м/с с относительной погрешностью 4•10⁻⁹, что соответствует абсолютной погрешности 1,1 м/с^[7]. Впоследствии это значение скорости света было положено в основу определения метра в Международной системе единиц (СИ), а сама скорость света стала рассматриваться как фундаментальная физическая постоянная, по определению равная указанному значению точно.

Эффективная скорость света в различных прозрачных веществах, содержащих обычную материю, меньше, чем в вакууме. Например, скорость света в воде составляет около 3/4 от скорости света в вакууме. Снижение скорости света при прохождении вещества, как полагают, происходит не от фактического замедления фотонов, а от их поглощения и переизлучения частицами вещества.

Как крайний пример замедления света, можно сказать, что двум независимым группам физиков удалось полностью «остановить» свет, пропуская его через конденсат Бозе-Эйнштейна на основе рубидия,^[8] Тем не менее слово «остановить» в этих экспериментах относится только к свету, хранящемуся в возбуждённых состояниях атомов, а затем повторно излучаемому в произвольное более позднее время, как вынужденное вторым лазерным импульсом излучение. Во времена, когда свет «остановился», он перестал быть светом.

Время распространения светового луча в масштабной модели Земля-Луна. Для преодоления расстояния от поверхности Земли до поверхности Луны свету требуется 1,255 с

Изучение света и взаимодействия света и материи называют оптикой. Наблюдение и изучение оптических явлений, таких как радуга и северное сияние позволяют пролить свет на природу света.

Преломление[править | править код]

Пример преломления света. Соломка кажется изогнутой из-за преломления света на границе между жидкостью и воздухом

Преломлением света называется изменение направления распространения света (световых лучей) при прохождении через границу раздела двух различных прозрачных сред. Оно описывается законом Снеллиуса:

n1sin⁡θ1=n2sin⁡θ2{\displaystyle n_{1}\sin \theta _{1}=n_{2}\sin \theta _{2}}

где θ1{\displaystyle \theta _{1}} — угол между лучом и нормалью к поверхности в первой среде, θ2{\displaystyle \theta _{2}} — угол между лучом и нормалью к поверхности во второй среде, а n1{\displaystyle n_{1}} и n2{\displaystyle n_{2}} — показатели преломления первой и второй среды соответственно. При этом n=1{\displaystyle n=1} для вакуума и n>1{\displaystyle n>1} в случае прозрачных сред.

Когда луч света пересекает границу между вакуумом и другой средой, или между двумя различными средами, длина волны света изменяется, но частота остается неизменной. Если свет падает на границу не перпендикулярно ей, то изменение длины волны приводит к изменению направления его распространения. Такое изменение направления и является преломлением света.

Преломление света линзами часто используется для такого управления светом, при котором изменяется видимый размер изображения, как, например, в лупах, очках, контактных линзах, микроскопах и телескопах.

Свет создаётся во многих физических процессах, в которых участвуют заряженные частицы. Наиболее важным является тепловое излучение, имеющее непрерывный спектр с максимумом, положение которого определяется температурой источника. В частности, излучение Солнца близко к тепловому излучению абсолютно чёрного тела, нагретого до примерно 6000 К, причём около 40 % солнечного излучения лежит в видимом диапазоне, а максимум распределения мощности по спектру находится вблизи 550 нм (зелёный цвет). Другие процессы, являющиеся источниками света:

В прикладных науках важна точная характеристика спектра источника света. Особенно важны следующие типы источников:

Указанные источники имеют разную цветовую температуру.

Лампы дневного света, выпускаемые промышленностью, испускают излучение с различным спектральным составом, в том числе:

Спектральные зависимости относительной чувствительности человеческого глаза для дневного (красная линия) и ночного (синяя линия) зрения

К одним из наиболее важных и востребованных наукой и практикой характеристик света, как и любого другого физического объекта, относятся энергетические характеристики. Измерением и изучением такого рода характеристик, выраженных в энергетических фотометрических величинах, занимается раздел фотометрии, называемый «радиометрия оптического излучения»^[9]. Таким образом, радиометрия изучает свет безотносительно к свойствам человеческого зрения.

С другой стороны, свет играет особую роль в жизни человека, поставляя ему бо́льшую часть необходимой для жизни информации об окружающем мире. Происходит это благодаря наличию у человека органов зрения — глаз. Отсюда вытекает необходимость измерения таких характеристик света, по которым можно было бы судить о его способности возбуждать зрительные ощущения. Упомянутые характеристики выражают в световых фотометрических величинах, а их измерения и исследования составляет предмет занятий другого раздела фотометрии — «световые измерения»^[9].

В качестве единиц измерения световых величин используются особые световые единицы, они базируются на единице силы света «кандела», являющейся одной из семи основных единиц Международной системы единиц (СИ).

Световые и энергетические величины связаны друг с другом с помощью относительной спектральной световой эффективности монохроматического излучения для дневного зрения V(λ){\displaystyle V(\lambda )}^[10], имеющей смысл относительной спектральной чувствительности среднего человеческого глаза, адаптированного к дневному зрению. Для монохроматического излучения с длиной волны λ{\displaystyle \lambda }, соотношение, связывающее произвольную световую величину Xv(λ){\displaystyle X_{v}(\lambda )} с соответствующей ей энергетической величиной Xe(λ){\displaystyle X_{e}(\lambda )}, в СИ записывается в виде:

Xv(λ)=683⋅Xe(λ)V(λ).{\displaystyle X_{v}(\lambda )=683\cdot X_{e}(\lambda )V(\lambda ).}

В общем случае, когда ограничений на распределение энергии излучения по спектру не накладывается, это соотношение приобретает вид:

Xv=683⋅∫380 nm780 nmXe,λ(λ)V(λ)dλ,{\displaystyle X_{v}=683\cdot \int \limits _{380~nm}^{780~nm}X_{e,\lambda }(\lambda )V(\lambda )d\lambda ,}

где Xe,λ(λ){\displaystyle X_{e,\lambda }(\lambda )} — спектральная плотность энергетической величины Xe{\displaystyle X_{e}}, определяемая как отношение величины dXe(λ){\displaystyle dX_{e}(\lambda )}, приходящейся на малый спектральный интервал, заключённый между λ{\displaystyle \lambda } и λ+dλ{\displaystyle \lambda +d\lambda }, к ширине этого интервала. Связь световой величины, характеризующей излучение, с соответствующей ей энергетической величиной, выражают также, используя понятие световая эффективность излучения.

Световые величины относятся к классу редуцированных фотометрических величин, к которому принадлежат и другие системы фотометрических величин. Однако, только световые величины узаконены в рамках СИ и только для них в СИ определены специальные единицы измерений.

Свет оказывает физическое давление на объекты на своём пути — явление, которое не может быть выведено из уравнений Максвелла, но может быть легко объяснено в корпускулярной теории, когда фотоны соударяются с преградой и передают свой импульс. Давление света равно мощности светового пучка, поделённой на с, скорость света. Из-за величины с, эффект светового давления является незначительным для повседневных объектов. Например, одномилливатная лазерная указка создаёт давление около 3,3 пН. Объект, освещённый таким образом, можно было бы поднять, правда для монеты в 1 пенни на это потребуется около 30 млрд 1-мВт лазерных указок.^[11] Тем не менее, в нанометровом масштабе эффект светового давления является более значимым, и использование светового давления для управления механизмами и переключения нанометровых коммутаторов в интегральных схемах является активной областью исследований.^[12]

При больших масштабах световое давление может заставить астероиды вращаться быстрее^[13], действуя на их неправильные формы, как на лопасти ветряной мельницы. Возможность сделать солнечные паруса, которые бы ускорили движение космических кораблей в пространстве, также исследуется.^[14][15]

История теорий света в хронологическом порядке[править | править код]

Античные Греция и Рим[править | править код]

В V веке до н. э., Эмпедокл предположил, что всё в мире состоит из четырёх элементов: огня, воздуха, земли и воды. Он считал, что из этих четырёх элементов, богиня Афродита создала человеческий глаз, и зажгла в нём огонь, свечение которого и делало зрение возможным. Для объяснения факта, что тёмной ночью человек видит не так хорошо, как днём, Эмпедокл постулировал взаимодействие между лучами, идущими из глаз и лучами от светящихся источников, таких, как солнце.

Примерно в 300 году до н. э. Евклидом был написан труд «Оптика», дошедший до наших дней, в котором он исследовал свойства света. Евклид утверждал, что свет распространяется по прямой линии, он изучал законы отражения света и описал их математически. Он выразил сомнение в том, что зрение является следствием исхождения луча из глаза, задаваясь вопросом: как человек, открыв в ночное время глаза, устремлённые в небо, может моментально увидеть звёзды. Проблема решалась только, если скорость луча света, исходящего из человеческого глаза, была бесконечно большой.

В 55 году до н. э. римский писатель Лукреций, продолживший идеи ранних греческих философов-атомистов, в своём сочинении «О природе вещей» писал, что свет и тепло солнца состоят из мельчайших движущихся частиц. Однако общего признания взгляды Лукреция на природу света не получили.

Птолемей (около II века) в своей книге «Оптика» описал преломление света.

Корпускулярная и волновая теории света[править | править код]

Начиная с 17 века научные споры о природе света шли между сторонниками волновой и корпускулярной теорий.

Основателем волновой теории можно считать Рене Декарта, который рассматривал свет как возмущения в мировой субстанции — пленуме. Волновую теорию света разрабатывали Роберт Гук, предположивший и то, что свет является поперечной волной, и Христиан Гюйгенс, давший правильную теорию отражения и преломления света исходя из его волновой природы. По мнению Гюйгенса, световые волны распространяются в особой среде — эфире. Несколько раньше Гримальди открыл интерференцию и дифракцию света, объясняя их с помощью идеи волн, хотя в не слишком ясном и чистом виде, также предположив и связь цвета с волновыми свойствами света.

Корпускулярную теорию сформулировал Пьер Гассенди и поддержал Исаак Ньютон.

В начале 19 века опыты Томаса Юнга с дифракцией дали убедительные свидетельства в пользу волновой теории. Юнг высказал предположение, что разные цвета соответствуют различным длинам волны. В то же время опыты Малюса и Био с поляризацией дали, как казалось тогда, убедительные свидетельства в пользу корпускулярной теории и против волновой теории. Но в 1815 году Ампер сообщил Френелю, что поляризацию света можно объяснить и с волновой точки зрения, если предположить, что свет представляет собой поперечные волны. В 1817 году свою волновую теорию света изложил в заметке для Академии наук Огюстен Френель.

После создания теории электромагнетизма свет был идентифицирован как электромагнитные волны.

Победа волновой теории пошатнулась в конце XIX века, когда опыты Майкельсона-Морли не обнаружили эфира. Волны нуждаются в существовании среды, в которой они могли бы распространяться, однако тщательно спланированные эксперименты не подтвердили существование этой среды. Это привело к созданию Альбертом Эйнштейном специальной теории относительности.

Рассмотрение задачи о тепловом равновесии абсолютно чёрного тела со своим излучением Максом Планком привело к появлению идеи об излучении света порциями — световыми квантами, которые получили название фотонов. Анализ явления фотоэффекта Эйнштейном показал, что поглощение световой энергии тоже происходит квантами.

С развитием квантовой механики утвердилась идея Луи де Бройля о корпускулярно-волновом дуализме, по которой свет должен обладать одновременно волновыми свойствами, чем объясняется его способность к дифракции и интерференции, и корпускулярными свойствами, чем объясняется его поглощение и излучение.

С развитием квантовой механики стало развиваться и понимание того, что вещество (частицы) также имеют волновую природу и во многом подобны свету.

В современной фундаментальной физике (см. например #Квантовая электродинамика) свет и «материальные частицы» рассматриваются по сути равноправно — как квантовые поля (хотя и разных типов, имеющих некоторые существенные различия). Корпускулярный (в основном представленный техникой интегралов по траекториям) и волновой подход в современном виде являются скорее разными техническими подходами или представлениями в рамках одной картины.

Электромагнитная теория[править | править код]

Свет в специальной теории относительности[править | править код]

Квантовая теория[править | править код]

Корпускулярно-волновой дуализм[править | править код]

Квантовая электродинамика[править | править код]

Нормированные спектральные зависимости чувствительности колбочек трёх типов. Пунктиром показана светочувствительность палочек

Видеть окружающий мир мы можем только потому, что существует свет и человек способен его воспринимать. В свою очередь, восприятие человеком электромагнитного излучения видимого диапазона спектра происходит благодаря тому, что в сетчатке глаза человека располагаются рецепторы, способные реагировать на это излучение.

Сетчатка человеческого глаза имеет два типа светочувствительных клеток: палочки и колбочки. Палочки обладают высокой чувствительностью к свету и функционируют в условиях низкой освещённости, отвечая тем самым за ночное зрение. Однако, спектральная зависимость чувствительности у всех палочек одинакова, поэтому палочки не могут обеспечить способность различать цвета. Соответственно, изображение, получаемое с их помощью, бывает только чёрно-белым.

Колбочки имеют относительно низкую чувствительность к воздействию света и обусловливают механизм дневного зрения, действующий только при высоких уровнях освещённости. В то же время, в отличие от палочек, в сетчатке глаза человека имеется не один, а три типа колбочек, отличающихся друг от друга расположением максимумов их спектральных распределений чувствительности. Вследствие этого колбочки поставляют информацию не только об интенсивности света, но и о его спектральном составе. Благодаря такой информации у человека и возникают цветовые ощущения.

Спектральный состав света однозначно определяет его цвет, воспринимаемый человеком. Обратное утверждение, однако, неверно: один и тот же цвет может быть получен различными способами. В случае монохроматического света ситуация упрощается: соответствие между длиной волны света и его цветом становится взаимнооднозначным. Данные о таком соответствии представлены в таблице.

Таблица соответствия частот электромагнитного излучения и цветов

Цвет	Диапазон длин волн, нм	Диапазон частот, ТГц	Диапазон энергии фотонов, эВ
Фиолетовый	380—440	790—680	3,26-2,82
Синий	440—485	680—620	2,82-2,56
Голубой	485—500	620—600	2,56-2,48
Зелёный	500—565	600—530	2,48-2,19
Желтый	565—590	530—510	2,19-2,10
Оранжевый	590—625	510—480	2,10-1,98
Красный	625—740	480—405	1,98-1,68

1. ↑ ГОСТ 7601-78. Физическая оптика. Термины, буквенные обозначения и определения основных величин
2. ↑ Гагарин А. П. Свет // Физическая энциклопедия / Гл. ред. А. М. Прохоров. — М.: Большая Российская энциклопедия, 1994. — Т. 4. — С. 460. — 704 с. — 40 000 экз. — ISBN 5-85270-087-8.
3. ↑ Черняев Ю. С. Оптическое излучение // Физическая энциклопедия / Гл. ред. А. М. Прохоров. — М.: Большая Российская энциклопедия, 1992. — Т. 3. — С. 459. — 672 с. — 48 000 экз. — ISBN 5-85270-019-3.
4. ↑ Resolution 1 of the 17th CGPM (1983) — Definition of the metre*
5. ↑ Scientific Method, Statistical Method and the Speed of Light. Statistical Science 2000, Vol. 15, No. 3, 254—278
6. ↑ Ландсберг Г. С. Оптика. — М.: ФИЗМАТЛИТ, 2003. — С. 387. — ISBN 5-9221-0314-8.
7. ↑ The International System of Units (SI) / Bureau International des Poids et Mesures. — Paris, 2006. — P. 144. — 180 p. — ISBN 92-822-2213-6. (англ.)
8. ↑ Harvard News Office. Harvard Gazette: Researchers now able to stop, restart light (неопр.). News.harvard.edu (24 января 2001). Дата обращения 8 ноября 2011. Архивировано 14 октября 2012 года.
9. ↑ ^{1 2} ГОСТ 26148-84. Фотометрия. Термины и определения
10. ↑ ГОСТ 8.332-78. Государственная система обеспечения единства измерений. Световые измерения. Значения относительной спектральной световой эффективности монохроматического излучения для дневного зрения.
11. ↑ Tang, Hong X. (October 2009), «May the Force of Light Be with You», IEEE Spectrum: pp. 41-45, <http://www.spectrum.ieee.org/semiconductors/devices/photonics-breakthrough-for-silicon-chips>. Проверено 7 сентября 2010.  Архивная копия от 26 августа 2012 на Wayback Machine.
12. ↑ See, for example, nano-opto-mechanical systems research at Yale University.
13. ↑ Kathy A. Asteroids Get Spun By the Sun (неопр.). Discover Magazine (5 февраля 2004). Дата обращения 26 августа 2012. Архивировано 14 октября 2012 года.
14. ↑ Solar Sails Could Send Spacecraft ‘Sailing’ Through Space (неопр.). NASA (31 августа 2004). Дата обращения 26 августа 2012. Архивировано 14 октября 2012 года.
15. ↑ NASA team successfully deploys two solar sail systems (неопр.). NASA (9 августа 2004). Дата обращения 26 августа 2012. Архивировано 14 октября 2012 года.

Яркость — Википедия

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)=dI(α)dσcos⁡α{\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 2170 дней]}

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 × 10⁻⁴сб = 0,3199 нт = 10⁻⁴Лб.^[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 L — световая величина, равная отношению светового потока d2Φ{\displaystyle d^{2}\Phi } к геометрическому фактору dΩdAcos⁡α{\displaystyle d\Omega dA\cos \alpha } :

L=d2ΦdΩdAcos⁡α{\displaystyle L={\frac {d^{2}\Phi }{d\Omega dA\cos \alpha }}}.

Здесь dΩ{\displaystyle d\Omega } — заполненный излучением телесный угол, dA{\displaystyle dA} — площадь участка, испускающего или принимающего излучение, α{\displaystyle \alpha } — угол между перпендикуляром к этому участку и направлением излучения. Из общего определения яркости следуют два практически наиболее интересных частных определения:

Яркость, излучаемая поверхностью dS{\displaystyle dS} под углом α{\displaystyle \alpha } к нормали этой поверхности, равняется отношению силы света I{\displaystyle I}, излучаемого в данном направлении, к площади проекции излучающей поверхности на плоскость, перпендикулярную данному направлению^[5]:

L=dIdScos⁡α{\displaystyle L={\frac {dI}{dS\cos \alpha }}}

Яркость — отношение освещённости E{\displaystyle E} в точке плоскости, перпендикулярной направлению на источник, к элементарному телесному углу, в котором заключён поток, создающий эту освещённость:

L=dEdΩcos⁡α{\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).

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.

Яркость (B) оценивается по максимальному значению яркости светлых участков реестра.^[6]

• Солнце в зените — 1,65⋅10⁹ кд/м²^[7]
• Солнце у горизонта — 6⋅10⁶ кд/м²^[7]
• освещённый солнцем туман — более 12 000 кд/м²^[8]
• небо, затянутое светлыми облаками — 10 000 кд/м²^[9]
• диск полной Луны — 2500 кд/м²
• дневное ясное небо — 1500—4000 кд/м²^[7]
• небо в стратосфере на высоте 19 км — 75 кд/м²^[10]
• серебристые облака — иногда до 1—3 кд/м²^[11]
• полярные сияния — до 0,2 кд/м²^[11]
• ночное небо в полнолуние — 0,0054 кд/м²^[12]
• ночное безлунное небо — 0,01^[7]—0,0001 кд/м²^[9]; 0,000171 кд/м²^[13]

1. ↑ Под источником света может пониматься как излучающая, так и отражающая или рассеивающая свет поверхность. Также это может быть трёхмерный объект.
2. ↑ В случае, когда источник не представляет собой светящуюся поверхность, речь идёт о проекции трёхмерного тела или области пространства, которая считается источником.
3. ↑ Апостильб в Большой советской энциклопедии
4. ↑ 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.
5. ↑ Петровський М. В. Електроосвітлення : конспект лекцій для студентів спеціальності 7.050701 «Електротехнічні системи електроспоживання» всіх форм навчання. — Суми : СумДУ, 2012. — 227 с.
6. ↑ Р. М. Степанов. Телевизионные фотоэлектронные приборы. — СПбГЭТУ «ЛЭТИ», 2014. — С. 13. — 191 с.
7. ↑ ^{1 2 3 4} Таблицы физических величин / под ред. акад. И. К. Кикоина. — М.: Атомиздат, 1975. — С. 647.
8. ↑ Руководство по определению дальности видимости на ВПП (неопр.) (недоступная ссылка). Дата обращения 24 марта 2017. Архивировано 25 февраля 2017 года.
9. ↑ ^{1 2} Енохович А. С. Справочник по физике.—2-е изд. / под ред. акад. И. К. Кикоина. — М.: Просвещение, 1990. — С. 213. — 384 с.
10. ↑ Труды всесоюзной конференции по изучению стратосферы. Л.-М., 1935. — С. 174, 255.
11. ↑ ^{1 2} Ишанин Г. Г., Панков Э. Д., Андреев А. Л. Источники и приемники излучения. — СПб.: Политехника, 1991. — 240 с. — ISBN 5-7325-0164-9.
12. ↑ 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
13. ↑ Andrew Crumey Human Contrast Threshold and Astronomical Visibility

Облучённость (фотометрия) — Википедия

Материал из Википедии — свободной энциклопедии

Облучённость Ee{\displaystyle E_{e}} — физическая величина, одна из энергетических фотометрических величин^[1]. Характеризует поверхностную плотность мощности излучения, падающего на поверхность. Количественно равна отношению потока излучения dΦe{\displaystyle d\Phi _{e}}, падающего на малый участок поверхности, к площади этого участка dS{\displaystyle dS}^[1][2]:

Ee=dΦedS.{\displaystyle E_{e}={\frac {d\Phi _{e}}{dS}}.}

Численно облучённость равна модулю составляющей вектора Пойнтинга, перпендикулярной поверхности, усредненной за время, существенно превосходящее период электромагнитных колебаний.

Единица измерения в Международной системе единиц (СИ): Вт·м⁻².

Если поверхность освещается точечным источником^[3], то для её облучённости выполняется:

Ee=Ier2cos⁡θ,{\displaystyle E_{e}={\frac {I_{e}}{r^{2}}}\cos \theta ,}

где Ie{\displaystyle I_{e}} — сила излучения источника в направлении интересующей точки поверхности, r{\displaystyle r} — расстояние между этой точкой и источником, а θ{\displaystyle \theta } — угол, который нормаль к поверхности образует с направлением на источник.

Другое, используемое в литературе, но не предусмотренное ГОСТом^[1] наименование облучённости, — энергетическая освещённость.

Спектральная плотность облучённости[править | править код]

Спектры облучённости, создаваемой солнечным излучением над атмосферой Земли и на уровне моря.

Спектральная плотность облучённости Ee,λ{\displaystyle E_{e,\lambda }} — отношение величины облученности dEe,{\displaystyle dE_{e},} приходящейся на малый спектральный интервал dλ,{\displaystyle d\lambda ,} к ширине этого интервала:

Ee,λ(λ)=dEedλ.{\displaystyle E_{e,\lambda }(\lambda )={\frac {dE_{e}}{d\lambda }}.}

Единицей измерения Ee,λ{\displaystyle E_{e,\lambda }} в системе СИ является Вт·м⁻³. Поскольку длины волн принято измерять в нанометрах, то на практике используется Вт·м⁻²·нм⁻¹.

Зависимость спектральной плотности облучённости от длины волны излучения называют спектром облучённости. На рисунке представлены спектры облучённости, создаваемой солнечным излучением за пределами земной атмосферы и на уровне моря. Там же для сравнения приведен спектр излучения абсолютно черного тела нагретого до температуры 5250 °С (~ 5525 К). Видно, что облучённость на поверхности Земли заметно ниже, чем в космосе, из-за поглощения излучения газами, составляющими атмосферу.

В системе световых фотометрических величин аналогом облучённости является освещённость Ev{\displaystyle E_{v}}. По отношению к облучённости освещённость является редуцированной фотометрической величиной, получаемой с использованием значений относительной спектральной световой эффективности монохроматического излучения для дневного зрения V(λ){\displaystyle V(\lambda )}^[4]:

Ev=Km⋅∫380 nm780 nmEe,λ(λ)V(λ)dλ,{\displaystyle E_{v}=K_{m}\cdot \int \limits _{380~nm}^{780~nm}E_{e,\lambda }(\lambda )V(\lambda )d\lambda ,}

где Km{\displaystyle K_{m}} — максимальная световая эффективность излучения^[5], равная в системе СИ 683 лм/Вт^[6]. Её численное значение следует непосредственно из определения канделы.

Энергетические фотометрические величины СИ[править | править код]

Сведения о других основных энергетических фотометрических величинах приведены в таблице. Обозначения величин даны по ГОСТ 26148—84^[1].

Энергетические фотометрические величины СИ

Здесь dS1{\displaystyle dS_{1}} — площадь элемента поверхности источника, dS2{\displaystyle dS_{2}} — площадь элемента поверхности приёмника, ε{\displaystyle \varepsilon } — угол между нормалью к элементу поверхности источника и направлением наблюдения.

Сила света — Википедия

Материал из Википедии — свободной энциклопедии

Си́ла све́та Iv{\displaystyle I_{v}} — физическая величина, одна из основных световых фотометрических величин^[1]. Характеризует величину световой энергии, переносимой в некотором направлении в единицу времени^[2]. Количественно равна отношению светового потока, распространяющегося внутри элементарного телесного угла, к этому углу.

Iv=dΦvdΩ.{\displaystyle I_{v}={\frac {d\Phi _{v}}{d\Omega }}.}

Единица измерения в Международной системе единиц (СИ): кандела (русское обозначение: кд; международное: cd).

Понятие «сила света» возможно применять лишь для расстояний от источника света, существенно превышающих его линейные размеры^[1].

Относительная спектральная световая эффективность для дневного (красная линия) и ночного (синяя линия) зрения.

В системе энергетических фотометрических величин аналогом силы света является сила излучения Ie{\displaystyle I_{e}}. По отношению к силе излучения сила света является редуцированной фотометрической величиной, полученной с использованием значений относительной спектральной световой эффективности монохроматического излучения для дневного зрения V(λ){\displaystyle V(\lambda )}^[3]:

Iv=Km⋅∫380 nm780 nmIe,λ(λ)V(λ)dλ,{\displaystyle I_{v}=K_{m}\cdot \int \limits _{380~nm}^{780~nm}I_{e,\lambda }(\lambda )V(\lambda )d\lambda ,}

где Km{\displaystyle K_{m}} — максимальное значение спектральной световой эффективности монохроматического излучения (фотометрический эквивалент излучения), равное 683 лм/Вт^[4][5], а Ie,λ{\displaystyle I_{e,\lambda }} — спектральная плотность силы излучения, определяемая как отношение величины dIe(λ),{\displaystyle dI_{e}(\lambda ),} приходящейся на малый спектральный интервал, заключённый между λ{\displaystyle \lambda } и λ+dλ,{\displaystyle \lambda +d\lambda ,} к ширине этого интервала:

Ie,λ(λ)=dIe(λ)dλ.{\displaystyle I_{e,\lambda }(\lambda )={\frac {dI_{e}(\lambda )}{d\lambda }}.}

Сила света различных источников:

Кандела — Википедия

Запрос «кд» перенаправляется сюда. О других значениях см. КД

Канде́ла (от лат. candela — свеча; русское обозначение: кд; международное: cd) — единица силы света, одна из семи основных единиц Международной системы единиц (СИ). Определена как «сила света в заданном направлении источника, испускающего монохроматическое излучение частотой 540⋅10¹² Гц, энергетическая сила света которого в этом направлении составляет 1/683 Вт/ср»^[1][2]. Принята в качестве единицы СИ в 1979 году XVI Генеральной конференцией по мерам и весам.

Из определения следует, что значение спектральной световой эффективности монохроматического излучения для частоты 540⋅10¹² Гц равно 683 лм/Вт = 683 кд·ср/Вт точно.

Выбранная частота соответствует длине волны 555,016 нм в воздухе при стандартных условиях^[3] и находится вблизи максимума чувствительности человеческого глаза, располагающегося на длине волны 555 нм. Если излучение имеет другую длину волны, то для достижения той же силы света требуется бо́льшая энергетическая сила света.

Все световые величины являются редуцированными фотометрическими величинами. Это означает, что они образуются из соответствующей энергетической фотометрической величины при помощи функции, представляющей собой зависимость спектральной световой эффективности монохроматического излучения для дневного зрения от длины волны. Эту функцию обычно представляют в виде Km⋅V(λ){\displaystyle K_{m}\cdot V(\lambda )}, где V(λ){\displaystyle V(\lambda )} — функция, нормированная так, что в максимуме она равна единице, а Km{\displaystyle K_{m}} — максимальное значение спектральной световой эффективности монохроматического излучения. Иногда Km{\displaystyle K_{m}} называют также фотометрическим эквивалентом излучения.

Расчёт световой величины Xv,{\displaystyle X_{v},} соответствующей энергетической величине Xe,{\displaystyle X_{e},} производится с помощью формулы

Xv=Km∫380 nm780 nmXe,λ(λ)V(λ)dλ,{\displaystyle X_{v}=K_{m}\int \limits _{380~{\text{nm}}}^{780~{\text{nm}}}X_{e,\lambda }(\lambda )V(\lambda )\,d\lambda ,}

где Xe,λ{\displaystyle X_{e,\lambda }} — спектральная плотность величины Xe,{\displaystyle X_{e},} определяемая как отношение величины dXe(λ),{\displaystyle dX_{e}(\lambda ),} приходящейся на малый спектральный интервал, заключённый между λ{\displaystyle \lambda } и λ+dλ,{\displaystyle \lambda +d\lambda ,} к ширине этого интервала:

Xe,λ(λ)=dXe(λ)dλ.{\displaystyle X_{e,\lambda }(\lambda )={\frac {dX_{e}(\lambda )}{d\lambda }}.}

Можно отметить, что под Xe(λ){\displaystyle X_{e}(\lambda )} здесь понимается поток той части излучения, у которого длина волны меньше текущего значения λ{\displaystyle \lambda }.

Функция V(λ){\displaystyle V(\lambda )} определена опытным путём и задана в табличном виде^[4]. Её значения от выбора используемых световых единиц никак не зависят.

В противоположность сказанному о V(λ){\displaystyle V(\lambda )} значение Km{\displaystyle K_{m}} целиком определяется выбором основной световой единицы. Поэтому для установления связи между световыми и энергетическими величинами в системе СИ требуется определить значение Km{\displaystyle K_{m}}, соответствующее принятой в СИ единице силы света канделе. При строгом подходе к определению Km{\displaystyle K_{m}} необходимо учитывать, что спектральная точка 540⋅10¹² Гц, о которой идёт речь в определении канделы, не совпадает с положением максимума функции V(λ){\displaystyle V(\lambda )}.

Световая эффективность излучения с частотой 540⋅10¹² Гц[править | править код]

В общем случае сила света Iv{\displaystyle I_{v}} связана с силой излучения Ie{\displaystyle I_{e}} соотношением

Iv=Km⋅∫380 nm780 nmIe,λ(λ)V(λ)dλ,{\displaystyle I_{v}=K_{m}\cdot \int \limits _{380~{\text{nm}}}^{780~{\text{nm}}}I_{e,\lambda }(\lambda )V(\lambda )\,d\lambda ,}

где Ie,λ{\displaystyle I_{e,\lambda }} — спектральная плотность силы излучения, равная dIe(λ)dλ{\displaystyle {\frac {dI_{e}(\lambda )}{d\lambda }}}.

Для монохроматического излучения с длиной волны λ{\displaystyle \lambda } формула, связывающая силу света Iv(λ){\displaystyle I_{v}(\lambda )} с силой излучения Ie(λ){\displaystyle I_{e}(\lambda )}, упрощается, приобретая вид

Iv(λ)=Km⋅Ie(λ)V(λ){\displaystyle I_{v}(\lambda )=K_{m}\cdot I_{e}(\lambda )V(\lambda )}, или, после перехода от длин волн к частотам, Iv(ν)=Km⋅Ie(ν)V(ν).{\displaystyle I_{v}(\nu )=K_{m}\cdot I_{e}(\nu )V(\nu ).}

Из последнего соотношения для ν₀ = 540⋅10¹² Гц следует

Km⋅V(ν0)=Iv(ν0)Ie(ν0).{\displaystyle K_{m}\cdot V(\nu _{0})={\frac {I_{v}(\nu _{0})}{I_{e}(\nu _{0})}}.}

Учитывая определение канделы, отсюда получаем

Km⋅V(ν0)=683 cd⋅srW{\displaystyle K_{m}\cdot V(\nu _{0})=683~\mathrm {\frac {cd\cdot sr}{W}} }, или, что то же самое 683 lmW.{\displaystyle 683~\mathrm {\frac {lm}{W}} .}

Произведение Km⋅V(ν0){\displaystyle K_{m}\cdot V(\nu _{0})} представляет собой значение спектральной световой эффективности монохроматического излучения для частоты 540⋅10¹² Гц. Как следует из способа получения, данная величина равна 683 кд·ср/Вт = 683 лм/Вт точно.

Максимальная световая эффективность Km{\displaystyle {\boldsymbol {K}}_{m}}[править | править код]

Для определения Km{\displaystyle K_{m}} следует учесть, что как сказано выше, частоте 540⋅10¹² Гц соответствует длина волны ≈555,016 нм. Поэтому из последнего равенства следует

Km=683V(555,016) lmW.{\displaystyle K_{m}={\frac {683}{V(555{,}016)}}~\mathrm {\frac {lm}{W}} .}

Нормированная функция V(λ){\displaystyle V(\lambda )} задана в табличном виде с интервалом 1 нм, она имеет максимум, равный единице, на длине волны 555 нм. Интерполяция её значений для длины волны 555,016 нм даёт величину 0,999997^[3]. Используя это значение, получаем

Km=683,002 lmW.{\displaystyle K_{m}=683{,}002~\mathrm {\frac {lm}{W}} .}

На практике с достаточной для всех случаев точностью используется округлённое значение Km=683 lmW.{\displaystyle K_{m}=683~\mathrm {\frac {lm}{W}} .}

Таким образом, связь между произвольной световой величиной Xv{\displaystyle X_{v}} и соответствующей ей энергетической величиной Xe{\displaystyle X_{e}} в системе СИ выражается общей формулой

Xv=683∫380 nm780 nmXe,λ(λ)V(λ)dλ.{\displaystyle X_{v}=683\int \limits _{380~{\text{nm}}}^{780~{\text{nm}}}X_{e,\lambda }(\lambda )V(\lambda )\,d\lambda .}

Лампа Хефнера — эталон «свечи Хефнера»

• В 1893 г. в Германии, а затем в Австрии, Швейцарии и в скандинавских странах в качестве единицы силы света была принята «свеча Хефнера»^[5], предложенная в 1884 г. Ф. Хефнер-Альтенеком. Эталоном при этом служила фитильная лампа специальной конструкции. В качестве горючего в ней использовался амилацетат.
• В 1896 г. Международным электротехническим конгрессом была принята «десятичная свеча», равная 1,12 свечи Хефнера.
• В 1909 г. десятичная свеча была заменена «международной свечой», равной 1,11 свечи Хефнера. Международная свеча воспроизводилась не с помощью фитильной лампы, а при помощи специальных ламп накаливания.
• В 1948 г. состоялось решение о принятии новой единицы — канделы. Кандела базировалась на использовании светового эталона, обладающего свойствами, близкими к свойствам абсолютно чёрного тела (Планковского излучателя). Излучателем света в эталоне служила трубка, изготовленная из плавленой окиси тория и окружённая со всех сторон платиной, находящейся при температуре отвердевания (2046,6 К). Кандела определялась как сила света, излучаемого в направлении нормали с 1/60 см² излучающей поверхности указанного эталона. Введённая таким образом кандела была в 1,005 раз меньше, чем международная свеча^[6]. Она использовалась в качестве единицы силы света вплоть до 1979 г.
• В 1979 г. XVI Генеральная конференция по мерам и весам (ГКМВ) приняла действовавшее до 2019 года определение канделы.
• В 2011 г. XXIV ГКМВ приняла резолюцию^[7], в которой, в частности, было предложено в будущей ревизии Международной системы единиц принять новое определение канделы. Предполагаемое новое определение, квалифицируемое в резолюции, как полностью эквивалентное существующему, сформулировано следующим образом. «Кандела, обозначение кд, является единицей силы света в данном направлении; её величина определена путём установления численного значения световой эффективности монохроматического излучения с частотой 540⋅10¹² Гц в точности равным 683, если она выражена единицей СИ м⁻²·кг⁻¹·с³·кд·ср, или кд·ср·Вт⁻¹, которая равна лм·Вт⁻¹».
• XXV ГКМВ, состоявшаяся в 2014 году, приняла решение продолжить работу по подготовке новой ревизии СИ, включающей переопределение канделы, и наметила закончить эту работу к 2018 году с тем, чтобы заменить существующую СИ обновлённым вариантом на XXVI ГКМВ в том же году^[8]. Новое определение вступило в силу в 2019 году.

Сила света, излучаемая свечой, примерно равна одной канделе, поэтому раньше эта единица измерения называлась «свечой», сейчас это название является устаревшим и не используется.

Для бытовых ламп накаливания сила света в канделах приблизительно равна их мощности в ваттах.

Сила света различных источников

Сведения об основных световых фотометрических величинах приведены в таблице.

Здесь dS1{\displaystyle dS_{1}} — площадь элемента поверхности источника, dS2{\displaystyle dS_{2}} — площадь элемента поверхности приёмника, ε{\displaystyle \varepsilon } — угол между нормалью к элементу поверхности источника и направлением наблюдения.

• Люмен — единица измерения светового потока

Люксметр — Википедия

Материал из Википедии — свободной энциклопедии

Ещё один люксметр

Люксметр (от лат. lux — «свет» и др.-греч. μετρέω «измеряю») — переносной прибор для измерения освещённости, один из видов фотометров.

Простейший люксметр состоит из селенового фотоэлемента, который преобразует световую энергию в энергию электрического тока, и измеряющего этот фототок стрелочного микроамперметра со шкалами, проградуированными в люксах. Разные шкалы соответствуют различным диапазонам измеряемой освещённости; переход от одного диапазона к другому осуществляют с помощью переключателя, изменяющего сопротивление электрической цепи. (Например, люксметр типа Ю-16 имеет 3 диапазона измерений: до 25, до 100 и до 500 лк). Ещё более высокие освещённости можно измерять, используя надеваемую на фотоэлемент светорассеивающую насадку, которая ослабляет падающее на элемент излучение в определённое число раз (постоянное в широком интервале длин волн излучения).

Кривые относительной спектральной чувствительности селенового фотоэлемента и среднего человеческого глаза неодинаковы; поэтому показания люксметра зависят от спектрального состава излучения. Обычно приборы градуируются с лампой накаливания, и при измерении простыми люксметрами освещённости, создаваемой излучением иного спектрального состава (дневной свет, люминесцентное освещение), применяют полученные расчётом поправочные коэффициенты. Погрешность измерений такими люксметрами составляет не менее 10 % от измеряемой величины.

Люксметры более высокого класса оснащаются корригирующими светофильтрами, в сочетании с которыми спектральная чувствительность фотоэлемента приближается к чувствительности глаза; насадкой для уменьшения ошибок при измерении освещённости, создаваемой косо падающим светом; контрольной приставкой для поверки чувствительности прибора. Пространственные характеристики освещения измеряют люксметрами с насадками сферической и цилиндрической формы. Имеются модели люксметров с приспособлениями для измерения яркости. Погрешность измерений люксметрами высоких классов – порядка 1%.