Содержание
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 >>
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 L — световая величина, равная отношению светового потока d 2 Φ <displaystyle d^<2>Phi > к геометрическому фактору d Ω d A cos α <displaystyle dOmega dAcos alpha > :
L = d 2 Φ d Ω d A cos α <displaystyle L=<frac <2>Phi >>> .
Здесь d Ω <displaystyle dOmega > — заполненный излучением телесный угол, d A <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 d S <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 = d I d S cos α <displaystyle L=<frac
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 = d E d Ω cos α <displaystyle L=<frac
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.
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 >>
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 L — световая величина, равная отношению светового потока d 2 Φ <displaystyle d^<2>Phi > к геометрическому фактору d Ω d A cos α <displaystyle dOmega dAcos alpha > :
L = d 2 Φ d Ω d A cos α <displaystyle L=<frac <2>Phi >>> .
Здесь d Ω <displaystyle dOmega > — заполненный излучением телесный угол, d A <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 d S <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 = d I d S cos α <displaystyle L=<frac
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 = d E d Ω cos α <displaystyle L=<frac
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.
Этот обзор является дополнением к статье о мониторе NEC P232W.
Яркость и контрастность являются важными критериями при выборе монитора. Пожалуй, это один из немногих моментов в выборе техники, когда есть хотя бы какой-то смысл опираться на сухие цифры.
Яркость измеряется в канделах на квадратный метр. Эта фраза ничего не говорит 99% пользователям, поэтому мы немного расскажем об этом. Лампа накаливания мощностью 100 ватт имеет яркость около 100 кандел. Не стоит думать, что 1 ватт = 1 кандела, просто совпадение. С яркостью 1 канделы светит обычная свеча. Это и есть второе название канделы – свеча, которое уже не используется.
У многих читателей возник вопрос, почему яркость измеряется в кандалах на квадратный метр, а не просто в канделах. Дело в том, что если измерять яркость в обычных единицах, то чем больше будет размер диагонали экрана, тем выше будет яркость. Потребителя же в первую очередь интересует то, насколько будет интенсивно светить каждая точка экрана.
Если у монитора яркость составляет 250 кандел на квадратный метр, то вычислить абсолютное значение не сложно. К примеру, монитор с диагональю размером 23 дюйма имеет площадь поверхности около 0,2 квадратных метров. То есть, всего он будет излучать 75 кандел света. Это очень достойное значение.
Считается, что для работы с офисными приложениям требуется яркость 70-110 кд/м2, что может обеспечить почти любой современный ЖК-монитор. Для просмотра видеофильмов и игры в игры часто требуются большие значения, особенно если в игре вы бродите по подземелью и там темно.
В век ЭЛТ-мониторов многие пользователи страдали в таких ситуациях. Мониторы на основе электронно-лучевой трубки не могли достичь большой яркости, так как возможности люминофорного покрытия были ограничены. Вдобавок ЭЛТ-мониторы быстро выгорали. Сейчас это в прошлом.
С контрастностью все гораздо сложнее. Под контрастностью подразумевается отношение светимости белого пикселя и черного. Конечно, черный пиксель не может светиться, поэтому само название “черный” очень условно.
ЖК-монитор вообще не может дать черного цвета. Для примера, ЭЛТ-дисплеи это могли, так как свет там испускало люминофорное покрытие под действием потока электронов. Нет электронов – нет света, а значит, вы видите черный.
У ЖК-мониторов свет испускается диодами или лампами, а матрица только контролирует его уровень. Жидкие кристаллы не способны заблокировать свет полностью, поэтому настоящего черного цвета в ЖК-дисплеях нет. Контрастность – это отношение светимости пикселя в белом и черном состоянии. 1000:1 означает, что белый пиксель на экране в 1000 раз ярче черного.
Производителя сами не занимаются измерением контрастности, они так экономят. Они просто переписывают паспортные данные матрицы в свои паспорта. Конечно, такой “халтурный” подход не касается профессиональных моделей от NEC.
Увидеть подобные эффекты не сложно. Просто возьмите редактор PAINT, который включен в комплект любой версии операционной системы Windows и нарисуйте большой черный квадрат. Смотрите на него и выключите монитор. Если вы видите разницу, то у этого монитора с контрастностью проблемы.
Стоит отметить, что у современных моделей разницу истинного черного и подсвеченного черного цветов сложно заметить при комнатном освещении. Если вы задались целью проверить эту теорию, то лучше экспериментируйте вечером без света или при задернутых шторах.
Серьезная разница между паспортной и реальной контрастностью заключается в желании производителей поставить в паспорта мониторов как можно большие цифры. Они переписывают их у производителей матриц, так как прекрасно понимают, что реальные значения будут ниже.
На заводах по производству матриц во время тестирования всегда прикладывают к жидким кристаллам максимальные значения напряжения электрического поля, тогда как в реальности электроника мониторов может работать хуже. Не стоит сравнивать дорогое лабораторное оборудование с начинкой дисплеев стоимостью 200 долларов.
Выводы. Не стоит доверять цифрам в паспортах. Яркость можно легко оценить “на глаз”. Находясь в магазине, просто “выкрутите” яркость на максимум и вы поймете, на что способен тот или иной дисплей. Проверить контрастность куда тяжелее. Можно попробовать также “выкрутить” контрастность на максимум, и посмотреть на какую-либо очень пеструю картинку.