Начална страница | Геометрична оптика | Биноклите | Почистване на оптични детайли | Астрофотография | Спектроскопия за астролюбители | Азбучен указател на оптичните термини



ФОТОМЕТРИЧНИ ВЕЛИЧИНИ - ИНТЕНЗИВНОСТ НА СВЕТОИЗТОЧНИК, СВЕТЛИНЕН ПОТОК, ОСВЕТЕНОСТ НА ПОВЪРХНОСТ, ЯРКОСТ НА ИЗЛЪЧВАЩА ПОВЪРХНОСТ
ВИДИМА И АБСОЛЮТНА ЗВЕЗДНА ВЕЛИЧИНА, СВЕТИМОСТ НА ЗВЕЗДА


      Интензивност I на точков светоизточник се нарича количеството светлина (да кажем броят кванти, фотони) излъчена от него за една секунда, в пространствен ъгъл 1 стерадиан (sr). Дефинира се още като излъчваща мощност - ватове на стерадиан (W/sr). Единицата за интензивност на излъчване - кандела (cd) се възпроизвежда със светлинен еталон, представляващ модел на абсолютно черно тяло, нагрято до температурата на втвърдяване на платината 2046.6°K (1773.4°C), при което от площ 1 см2 се излъчва светлина с интензивност 60 кандела. Схема на еталона и още информация е дадена в края на текста.

      Светлинен поток F и осветеност Е:
      Ако в центъра на сфера с радиус R = 1м е разположен точков светоизточник, излъчващ с интензивност I = 1 кандела, той създава светлинен поток F в пространтвен ъгъл 1 стерадиан равен на 1 лумен (lm). Тогава върху отрязаната от пространствения ъгъл повърхност от сферата с площ S равна на квадрата на радиусът й (в случая 1м2), ще имаме осветеност 1 лукс (lx).
      Ако повишим двойно радиуса на сферата, осветеността върху същата площ ще намалее четири пъти, тъй като върху нея ще попада вече само 1/4 от предишния светлинен поток. Можем да възстановим предишната осветеност, ако усилим интензивността на светоизточника 4 пъти. Следователно светлинният поток F се определя от интензивността I на светоизточника, от площта S на осветяваната повърхност и от квадрата на разстоянието R между тях:

      Осветеността може да се изрази според интензивността на светоизточника и квадрата на разстоянието до осветяваната от него повърхност:

известно като закон на Кеплер.
      Ако перпендикуляра към повърхността сключва ъгъл a с направлението на падащите лъчи, то осветеността ще бъде:

известно като закон на Ламберт.

      Видяхме, че осветеността е обратно пропорционална на квадрата на разстоянието до светоизточника, което от практическа гледна точка е важно да се знае, с цел по-правилното определяне на експозиционните параметри, например при работа с преносими осветлители - лампи, фотосветкавици и др. Същият принцип е в сила при пресмятане на резултантната светлосила на фотообектив или телескоп, след монтиране на съотв. телеконвертор или леща на Барлоу към тях и в други подобни случаи.

      Ако светоизточникът има голяма светлоотдаваща повърхност (светещ екран, голямо осветително тяло и др.), той се характеризира със светлинната си способност или светлост - светлинния поток, излъчен от единица площ от повърхността му. Измерва се в лумени на квадратен метър (lm/m2) или с извънсистемната единица фот (ph): 1 фот = 1 lm/см2.
      Яркостта на такъв светоизточник се определя като интензитета на светлината, излъчена от единица площ от повърхността му в дадено направление. Измерва се в кандели на квадратен метър (cd/m2).
      Ако обаче размерът на светоизточника е пренебрежимо малък в сравнение с разстоянието до осветяваните предмети, той може да се приеме за точков. За много отдалечените светоизточници, видими като точкови, е по-правилно да се използва израза блясък вместо яркост - например за звездите.

      Блясъкът на звездите се измерва с видимата им звездна величина (бележи се с m от "magnitudo" - величина). Най-слабите звезди, видими с невъоръжено око в ясна безлунна нощ и далеч от градските светлини са от около 6m. Някои от най-бляскавите звезди (Вега, Капела, Ригел и др.) са от около 0m. Обектите по-ярки от тях са с отрицателна звездна величина, като например най-бляскавата звезда Сириус ( -1m.5), Луната ( -12m.73 при пълнолуние), Слънцето ( -26m.74) и ярките планети.
      Разликата във видимия блясък на две звезди от съседни звездни величини е около 2.51 пъти. Например звезда от 1m е 2.51 пъти по-бляскава от звезда от 2m, 6.30 пъти (2.512) по-бляскава от звезда от 3m и около 100 пъти (2.515) по-бляскава от звезда от 6m.

      Светимост на една звезда се нарича общото количество светлина, излъчено от нея за единица време (т.е. мощността на излъчване) във всички посоки в космическото пространство. Ако една звезда има радиус R и се приеме, че тя излъчва като абсолютно черно тяло, според закона на Стефан-Болцман общото количество излъчена енергия ще бъде

L = 4pR2sT4

      Където L е мощността на излъчване (светимостта), T - температурата на звездата, а s е константата на Стефан-Болцман = 5.6697*10-8 W/m2K4.

      За светимостта се съди по абсолютната звездна величина M на звездата. Абсолютната звездна величина е видимата звездна величина на една звезда, каквато би била ако тя се намираше на разстояние 10 парсека от нас (около 32.61 светлинни години). Абсолютната звездна величина на Слънцето е M = +4.83, т.е. ако Слънцето бе отдалечено на стандартното разстояние 10 парсека, то би изглеждало като слаба звездичка с видима величина 4m.83.

      Ако една звезда има видима звездна величина m и е отдалечена от нас на разстояние r, тя ще създаде върху екран осветеност E1. Ако тази звезда бъде "поставена" на стандартното разстояние 10 парсека, нейната видима звездна величина би станала M (т.е. = на абсолютната й), при което осветеността върху екрана би се променила на E2. Тогава разликата между абсолютната и видимата звездна величина ще бъде:

M - m = -2.5 lg(E2/E1)

      Двете осветености се отнасят помежду си както квадратите на разстоянията r (в парсеци) и стандартното 10 парсека:

E2/E1 = r2/102

      С това се изразява връзката между видимата и абсолютната зв. величина, и разстоянието до звездата.

      Вижте също темите Проникваща способност на телескоп и Спектрални класове на звездите, диаграма "спектър-светимост" на Херцшпрунг-Ръсел.



      Схема на еталона за интензивност на светлина:


      В кварцовия съд 1 е поставено по-малко кварцово съдче 3, между които е насипан ториев окис на прах 2 за топлинна изолация. В съдчето 3 е вкарана тясната тръбичка 5, изработена от топен ториев окис. Около нея са насипани късчета платина 4. Свободният отвор на тръбичката 6 е с площ, примерно 1/60-та част от 1 см2 = 0.01667 см2.
      Устройството се нагрява индукционно чрез бобина, захранвана с променливо напрежение с честота около 500 kHz, до достигане на температурата 2046.6°K. Тогава вътрешната повърхност на ториевата тръбичка 5 излъчва светлина, която излиза през отвора 6 и е с интензивност 1 кандела при посочената площ на отвора.

      В лабораториите се използват различни образцови лампи с нажежаема жичка, с деклариран интензитет на излъчване (в кандели) или общ светлинен поток (в лумени).
      Освен това е доста популярна една, макар и груба зависимост между интензитета на обикновените крушки с нажежаема жичка и консумираната мощност във ватове - кандела на ват или свещ на ват. Нерядко се казва, че крушка с консумирана мощност 100 W излъчва с интензивност 100 кандела (100 свещи), но това никога не е точно, тъй като има ред условия, влияещи върху подобна пряка зависимост!
      Понякога самият производител декларира общия светлинен поток върху опаковката на електрическите крушки. Примерно за крушка с мощност 40 W са дадени 415 лумена светлинен поток във всички посоки, т.е. във всичките 4p = 12.56 стерадиана в сферата.


      Вижте също:

Светлина и видим спектър, видове спектри;

Светлосила;

Резултантна светлосила;

Коефициенти на поглъщане, пропускливост и екстинкция на вещество;

Отразяваща способност на повърхност, закони за отражението и пречупването;

Външен и вътрешен фотоефект;

Фотографски експонометър;

Сенситометрични системи ISO, ASA, ГОСТ и DIN и връзката между тях;

Абсолютно черно тяло.


Начална страница

Тематичен указател на всички статии на автора

Азбучен указател на оптичните термини