Säteilyn kvantifiointiin käytetään melko laajaa valikoimaa suureita, jotka voidaan ehdollisesti jakaa kahteen yksikköjärjestelmään: energiaan ja valoon. Tässä tapauksessa energiasuureet kuvaavat spektrin koko optiseen alueeseen liittyvää säteilyä ja valosuureet näkyvää säteilyä. Energiamäärät ovat verrannollisia vastaaviin valaistusmääriin.
Energiajärjestelmän pääsuure, jonka avulla on mahdollista arvioida säteilyn määrää, on säteilyvirta Ph, tai säteilyteho, eli energian määrä W, säteilevä, kuljetettu tai absorboitunut aikayksikköä kohti:
Fe-arvo ilmaistaan watteina (W). - energiayksikkö
Useimmissa tapauksissa he eivät ota huomioon säteilyn esiintymisen kvanttiluonteisuutta ja pitävät sitä jatkuvana.
Säteilyn laadullinen ominaisuus on säteilyvuon jakautuminen spektrin yli.
Säteilyille, joilla on jatkuva spektri, otetaan käyttöön käsite säteilyvuon spektritiheys ( ) - spektrin tietylle kapealle osalle kuuluvan säteilytehon suhde tämän osan leveyteen (kuva 2.2). Kapealle spektrialueelle d säteilyvirta on dФ . Ordinaatta näyttää säteilyvuon spektritiheydet = dФ /d , siksi virtausta edustaa graafin alkeisosan pinta-ala, ts.
Kuva 2.2 - Spektrivuon tiheyden riippuvuus säteily aallonpituudesta
E 
Jos emissiospektri on rajoissa
1
ennen
2
, sitten säteilyvuon suuruus
Alla valovirta F, sisään yleinen tapaus, ymmärtää säteilyn voiman, arvioituna sen vaikutuksen perusteella ihmissilmään. Valovirran yksikkö on lumeni (lm). – valaistusyksikkö
Valovirran vaikutus silmään aiheuttaa sen tietyn reaktion. Valovirran vaikutustasosta riippuen toimivat yhden tai toisen tyyppiset valoherkät silmän vastaanottimet, joita kutsutaan sauvoiksi tai kartioiksi. Hämärässä (esimerkiksi kuun valossa) silmä näkee ympäröivät esineet sauvojen ansiosta. klo korkeat tasot Valaistus, päivänäkölaite alkaa toimia, mistä kartiot ovat vastuussa.
Lisäksi kartiot jaetaan kolmeen ryhmään niiden valoherkän aineen mukaan, joilla on erilainen herkkyys spektrin eri alueilla. Siksi, toisin kuin sauvat, ne eivät reagoi vain valovirtaan, vaan myös sen spektriseen koostumukseen.
Tältä osin voidaan sanoa, että kevyt toiminta kaksiulotteinen.
Valaistustasoon liittyvää silmän reaktion kvantitatiivista ominaisuutta kutsutaan keveys. Laatuominaisuus, joka liittyy eri tasoilla kolmen kartioryhmän reaktiot, ns värikkyys.
Valon voima (minä). Valaistustekniikassa tätä arvoa pidetään muodossa perus. Tällä valinnalla ei ole perustavanlaatuista perustaa, vaan se tehdään mukavuussyistä, koska Valon voimakkuus ei riipu etäisyydestä.
Valovoiman käsite viittaa vain pistelähteisiin, ts. lähteisiin, joiden mitat ovat pienet verrattuna etäisyyteen niistä valaistuun pintaan.
Pistelähteen valovoima tietyssä suunnassa on avaruuskulmayksikköä kohti valon virtaus F tämän lähteen lähettämä tiettyyn suuntaan:
minä =F / Ω
Energiaa valovoima ilmaistaan watteina steradiaania kohti ( ti/ke).
Takana valaistus valovoiman yksikkö hyväksytään candela(cd) on pistelähteen valovoima, joka lähettää 1 lm:n valovirran jakautuneena tasaisesti 1 steradiaanin (sr) avaruuskulmaan.
Avaruuskulma on avaruuden osa, jota rajoittaa kartiomainen pinta ja suljettu kaareva ääriviiva, ei kulje kulman kärjen läpi (kuva 2.3). Kun puristetaan kartiomainen pinta pallomaisen alueen o mitat ovat äärettömän pieniä. Avaruuskulmasta tulee tässä tapauksessa myös äärettömän pieni:
Kuva 2.3 - "umpikulman" käsitteen määritelmään
Valaistus (E). Energisen valaistuksen alla E uh ymmärtää säteilyn virtausta alueen yksikkö valaistu pinta K:
Energiavalaistus ilmaistaan W/m 2 .
Kevyt valaistus E ilmaistaan valovirran tiheydellä F pinnalla se valaisee (kuva 2.4):
Valon yksiköksi otetaan valaistus ylellisyyttä, eli pinnan valaistus, joka vastaanottaa 1 lm:n valovirran tasaisesti jakautuneena sille 1 m 2:n alueelle.
Muiden valaistustekniikassa käytettyjen määrien joukossa tärkeitä ovat energiaa säteilyä Wuh tai valoenergiaa W, sekä energiaa Ne tai valoa H valotus.
Arvot We ja W määritetään lausekkeiden avulla
missä 
ovat vastaavasti funktioita muuttaa säteilyvirtaa ja valovirtaa ajassa. Meitä mitataan jouleina tai Ws, a W
–
in lm s.
Alla energia H uh tai valotus ymmärtää säteilyn pintaenergiatiheyttä W uh tai valoenergiaa W vastaavasti valaistulle pinnalle.
Eli valotja minäaltistuminen H on valaistuksen tuote E säteilylähteen luoma jonkin aikaa t tämän säteilyn toimintaa.
Kysymys 2. Fotometriset suureet ja niiden yksiköt.
Fotometria on optiikan ala, joka käsittelee optisen säteilyn energiaominaisuuksien mittaamista etenemis- ja vuorovaikutusprosesseissa aineen kanssa. Fotometriassa käytetään energiasuureita, jotka karakterisoivat optisen säteilyn energiaparametreja riippumatta sen vaikutuksesta säteilyilmaisimiin, ja myös kevyet määrät, jotka kuvaavat valon fysiologisia vaikutuksia ja joita arvioidaan vaikutuksen perusteella ihmissilmään tai muihin vastaanottimiin.
Energiamäärät.
Energian virtausF e on arvo numeerisesti yhtä suuri kuin energia W säteily, joka kulkee kohtisuorassa energiansiirron suuntaan nähden, aikayksikköä kohti
F e = W/ t, wattia (ti).
Energian virtaus vastaa energian voimaa.
Todellisen lähteen ympäröivään tilaan säteilemä energia jakautuu sen pinnalle.
Energian kirkkaus(säteily) R e on säteilyteho pinta-alayksikköä kohti kaikkiin suuntiin:
R e = F e / S, (ti/m 2),
nuo. on pintasäteilyvuon tiheys.
Valon energiateho (säteilyvoima) minä e määritellään käyttämällä käsitettä pistevalolähde - lähde, jonka mitat verrattuna etäisyyteen havaintopisteeseen voidaan jättää huomiotta. Valon energiateho minä e arvo, yhtä suuri kuin suhde säteilyvirta F e lähteestä avaruuskulmaan ω , jossa tämä säteily etenee:
minä e= F e / ω , (ti/ke) - wattia steradiaania kohden.
Avaruuskulma on avaruuden osa, jota rajoittaa jokin kartiomainen pinta. Avaruuskulmien erityistapaukset ovat kolmikulmaisia ja monitahoiset kulmat. Kiinteä kulma ω pinta-alasuhteella mitattuna S se osa pallosta, joka on keskitetty kartiomaisen pinnan kärkeen ja jonka tämä avaruuskulma leikkaa ulos, pallon säteen neliöön, ts. ω = S/r 2 . täysi pallo muodostaa 4π steradiaania vastaavan avaruuskulman, ts. ω = 4π r 2 /r 2 = 4π ke.
Lähteen valon voimakkuus riippuu usein säteilyn suunnasta. Jos se ei riipu säteilyn suunnasta, niin tällaista lähdettä kutsutaan isotrooppiseksi. Isotrooppisen lähteen valon voimakkuus on
minä e= F e /4π.
Laajennetun lähteen tapauksessa voimme puhua sen pinnan elementin valovoimakkuudesta dS.
Energian kirkkaus (säteilyä) AT e on arvo, joka on yhtä suuri kuin valon energiaintensiteetin suhde Δ minä e säteilevän pinnan elementti alueelle ∆S tämän elementin projektiot tasolle, joka on kohtisuorassa havaintosuuntaa vastaan:
AT e = Δ minä e / ∆ S. [(ti/(sr.m 2)].
Energia valaistus (säteilyvoimakkuus) E e kuvaa pinnan valaistusastetta ja on yhtä suuri kuin valaistun pinnan yksikköön kohdistuvan säteilyvuon suuruus kaikista suunnista ( ti/m 2).
Fotometriassa käytetään käänteistä neliölakia (Keplerin lakia): tason valaiseminen kohtisuorasta suunnasta pistelähteestä voimalla. minä e etäisyydellä r siitä on yhtä suuri kuin:
E e = minä e/ r 2 .
Optisen säteilyn säteen poikkeama kohtisuorasta pintaan nähden kulman verran α johtaa valaistuksen heikkenemiseen (Lambertin laki):
E e = minä e cos α /r 2 .
Tärkeä rooli säteilyn energiaominaisuuksia mitattaessa sen tehon ajallinen ja spektraalinen jakautuminen. Jos optisen säteilyn kesto on lyhyempi kuin havaintoaika, säteilyä pidetään pulssillisena, ja jos se on pidempää, sitä pidetään jatkuvana. Lähteet voivat lähettää säteilyä eri pituuksia aallot. Siksi käytännössä käytetään säteilyspektrin käsitettä - säteilytehon jakautumista aallonpituusasteikolla λ (tai taajuudet). Lähes kaikki lähteet säteilevät eri tavalla spektrin eri osissa.
Äärettömän pienelle aallonpituusvälille dλ minkä tahansa fotometrisen suuren arvo voidaan määrittää käyttämällä sen spektritiheyttä. Esimerkiksi spektritiheys energian kirkkaus
R eλ = dW/dλ,
missä dW on energia, joka säteilee pinta-alayksiköstä aikayksikköä kohden aallonpituusalueella alkaen λ ennen λ + dλ.
Kevyet määrät. Optisissa mittauksissa käytetään erilaisia säteilyvastaanottimia, joiden spektriominaisuudet eri aallonpituuksille valolle ovat erilaisia. Optisen säteilyn valoilmaisimen spektriherkkyys on vastaanottimen vastetasoa kuvaavan arvon suhde monokromaattisen säteilyn virtaan tai energiaan, joka aiheuttaa tämän reaktion. Erottele absoluuttinen spektrinen herkkyys, joka ilmaistaan nimetyissä yksiköissä (esim. MUTTA/ti jos vastaanottimen vaste mitataan MUTTA), ja dimensioton suhteellinen spektriherkkyys on spektrin herkkyyden suhde tietyllä säteilyn aallonpituudella enimmäisarvo spektriherkkyys tai spektriherkkyys tietyllä aallonpituudella.
Valodetektorin spektriherkkyys riippuu vain sen ominaisuuksista, se on erilainen eri vastaanottimilla. Suhteellinen spektriherkkyys ihmisen silmä V(λ ) on esitetty kuvassa. 5.3.
Silmä on herkin säteilylle, jolla on aallonpituus λ =555 nm. Toiminto V(λ ) tälle aallonpituudelle on otettu yksikkö.
Samalla energiavirralla visuaalisesti arvioitu valon intensiteetti muille aallonpituuksille on pienempi. Ihmissilmän suhteellinen spektrinen herkkyys näille aallonpituuksille osoittautuu vähemmän kuin yksi. Esimerkiksi funktion arvo tarkoittaa, että tietyn aallonpituuden valon energiavuon tiheyden on oltava 2 kertaa suurempi kuin valon, jolla , jotta visuaaliset tuntemukset ovat samat.
Valosuureiden järjestelmä otetaan käyttöön ottaen huomioon ihmissilmän suhteellinen spektriherkkyys. Siksi valomittaukset, koska ne ovat subjektiivisia, eroavat objektiivisista, energiamittauksista ja niille valoyksiköt käytetty vain näkyvä valo. Valon perusyksikkö SI-järjestelmässä on valovoima - candela (CD), joka on yhtä suuri kuin valon intensiteetti sisään annettu suunta lähde, joka lähettää monokromaattista säteilyä taajuudella 5,4 10 14 Hz, energia voima jonka valo tähän suuntaan on 1/683 W/sr. Kaikki muut valomäärät ilmaistaan kandelaina.
Valoyksiköiden määritelmä on samanlainen kuin energiayksiköt. Valomäärien mittaamiseen käytetään erityisiä tekniikoita ja laitteita - fotometrejä.
Valon virtaus . Valovirran yksikkö on luumen (lm). Se on yhtä suuri kuin isotrooppisen valonlähteen valovirta, jonka teho on 1 CD yhden steradiaanin avaruuskulmassa (tasainen säteilykenttä avaruuskulman sisällä):
1 lm = 1 CD·yksi ke.
On kokeellisesti osoitettu, että 1 lm:n valovirta, joka muodostuu säteilystä, jonka aallonpituus λ = 555nm vastaa energiavirtaa 0,00146 ti. Valovirta 1:ssä lm, joka muodostuu eri aallonpituuksista säteilystä λ , vastaa energiavirtaa
F e = 0,00146/ V(λ ), ti,
nuo. yksi lm = 0,00146 ti.
valaistus E- valovirran suhteella kelattu arvo F tapaus pinnalle, alueelle S tämä pinta:
E = F/S, ylellisyyttä (OK).
1 OK– pinnan valaistus, per 1 m 2, johon valovirta laskee 1 lm (1OK = 1 lm/m 2). Valaistuksen mittaamiseen käytetään laitteita, jotka mittaavat optisen säteilyn vuon kaikista suunnista - luksimetrejä.
Kirkkaus R Valopinnan C (valoisuus) jossain suunnassa φ on suure, joka on yhtä suuri kuin valovoiman suhde minä tähän suuntaan aukiolle S valopinnan projektio tasolle, joka on kohtisuorassa tähän suuntaan:
R C= minä/(S cos φ ), (CD/m 2).
Yleensä valonlähteiden kirkkaus on erilainen eri suuntiin. Lähteitä, joiden kirkkaus on sama kaikkiin suuntiin, kutsutaan Lambertiksi tai kosiniksi, koska tällaisen lähteen pinnan elementin lähettämä valovirta on verrannollinen cosφ:hen. Täyttää tiukasti tämän ehdon vain täysin musta runko.
Mikä tahansa fotometri, jolla on rajoitettu katselukulma, on pohjimmiltaan luminanssimittari. Spektri ja alueellinen jakautuminen kirkkauden ja valaistuksen avulla voit laskea kaikki muut fotometrisiä määriä integroimalla.
1. Mikä on fyysinen merkitys absoluuttinen indikaattori
väliaineen taittuminen?
2. Mikä on suhteellinen indikaattori taittuminen?
3. Missä olosuhteissa havaitaan täydellinen heijastus?
4. Mikä on valonohjainten toimintaperiaate?
5. Mikä on Fermatin periaate?
6. Mitä eroa on energia- ja valosuureiden välillä fotometriassa?
Valosarjan fotometristen suureiden määritelmät ja niiden väliset matemaattiset suhteet ovat samanlaisia kuin vastaavat energiasarjan suureet ja suhteet. Niin valon virtaus, eteneminen avaruuskulman sisällä on yhtä suuri kuin . Valovirtayksikkö ( luumen). Yksiväriselle valolle energian ja valomäärien välinen suhde annetaan kaavoilla:
missä kutsutaan vakiota valon mekaaninen vastine.
Valovirta, joka putoaa aallonpituuksien väliin l ennen ,
, (30.8)
missä j on energian jakautumisfunktio aallonpituuksille (katso kuva 30.1). Sitten kaikkien kuljettama kokonaisvalovirta spektrin aallot,
valaistus
Valovirta voi tulla myös kappaleista, jotka eivät itse hehku, vaan heijastavat tai hajottavat niihin tulevaa valoa. Tällaisissa tapauksissa on tärkeää tietää, mikä valovirta osuu tietylle kehon pinnan alueelle. Tätä varten se palvelee fyysinen määrä, jota kutsutaan valaistukseksi
. (30.10)
valaistus on numeerisesti yhtä suuri kuin pinta-elementtiin tulevan kokonaisvalovirran suhde tämän elementin pinta-alaan (katso kuva 30.4). Tasaiseen valotehoon
Valaistusyksikkö 
(lux). Sviitti vastaa 1 m 2 pinta-alan valaistusta, kun siihen osuu 1 lm:n valovirta. Energiavalaistus määritellään samalla tavalla
Energian valaistuksen yksikkö.
Kirkkaus
Monissa valaistuslaskelmissa joitain lähteitä voidaan pitää pistelähteinä. Useimmissa tapauksissa valonlähteet sijoitetaan kuitenkin riittävän lähelle niiden muodon erottamiseksi, toisin sanoen lähteen kulmamitat ovat silmän tai optisen instrumentin kyvyssä erottaa pidennetty kohde pisteestä. Tällaisille lähteille otetaan käyttöön fyysinen suure, jota kutsutaan kirkkaudeksi. Kirkkauden käsite ei koske lähteitä, joiden kulmamitat ovat pienempiä kuin silmän tai optisen instrumentin resoluutio (esimerkiksi tähdet). Kirkkaus luonnehtii valopinnan säteilyä tiettyyn suuntaan. Lähde voi hehkua omalla tai heijastuneella valollaan.
Erotetaan tiettyyn suuntaan avaruuskulmassa etenevä valovirta valopinnan osasta. Palkin akseli muodostaa kulman normaalin kanssa pintaan nähden (ks. kuva 30.5).
Valopinnan osan projektio kohtaan, joka on kohtisuorassa valittua suuntaa vastaan,
(30.14)
nimeltään näkyvä pinta lähdesivustoelementti (katso kuva 30.6).
Valovirran arvo riippuu näkyvän pinnan pinta-alasta, kulmasta ja avaruuskulmasta:
Suhteellisuustekijää kutsutaan kirkkaudeksi, se riippuu optiset ominaisuudet säteilevä pinta ja voivat olla erilaisia eri suuntiin. Alkaen (30,5) kirkkaus
Täten, kirkkaus määräytyy valovirran tietyssä suunnassa näkyvän pinnan yksikön avaruuskulmayksikköä kohti. Tai toisin sanoen: kirkkaus tietyssä suunnassa on numeerisesti yhtä suuri kuin lähteen näkyvän pinnan yksikköpinta-alan luoma valon intensiteetti.
Yleensä kirkkaus riippuu suunnasta, mutta on valonlähteitä, joiden kirkkaus ei riipu suunnasta. Tällaisia lähteitä kutsutaan Lambertian tai kosini, koska heille pätee Lambertin laki: valon intensiteetti tietyssä suunnassa on verrannollinen lähteen normaalin ja tämän suunnan välisen kulman kosiniin:
missä on valon voimakkuus normaalin suunnassa pintaan, on kulma normaalin pinnan ja valitun suunnan välillä. Saman kirkkauden varmistamiseksi kaikkiin suuntiin tekniset lamput on varustettu maitolasikuorilla. Lambertilaisia hajavaloa säteileviä lähteitä ovat magnesiumoksidilla päällystetty pinta, lasittamaton posliini, piirustuspaperi ja juuri satanut lumi.
Kirkkauden yksikkö 
(nitt). Tässä on joidenkin valonlähteiden kirkkausarvot:
Kuu - 2,5 knt,
loistelamppu - 7 knt,
hehkulamppu - 5 Mnt,
Auringon pinta on 1,5 Gnt.
Pienin ihmissilmän havaitsema kirkkaus on noin 1 mikrontti, ja yli 100 kt:n kirkkaus aiheuttaa kipua silmässä ja voi vahingoittaa näköä. Valkoisen paperiarkin kirkkauden tulee olla luettaessa ja kirjoitettaessa vähintään 10 nitiä.
Energian kirkkaus määritellään samalla tavalla
. (30.18)
Radanssin mittayksikkö 
.
Kirkkaus
Tarkastellaanpa rajallisten mittojen valonlähdettä (joka loistaa omalla tai heijastuneella valolla). kirkkaus lähdettä kutsutaan pintatiheys pinnan kaikkiin suuntiin avaruuskulman sisällä lähettämä valovirta. Jos pintaelementti lähettää valovirtaa, niin
Tasaisen valoisuuden saamiseksi voimme kirjoittaa:
Valoisuusyksikkö.
Energian kirkkaus määritellään samalla tavalla
Energian valovoiman yksikkö.
Valaistuksen lait
Fotometriset mittaukset perustuvat kahteen valaistuksen lakiin.
1. Pinnan valaistus pistevalonlähteellä vaihtelee käänteisesti suhteessa lähteen etäisyyden neliöön valaistusta pinnasta. Tarkastellaan pistelähdettä (katso kuva 30.7), joka lähettää valoa kaikkiin suuntiin. Kuvataan lähteen ympärillä samankeskisiä palloja lähteen kanssa säteillä ja . Ilmeisesti valovirta pinta-alojen läpi on sama, koska se etenee yhdessä avaruuskulmassa. Sitten alueiden ja valaistus on vastaavasti ja . Elementtien ilmaiseminen pallomaiset pinnat avaruuskulman kautta saamme:
. (30.22)
2. Alkeisosaan pinnan tietyssä kulmassa osuvan valovirran synnyttämä valaistus on verrannollinen säteiden suunnan ja pinnan normaalin välisen kulman kosiniin. Tarkastellaan yhdensuuntaista säteiden sädettä (katso kuva 29.8), joka putoaa pintojen alueille ja . Säteet osuvat pinnalle normaalia pitkin ja pinnalle kulmassa normaaliin nähden. Sama valovirta kulkee molempien osien läpi. Ensimmäisen ja toisen osan valaistus on vastaavasti ja 
. Mutta siksi,
Yhdistämällä nämä kaksi lakia voimme muotoilla valaistuksen peruslaki: pinnan valaistus pistelähteellä on suoraan verrannollinen lähteen valovoimakkuuteen, säteiden tulokulman kosiniin ja kääntäen verrannollinen lähteen ja pinnan välisen etäisyyden neliöön
. (30.24)
Tällä kaavalla tehdyt laskelmat antavat melko tarkan tuloksen, jos lähteen lineaariset mitat eivät ylitä 1/10:aa etäisyydestä valaistuun pintaan. Jos lähde on levy, jonka halkaisija on 50 cm, niin pisteessä normaalissa levyn keskustaan suhteellinen virhe laskelmissa 50 cm:n etäisyydellä se saavuttaa 25%, 2 metrin etäisyydellä se ei ylitä 1,5% ja 5 metrin etäisyydellä se laskee 0,25%.
Jos lähteitä on useita, niin tuloksena oleva valaistus on yhtä suuri kuin kunkin yksittäisen lähteen luomien valaisujen summa. Jos lähdettä ei voida pitää pistelähteenä, sen pinta jaetaan alkeellisiin osiin ja kunkin niistä luoman valaistuksen määrityksen jälkeen lain mukaan. 
, integroi sitten lähteen koko pinnalle.
Työpaikoilla ja tiloissa on valaistusstandardit. Pöydillä luokkahuoneet valaistuksen tulee olla vähintään 150 luksia, kirjojen lukemiseen tarvitset valaistuksen ja piirtämiseen - 200 luksia. Käytävillä valaistusta pidetään riittävänä, kaduille -.
Tärkein valonlähde kaikelle elämälle maapallolla - Aurinko luo edelleen yläraja ilmakehän energiavalaistus, jota kutsutaan aurinkovakioksi - ja valaistus 137 klx. Maan pinnalle suorien säteiden kesällä syntyvä energiavalaistus on kaksi kertaa pienempi. Suoran auringonvalon luoma valaistus keskipäivällä alueen keskileveysasteella on 100 klx. Vuodenaikojen vaihtelu maan päällä selittyy tulokulman muutoksella auringonsäteet sen pinnalle. Pohjoisella pallonpuoliskolla suurin säteiden tulokulma maan pinnalle on talvella ja pienin kesällä. Valaistus päällä avoin tila pilvisellä taivaalla on 1000 luksia. Valaistus valoisassa huoneessa lähellä ikkunaa - 100 luksia. Vertailun vuoksi esittelemme valaistuksen täysikuu- 0,2 luksia ja yötaivaalta kuuttomana yönä - 0,3 mlk. Etäisyys Auringosta Maahan on 150 miljoonaa kilometriä, mutta johtuu siitä, että voima auringonvalo yhtä suuri, auringon luoma valaistus maan pinnalle on niin suuri.
Käytä joskus lähteille, joiden valon voimakkuus riippuu suunnasta keskimääräinen pallomainen valovoima, missä on lampun kokonaisvalovirta. Lumen suhde sähköinen lamppu sen sähkötehoa kutsutaan valoteho lamput: . Esimerkiksi 100 W hehkulampun keskimääräinen pallomainen valovoima on noin 100 cd. Tällaisen lampun kokonaisvalovirta on 4 × 3,14 × 100 cd = 1260 lm ja valoteho on 12,6 lm / W. Loistelamppujen valoteho on useita kertoja suurempi kuin hehkulamppujen ja saavuttaa 80 lm / W. Lisäksi loistelamppujen käyttöikä on yli 10 tuhatta tuntia, kun taas hehkulamppujen käyttöikä on alle 1000 tuntia.
Miljoonien vuosien evoluution aikana ihmissilmä on sopeutunut auringonvaloon, ja siksi on toivottavaa, että lampun valon spektrikoostumus on mahdollisimman lähellä auringonvalon spektrikoostumusta. Tämä vaatimus sisällä suurin osa reagoi loistelamppuihin. Siksi niitä kutsutaan myös loistelampuiksi. Hehkulampun hehkulangan kirkkaus aiheuttaa kipua silmässä. Tämän estämiseksi käytetään maitomaisia lasivarjostimia ja lampunvarjostimia.
Kaikilla eduilla loistelampuilla on myös useita haittoja: kytkentäpiirin monimutkaisuus, valovirran sykkiminen (taajuudella 100 Hz), mahdottomuus käynnistää kylmässä (elohopean kondensaation vuoksi), kaasuläpän surina (magnetostriktiosta johtuen), ympäristövaara (rikkinäisen lampun elohopea myrkyttää ympäristön).
Jotta hehkulampun säteilyn spektrikoostumus olisi sama kuin Auringon, sen hehkulanka olisi lämmitettävä Auringon pinnan lämpötilaan, eli 6200 K asti. Mutta volframi , metallien tulenkestävin, sulaa jo 3660 K:ssa.
Auringon pinnan lämpötilaa lähellä oleva lämpötila saavutetaan kaaripurkauksessa elohopeahöyryssä tai ksenonissa noin 15 atm:n paineessa. Valokaarilampun valovoima voidaan nostaa 10 Mcd:iin. Tällaisia lamppuja käytetään elokuvaprojektoreissa ja kohdevaloissa. Natriumhöyryllä täytetyt lamput erottuvat siitä, että niissä merkittävä osa säteilystä (noin kolmannes) on keskittynyt näkyvälle spektrin alueelle (kaksi voimakasta keltaista viivaa aallonpituudella 589,0 nm ja 589,6 nm). Vaikka natriumlamppujen emissio eroaa suuresti tavallisesta auringonvalosta ihmissilmälle, niitä käytetään moottoriteiden valaisemiseen, koska niiden etuna on korkea valotehokkuus, jopa 140 lm/W.
Fotometrit
Laitteet, jotka on suunniteltu mittaamaan valovoimakkuutta tai valovirtoja eri lähteistä, kutsutaan fotometrit. Rekisteröintiperiaatteen mukaan fotometrit ovat kahdenlaisia: subjektiivisia (visuaalisia) ja objektiivisia.
Subjektiivisen fotometrin toimintaperiaate perustuu silmän kykyyn kiinnittää riittävän suurella tarkkuudella sama valaistus (tarkemmin sanottuna kirkkaus) kahdelle vierekkäiselle kentälle edellyttäen, että ne valaistaan samanvärisellä valolla.
Kahden lähteen vertaamiseen tarkoitetut fotometrit on suunniteltu siten, että silmän rooli on rajoitettu samaan valaistukseen kahdelle vierekkäiselle kenttään, jotka vertailtavat lähteet valaisevat (katso kuva 30.9). Tarkkailijan silmä tutkii valkoista kolmikulmaista prismaa, joka on asennettu sisällä olevan mustan putken keskelle. Prismaa valaisevat ja lähteet. Muuttamalla etäisyyksiä ja lähteistä prismaan voidaan tasata pintojen valaistus ja . Sitten , missä ja ovat valon intensiteetit, vastaavasti, lähteiden ja . Jos yhden lähteen valovoima tunnetaan (vertailulähde), voidaan määrittää toisen lähteen valovoima valitussa suunnassa. Mittaamalla lähteen valon intensiteetti sisään eri suuntiin, selvitä kokonaisvalovirta, valaistus jne. Vertailulähde on hehkulamppu, jonka valonvoimakkuus tunnetaan.
Etäisyyksien välisen suhteen muuttamisen mahdottomuus erittäin laajalla alueella pakottaa käyttämään muita virtauksen vaimentamismenetelmiä, kuten valon absorptiota vaihtelevapaksuisella suodattimella - kiilalla (ks. kuva 30.10).
Yksi lajikkeista visuaalinen menetelmä fotometria on sammutusmenetelmä, joka perustuu silmän jatkuvaan kynnysherkkyyteen kullekin yksittäiselle tarkkailijalle. Silmän kynnysherkkyys on pienin kirkkaus (noin 1 mikroni), johon ihmissilmä reagoi. Kun silmän herkkyyskynnys on aiemmin määritetty, jollakin tavalla (esimerkiksi kalibroidulla absorboivalla kiilalla) tutkittavan lähteen kirkkaus pienennetään herkkyyskynnykseen. Kun tiedät kuinka monta kertaa kirkkaus heikkenee, on mahdollista määrittää lähteen absoluuttinen kirkkaus ilman vertailulähdettä. Tämä menetelmä on erittäin herkkä.
Lähteen kokonaisvalovirran suora mittaus suoritetaan integraalisissa fotometreissä, esimerkiksi pallofotometrissä (katso kuva 30.11). Tutkittava lähde on ripustettu mattapintaisesti sisältä kalkitun pallon sisäonteloon. Monien valon heijastusten seurauksena pallon sisällä syntyy valaistus, joka määräytyy lähteen keskimääräisen valovoimakkuuden mukaan. Näytön suoralta säteeltä suojatun reiän valaistus on verrannollinen valovirtaan: , missä on laitteen vakio, riippuen sen koosta ja väristä. Reikä on peitetty maitomaisella lasilla. Maitolasin kirkkaus on myös verrannollinen valotehoon. Se mitataan yllä kuvatulla fotometrillä tai muulla menetelmällä. Tekniikassa käytetään automatisoituja valokennoilla varustettuja pallofotometrejä esimerkiksi ohjaamaan hehkulamppuja sähkölampputehtaan kuljettimella.
Objektiiviset menetelmät Fotometria jaetaan valokuvaukseen ja sähköiseen. Valokuvausmenetelmät perustuvat siihen, että valoherkän kerroksen tummuminen laajalla alueella on verrannollinen kerrokseen sen valaistuksen eli valotuksen aikana osuneen valoenergian tiheyteen (ks. Taulukko 30.1). Tämä menetelmä määrittää kahden lähekkäin olevan aineen suhteellisen intensiteetin spektriviivoja yhdessä spektrissä tai verrata saman viivan intensiteettejä kahdessa vierekkäisessä (samalla valokuvalevyllä otetussa) spektrissä tummentamalla tiettyjä valokuvalevyn osia.
Visuaaliset ja valokuvalliset menetelmät korvautuvat vähitellen sähköisillä. Jälkimmäisten etuna on, että ne suorittavat yksinkertaisesti tulosten automaattisen rekisteröinnin ja käsittelyn aina tietokoneen käyttöön asti. Sähköfotometrit mahdollistavat säteilyn voimakkuuden mittaamisen näkyvän spektrin ulkopuolella.
LUKU 31
31.1. Ominaisuudet lämpösäteilyä
Riittävän korkeisiin lämpötiloihin lämmitetyt rungot hehkuvat. Kuumenemisesta johtuvaa kappaleiden hehkua kutsutaan lämpö (lämpötila) säteily. Lämpösäteily, joka on luonnossa yleisintä, syntyy energian vaikutuksesta lämpöliikettä aineen atomeista ja molekyyleistä (eli sen vuoksi sisäinen energia) ja se on ominaista kaikille kappaleille yli 0 K lämpötiloissa. Lämpösäteilylle on tunnusomaista jatkuva spektri, jonka maksimin sijainti riippuu lämpötilasta. Korkeissa lämpötiloissa lyhyt (näkyvä ja ultravioletti) elektromagneettiset aallot, matalalla - pääasiassa pitkä (infrapuna).
Määrällinen ominaisuus lämpösäteily palvelee kappaleen energian valoisuuden (säteilyn) spektritiheys- säteilyteho kehon pinnan pinta-alayksikköä kohden yksikköleveyden taajuusalueella:
Rv,T =, (31.1)
missä on energia elektromagneettinen säteily säteilee aikayksikköä (säteilytehoa) kohti kehon pinta-alayksikköä kohden taajuusalueella v ennen v+dv.
Energian valoisuuden spektritiheyden yksikkö Rv, T- joule neliömetriä kohti (J / m 2).
Kirjoitettu kaava voidaan esittää aallonpituuden funktiona:
=Rv, Tdv= Rλ,Tdλ. (31.2)
Kuten c = λvυ, sitten dλ/dv = - CV 2 = - λ 2 /kanssa,
jossa miinusmerkki osoittaa, että kun yksi arvoista kasvaa ( λ tai v) toinen arvo pienenee. Sen vuoksi seuraavassa miinusmerkki jätetään pois.
Täten,
R υ,T =Rλ,T . (31.3)
Kaavan (31.3) avulla voidaan siirtyä alkaen Rv, T kohtaan Rλ,T ja päinvastoin.
Kun tiedämme energian valoisuuden spektritiheyden, voimme laskea integraalienergian kirkkaus(integraalinen emissiokyky), laskemalla yhteen kaikki taajuudet:
R T = . (31.4)
Kehojen kyvylle absorboida niihin kohdistuvaa säteilyä on tunnusomaista absorbanssi
Ja v,T =(31.5)
näyttää kuinka suuri osa energiasta tuodaan aikayksikköä kohti kehon pinnan pinta-alayksikköä kohti siihen kohdistuvien sähkömagneettisten aaltojen taajuuksilla v ennen v+dv imeytyy elimistöön.
Spektriabsorbanssi on dimensioton suure. Määrät Rv, T ja A v, T riippuvat kehon luonteesta, sen termodynaamisesta lämpötilasta ja samalla eroavat eri taajuuksilla oleville säteilyille. Siksi nämä arvot luokitellaan T ja v(tai pikemminkin melko kapealle taajuusalueelle v ennen v+dv).
Kehoa, joka pystyy absorboimaan täysin missä tahansa lämpötilassa kaiken siihen kohdistuvan taajuuden säteilyn, kutsutaan musta. Siksi mustan kappaleen spektriabsorbanssi kaikilla taajuuksilla ja lämpötiloilla on identtisesti yhtä suuri kuin yksikkö ( A h v, T = yksi). Luonnossa ei ole täysin mustia kappaleita, mutta sellaisia kappaleita kuin noki, platinamusta, musta sametti ja jotkut muut ovat ominaisuuksiltaan lähellä niitä tietyllä taajuusalueella.
ihanteellinen malli musta runko on suljettu ontelo, jossa on pieni aukko, sisäpinta joka on mustantunut (kuva 31.1). Sisälle päässyt valonsäde Kuva 31.1.
sellainen onkalo kokee useita heijastuksia seinistä, minkä seurauksena säteilevän säteilyn intensiteetti osoittautuu käytännössä nolla. Kokemus osoittaa, että kun reiän koko on alle 0,1 ontelon halkaisijasta, kaikkien taajuuksien tuleva säteily absorboituu täysin. Siten auki ikkunat kadun puolelta katsottuna talot näyttävät mustilta, vaikka huoneiden sisällä se on melko kevyttä seiniltä heijastuvan valon vuoksi.
Mustan kehon käsitteen ohella käytetään käsitettä harmaa vartalo- kappale, jonka absorptiokyky on pienempi kuin yksikkö, mutta on sama kaikilla taajuuksilla ja riippuu vain lämpötilasta, materiaalista ja kehon pinnan tilasta. Siis harmaalle vartalolle A ja v,T< 1.
Kirchhoffin laki
Kirchhoffin laki: energian valoisuuden spektritiheyden suhde spektrin absorbanssiin ei riipu kehon luonteesta; se on universaali taajuuden (aallonpituuden) ja lämpötilan funktio kaikille kehoille:
= rv,T(31.6)
Mustalle rungolle A h v, T=1, joten Kirchhoffin laista seuraa, että Rv, T sillä musta vartalo on rv, T. Siten universaali Kirchhoff-funktio rv, T ei ole muuta kuin mustan kappaleen energian kirkkauden spektritiheys. Siksi Kirchhoffin lain mukaan kaikille kappaleille energian kirkkauden spektritiheyden suhde spektrin absorptiokykyyn on yhtä suuri kuin mustan kappaleen energiavaloisuuden spektritiheys samalla lämpötilalla ja taajuudella.
Kirchhoffin laista seuraa, että minkä tahansa kappaleen energiavaloisuuden spektritiheys millä tahansa spektrin alueella on aina pienempi kuin mustan kappaleen energiavaloisuuden spektritiheys (samoilla arvoilla T ja v), kuten A v, T < 1, и поэтому Rv, T < r v υ,T. Lisäksi (31.6):sta seuraa, että jos keho tietyssä lämpötilassa T ei absorboi sähkömagneettisia aaltoja taajuusalueella v, ennen v+dv, silloin ne ovat tällä taajuusalueella lämpötilassa T eikä säteile, koska A v, T=0, Rv, T=0
Kirchhoffin lain avulla mustan kappaleen integraalienergian kirkkaus (31.4) voidaan kirjoittaa seuraavasti
RT = .(31.7)
Harmaalle vartalolle R T:n kanssa = A T = A T R e, (31.8)
missä R e= -mustan kappaleen energiavalovoima.
Kirchhoffin laki kuvaa vain lämpösäteilyä, joka on sille niin ominaista, että se voi toimia luotettavana kriteerinä säteilyn luonteen määrittämisessä. Säteily, joka ei noudata Kirchhoffin lakia, ei ole lämpöä.
Käytännössä Kirchhoffin laista seuraa, että tummalla ja karkealla pinnalla olevien kappaleiden absorptiokerroin on lähellä 1. Tästä syystä talvella suositaan tummia vaatteita ja kesällä vaaleita. Mutta kappaleilla, joiden absorptiokerroin on lähellä yksikköä, on myös vastaavasti suurempi energian kirkkaus. Jos otat kaksi identtistä astiaa, joista toisella on tumma, karkea pinta ja toisen seinät ovat vaaleat ja kiiltävät, ja kaada niihin sama määrä kiehuvaa vettä, ensimmäinen astia jäähtyy nopeammin.
31.3. Stefan-Boltzmannin lait ja Wienin siirtymät
Kirchhoffin laista seuraa, että mustan kappaleen energian kirkkauden spektritiheys on universaali funktio, joten sen eksplisiittisen riippuvuuden löytäminen taajuudesta ja lämpötilasta on tärkeä tehtävä lämpösäteilyn teoriat.
Stefan, analysoimassa kokeellista tietoa, ja Boltzmann soveltamassa termodynaaminen menetelmä, ratkaisi tämän ongelman vain osittain määrittämällä energian valoisuuden riippuvuuden R e lämpötilasta. Mukaan Stefan-Boltzmannin laki,
R e \u003d σ T 4, (31.9)
eli mustan kappaleen energian kirkkaus on verrannollinen sen termodynaamisen lämpötilan tehon neljänneksiin; σ
- Stefan-Boltzmannin vakio: sen kokeellinen arvo on 5,67 × 10 -8 W/(m 2 × K 4).
Stefan - Boltzmannin laki, joka määrittelee riippuvuuden R e lämpötilasta, ei anna vastausta asiaan spektrinen koostumus mustan kappaleen säteilyä. Funktion riippuvuuden kokeellisista käyristä rλ,T aallonpituudesta λ (r λ,T =´ ´ r ν,T) klo erilaisia lämpötiloja(Kuva30.2) Kuva 31.2.
tästä seuraa, että energian jakautuminen mustan kappaleen spektrissä on epätasainen. Kaikilla käyrillä on selvä maksimi, joka siirtyy kohti lyhyempiä aallonpituuksia lämpötilan noustessa. Riippuvuuskäyrän rajoittama alue rλ,T alkaen λ ja abskissa-akseli on verrannollinen energian kirkkauteen R e musta kappale ja siten Stefan-Boltzmannin lain mukaan lämpötila-asteen neljännekset.
V. Vin määritteli aallonpituuden riippuvuuden termo- ja sähködynamiikan lakeihin nojautuen λ max vastaa funktion maksimiarvoa rλ,T, lämpötilassa T. Mukaan Wienin siirtymälaki,
λ max \u003d b / T, (31.10)
eli aallonpituus λ
max, joka vastaa spektrin maksimiarvoa
energian valotiheys rλ,T musta kappale on kääntäen verrannollinen sen termodynaamiseen lämpötilaan. b - jatkuva vika sen kokeellinen arvo on 2,9×10 -3 m×K.
Lauseketta (31.10) kutsutaan Wienin siirtymälaiksi, se näyttää funktion maksimipaikan siirtymän rλ,T lämpötilan noustessa lyhyiden aallonpituuksien alueelle. Wienin laki selittää, miksi kuumennettujen kappaleiden lämpötilan laskiessa niiden spektriä hallitsee yhä enemmän pitkäaaltosäteily (esim. valkoista lämpöä muuttuu punaiseksi, kun metalli jäähtyy).
Rayleigh-Jeansin ja Planckin kaavat
Stefan-Boltzmannin ja Wienin lakien tarkastelusta seuraa, että termodynaaminen lähestymistapa löytää ongelman universaali toiminto Kirchhoff ei antanut toivottuja tuloksia.
Tiukka yritys tehdä teoreettinen riippuvuuspäätelmä rλ,T kuuluu Rayleighille ja Jeansille, jotka sovelsivat tilastollisen fysiikan menetelmiä lämpösäteilyyn käyttämällä klassinen laki virka-asujen jakelu energiaa vapausasteina.
Rayleigh-Jeansin kaava mustan kappaleen energian kirkkauden spektritiheydelle on muotoa:
r ν, T = <E> = kT, (31.11)
missä <Е>= kT– keskimääräistä energiaa oskillaattori luonnollisella taajuudella ν .
Kuten kokemus on osoittanut, lauseke (31.11) on yhdenmukainen kokeellisten tietojen kanssa vain riittävän alhaisten taajuuksien ja korkeiden lämpötilojen alueella. Korkeiden taajuuksien alueella tämä kaava on ristiriidassa kokeen ja Wienin siirtymälain kanssa. Ja Stefan-Boltzmannin lain saaminen tästä kaavasta johtaa järjettömyyteen. Tätä tulosta kutsutaan " ultraviolettikatastrofi". Nuo. sisällä klassinen fysiikka ei pystynyt selittämään energian jakautumisen lakeja mustan kappaleen spektrissä.
Korkeiden taajuuksien alueella hyvän sopivuuden kokeen kanssa antaa Wienin kaava (Wienin säteilylaki):
r ν, T \u003d Сν 3 A e -Аν / T, (31.12)
missä mv, T- mustan kappaleen energiavaloisuuden spektritiheys, Kanssa ja MUTTA – vakioita. Nykyaikaisella merkinnällä käyttämällä
Planckin vakio Wienin säteilylaki voidaan kirjoittaa muodossa
r ν, T = . (31.13)
Planck löysi oikean lausekkeen, joka on yhdenmukainen kokeellisten tietojen kanssa mustan kappaleen energian kirkkauden spektritiheydelle. Mukaan kvanttihypoteesi, atomioskillaattorit eivät säteile energiaa jatkuvasti, vaan tietyissä osissa - kvantteja, ja kvanttienergia on verrannollinen värähtelytaajuuteen
E 0 =hν = hс/λ,
missä h\u003d 6,625 × 10 -34 J × s - Planckin vakio Koska säteilyä emittoituu osissa, oskillaattorin energia E voi ottaa vain tiettyjä erillisiä arvoja , energian alkeisosien kokonaisluvun kerrannaisia E 0
E = nhv(n= 0,1,2…).
AT Tämä tapaus keskimääräistä energiaa<E> oskillaattoria ei voida pitää yhtä suurena kT.
Approksimaatiossa, että oskillaattorien jakautuminen mahdollisiin diskreetteihin tiloihin noudattaa Boltzmann-jakaumaa, oskillaattorin keskimääräinen energia on
<E> = , (31.14)
ja energian kirkkauden spektritiheys määritetään kaavalla
r ν, T = . (31.15)
Planck johti yleisen Kirchhoff-funktion kaavan
mv, T = , (31.16)
joka on yhtäpitävä kokeellisen tiedon kanssa mustan kappaleen säteilyspektrien energian jakautumisesta koko taajuus- ja lämpötila-alueella.
Planckin kaavasta, tietäen universaalit vakiot h,k ja kanssa, voimme laskea Stefan-Boltzmannin vakiot σ ja viiniä b. Ja päinvastoin. Planckin kaava on hyvin sopusoinnussa kokeellisen tiedon kanssa, mutta se sisältää myös erityisiä lämpösäteilyn lakeja, ts. on täydellinen ratkaisu lämpösäteilyn ongelmia.
Optinen pyrometria
Lämpösäteilyn lakeja käytetään hehkuvien ja itsestään valoisten kappaleiden (esimerkiksi tähtien) lämpötilan mittaamiseen. Menetelmiä korkeiden lämpötilojen mittaamiseksi, joissa käytetään energian valoisuuden spektritiheyden tai kappaleiden kokonaisenergian valoisuuden riippuvuutta lämpötilasta, kutsutaan optiseksi pyrometriaksi. Laitteita, joilla mitataan kuumennettujen kappaleiden lämpötilaa niiden lämpösäteilyn voimakkuudella spektrin optisella alueella, kutsutaan pyrometreiksi. Sen mukaan, mitä lämpösäteilyn lakia kappaleiden lämpötilaa mitataan, erotetaan säteily-, väri- ja kirkkauslämpötilat.
1. Säteilylämpötila on mustan kappaleen lämpötila, jossa sen energian kirkkaus R e yhtä suuri kuin energian kirkkaus R t tutkittava ruumis. Tässä tapauksessa tutkittavan kehon energiavaloisuus kirjataan ja Stefan-Boltzmannin lain mukaan lasketaan sen säteilylämpötila:
T p =.
Säteilylämpötila T p kehon lämpötila on aina pienempi kuin sen todellinen lämpötila T.
2.Värikäs lämpötila. Harmaille kappaleille (tai niitä ominaisuuksiltaan lähellä oleville kappaleille) energian valoisuuden spektritiheys
Rλ,Τ = AΤ rλ,Τ,
missä A t = konst < 1. Näin ollen energian jakautuminen harmaan kappaleen emissiospektrissä on sama kuin mustan kappaleen spektrissä, jolla on sama lämpötila, joten Wienin siirtymälaki pätee harmaisiin kappaleisiin. Tietäen aallonpituuden λ m ah, joka vastaa energian valovoiman maksimispektritiheyttä Rλ, Τ tutkittavasta kehosta, sen lämpötila voidaan määrittää
T c = b/ λ m ah,
jota kutsutaan värilämpötilaksi. Harmaille kappaleille värilämpötila on sama kuin todellinen. Värilämpötilan käsite menettää merkityksensä niille kappaleille, jotka eroavat suuresti harmaasta (esimerkiksi selektiivisesti absorptoidut). Tällä tavalla Auringon pinnan lämpötila määritetään ( T c=6500 K) ja tähdet.
3.Kirkkauslämpötila T i, on mustan kappaleen lämpötila, jossa tietyllä aallonpituudella sen energian valovoiman spektritiheys on yhtä suuri kuin tutkittavan kappaleen energiavaloisuuden spektritiheys, ts.
rλ,Τ = Rλ,Τ,
missä T –todellinen lämpötila runko, joka on aina suurempi kuin kirkkaus.
Kirkkauspyrometrinä käytetään yleensä katoavaa filamenttipyrometriä. Tässä tapauksessa pyrometrin langan kuva muuttuu erottumattomaksi kuuman kappaleen pinnan taustaa vasten, eli lanka näyttää "kadonneen". Kirkkauslämpötila voidaan määrittää käyttämällä mustakappalekalibroitua milliametria.
Lämmönlähteet Sveta
Kuumien kappaleiden hehkua käytetään valonlähteiden luomiseen. Mustien kappaleiden tulisi olla parhaita lämpövalonlähteitä, koska niiden spektrienergian valotiheys millä tahansa aallonpituudella on suurempi kuin samoissa lämpötiloissa otettujen ei-mustien kappaleiden spektrienergian valotiheys. Kuitenkin käy ilmi, että joissakin kappaleissa (esimerkiksi volframi), joilla on lämpösäteilyn selektiivisyys, säteilystä johtuva energiaosuus spektrin näkyvällä alueella on paljon suurempi kuin mustalla kappaleella, joka on lämmitetty samaan lämpötilaan. . Siksi volframi, jolla on myös korkea sulamispiste, on parasta materiaalia lampun filamenttien valmistukseen.
Tyhjiölampuissa olevan volframilangan lämpötila ei saa ylittää 2450 K, koska korkeammissa lämpötiloissa esiintyy sen voimakasta sputterointia. Maksimisäteily tässä lämpötilassa vastaa 1,1 μm:n aallonpituutta, eli se on hyvin kaukana ihmissilmän maksimiherkkyydestä (0,55 μm). Lampun polttimoiden täyttäminen inertillä kaasulla (esimerkiksi kryptonin ja ksenonin seoksella typen lisäyksellä) 50 kPa:n paineessa mahdollistaa hehkulangan lämpötilan nostamisen 3000 K:iin, mikä parantaa lampun spektrikoostumusta. säteilyä. Valoteho ei kuitenkaan kasva tässä tapauksessa, koska hehkulangan ja kaasun välisestä lämmönvaihdosta aiheutuu ylimääräisiä energiahäviöitä lämmönjohtavuudesta ja konvektiosta. Lämmönsiirrosta aiheutuvien energiahäviöiden vähentämiseksi ja kaasutäytteisten lamppujen valotehon lisäämiseksi hehkulanka on tehty spiraalin muotoon, jonka yksittäiset kierrokset lämmittävät toisiaan. klo korkea lämpötila tämän spiraalin ympärille muodostuu kiinteä kaasukerros ja konvektiosta johtuva lämmönvaihto on suljettu pois. Energiatehokkuus hehkulamput eivät tällä hetkellä ylitä 5%.
