Definições quantidades fotométricas da série de luz e as relações matemáticas entre elas são semelhantes às quantidades e relações correspondentes da série de energia. É por isso fluxo de luz, propagando dentro do ângulo sólido é igual a . unidade de medida fluxo luminoso (lúmen). Para luz monocromática relação entre as quantidades de energia e luz dado pelas fórmulas:
onde é uma constante chamada o equivalente mecânico da luz.
O fluxo luminoso que cai no intervalo de comprimentos de onda de eu antes da ,
, (30.8)
Onde jé a função de distribuição de energia em comprimentos de onda (ver Fig. 30.1). Então o fluxo luminoso total transportado por todos ondas do espectro,
. (30.9)
iluminação
O fluxo luminoso também pode vir de corpos que não brilham, mas refletem ou espalham a luz que incide sobre eles. Nesses casos, é importante saber qual fluxo de luz incide em uma determinada área da superfície do corpo. Para isso serve quantidade física, chamado de iluminação
. (30.10)
iluminaçãoé numericamente igual à razão do fluxo luminoso total incidente no elemento de superfície para a área desse elemento (consulte a Fig. 30.4). Para uma saída de luz uniforme
Unidade de iluminação 
(Luxo). Suíteé igual à iluminação de uma superfície com área de 1 m 2 quando um fluxo luminoso de 1 lm incide sobre ela. A iluminação de energia é definida de forma semelhante
Unidade de iluminação de energia.
Brilho
Para muitos cálculos de iluminação, algumas fontes podem ser consideradas como fontes pontuais. No entanto, na maioria dos casos, as fontes de luz são colocadas perto o suficiente para distinguir sua forma, ou seja, as dimensões angulares da fonte estão dentro da capacidade do olho ou do instrumento óptico de distinguir um objeto extenso de um ponto. Para tais fontes, uma quantidade física chamada brilho é introduzida. O conceito de brilho não se aplica a fontes cujas dimensões angulares sejam menores que a resolução do olho ou de um instrumento óptico (por exemplo, estrelas). O brilho caracteriza a radiação de uma superfície luminosa em uma determinada direção. A fonte pode brilhar com sua própria luz ou luz refletida.
Vamos destacar um fluxo de luz que se propaga em uma determinada direção em um ângulo sólido a partir de uma seção de uma superfície luminosa. O eixo do feixe forma um ângulo com a normal à superfície (ver Fig. 30.5).
Projeção de uma seção de uma superfície luminosa em um local perpendicular à direção selecionada,
(30.14)
chamado superfície visível elemento do site de origem (veja a Figura 30.6).
O valor do fluxo luminoso depende da área da superfície visível, do ângulo e do ângulo sólido:
O fator de proporcionalidade é chamado de brilho, depende propriedades ópticas superfície radiante e pode ser diferente para diferentes direções. De (30,5) brilho
. (30.16)
Nesse caminho, brilhoé determinado pelo fluxo luminoso emitido em uma determinada direção por uma unidade de superfície visível por unidade de ângulo sólido. Ou em outras palavras: o brilho em uma determinada direção é numericamente igual à intensidade da luz criada por uma unidade de área da superfície visível da fonte.
NO caso Geral o brilho depende da direção, mas existem fontes de luz para as quais o brilho não depende da direção. Tais fontes são chamadas lambertiano ou cosseno, porque a lei de Lambert é válida para eles: a intensidade da luz em uma determinada direção é proporcional ao cosseno do ângulo entre a normal à superfície da fonte e esta direção:
onde é a intensidade da luz na direção da normal à superfície, é o ângulo entre a normal à superfície e a direção preferida. Para garantir o mesmo brilho em todas as direções, as lâmpadas técnicas são equipadas com conchas de vidro leitoso. As fontes lambertianas que emitem luz difusa incluem uma superfície revestida com óxido de magnésio, porcelana não esmaltada, papel de desenho e neve recém-caída.
Unidade de brilho 
(nit). Aqui estão os valores de brilho de algumas fontes de luz:
Lua - 2,5 nós,
lâmpada fluorescente - 7 nós,
filamento da lâmpada - 5 Mnt,
a superfície do Sol é 1,5 Gnt.
O brilho mais baixo percebido pelo olho humano é de cerca de 1 mícron, e o brilho superior a 100 nós causa dor no olho e pode prejudicar a visão. O brilho de uma folha de papel branco ao ler e escrever deve ser de pelo menos 10 nits.
O brilho da energia é definido de forma semelhante
. (30.18)
Unidade de medida de radiância.
Luminosidade
Consideremos uma fonte de luz de dimensões finitas (brilhando com luz própria ou refletida). luminosidade fonte é chamada densidade superficial fluxo luminoso emitido por uma superfície em todas as direções dentro de um ângulo sólido. Se um elemento de superfície emite um fluxo luminoso, então
Para luminosidade uniforme, podemos escrever:
Unidade de luminosidade.
A luminosidade da energia é definida de forma semelhante
Unidade de luminosidade energética.
Leis de iluminação
As medições fotométricas são baseadas em duas leis de iluminação.
1. A iluminação de uma superfície por uma fonte de luz pontual varia em proporção inversa ao quadrado da distância da fonte à superfície iluminada. Considere uma fonte pontual (veja a Figura 30.7) que emite luz em todas as direções. Vamos descrever em torno da fonte esferas concêntricas com a fonte com raios e . Obviamente, o fluxo luminoso através das áreas da superfície e é o mesmo, uma vez que se propaga em um ângulo sólido. Então a iluminação das áreas e serão, respectivamente, e . Expressando os elementos superfícies esféricas pelo ângulo sólido , temos:
. (30.22)
2. A iluminação criada em uma seção elementar da superfície por um fluxo de luz incidente sobre ela em um determinado ângulo é proporcional ao cosseno do ângulo entre a direção dos raios e a normal à superfície. Vamos considerar um feixe paralelo de raios (veja a Fig. 29.8) caindo em áreas de superfícies e . Os raios incidem na superfície ao longo da normal e na superfície em ângulo com a normal. O mesmo fluxo de luz passa por ambas as seções. A iluminação da primeira e segunda seção será, respectivamente, e 
. Mas, portanto,
Combinando essas duas leis, podemos formular lei básica da iluminação: a iluminação de uma superfície por uma fonte pontual é diretamente proporcional à intensidade luminosa da fonte, ao cosseno do ângulo de incidência dos raios, e inversamente proporcional ao quadrado da distância da fonte à superfície
. (30.24)
Os cálculos usando esta fórmula fornecem um resultado bastante preciso se as dimensões lineares da fonte não excederem 1/10 da distância até a superfície iluminada. Se a fonte for um disco com um diâmetro de 50 cm, então em um ponto na normal ao centro do disco erro relativo nos cálculos para uma distância de 50 cm chega a 25%, para uma distância de 2 m não excede 1,5% e para uma distância de 5 m diminui para 0,25%.
Se houver várias fontes, a iluminação resultante será igual à soma das iluminações criadas por cada fonte individual. Se a fonte não pode ser considerada como uma fonte pontual, sua superfície é dividida em seções elementares e, determinada a iluminação criada por cada uma delas, de acordo com a lei 
, então integre em toda a superfície da fonte.
Existem normas de iluminação para locais de trabalho e instalações. Nas mesas salas de aula a iluminação deve ser de pelo menos 150 lux, para ler livros você precisa de iluminação e para desenhar - 200 lux. Para corredores, a iluminação é considerada suficiente, para ruas -.
A fonte de luz mais importante para toda a vida na Terra - o Sol cria em limite superior iluminação de energia da atmosfera, chamada de constante solar - e iluminação de 137 klx. A iluminação de energia criada na superfície da Terra por raios diretos no verão é duas vezes menor. A iluminação criada pela luz solar direta ao meio-dia na latitude média da área é de 100 klx. A mudança das estações na Terra é explicada pela mudança no ângulo de incidência dos raios do sol em sua superfície. No hemisfério norte, o maior ângulo de incidência dos raios na superfície da Terra é no inverno e o menor - no verão. Iluminação ligada espaço aberto com céu nublado é de 1000 lux. Iluminação em uma sala iluminada perto da janela - 100 lux. Para comparação, apresentamos a iluminação de lua cheia- 0,2 lux e do céu noturno em uma noite sem lua - 0,3 ml. A distância do Sol à Terra é de 150 milhões de quilômetros, mas devido ao fato de que a força luz solar igual, a iluminação criada pelo Sol na superfície da Terra é tão grande.
Para fontes cuja intensidade de luz depende da direção, às vezes use intensidade luminosa esférica média, onde é o fluxo luminoso total da lâmpada. Proporção de lúmen lâmpada elétricaà sua potência elétrica é chamado saída de luz lâmpadas: . Por exemplo, uma lâmpada incandescente de 100 W tem uma intensidade luminosa esférica média de cerca de 100 cd. O fluxo luminoso total de tal lâmpada é de 4 × 3,14 × 100 cd = 1260 lm, e a eficiência luminosa é de 12,6 lm / W. A eficiência luminosa das lâmpadas fluorescentes é várias vezes maior que a das lâmpadas incandescentes, chegando a 80 lm/W. Além disso, a vida útil das lâmpadas fluorescentes excede 10 mil horas, enquanto para as lâmpadas incandescentes é inferior a 1000 horas.
Ao longo de milhões de anos de evolução olho humano adaptado à luz solar e, portanto, é desejável que a composição espectral da luz da lâmpada seja o mais próximo possível da composição espectral da luz solar. Este requisito é melhor atendido por lâmpadas fluorescentes. Por isso também são chamadas de lâmpadas fluorescentes. O brilho do filamento de uma lâmpada causa dor no olho. Para evitar isso, são usados tons de vidro leitoso e abajures.
Com todas as suas vantagens, as lâmpadas fluorescentes também apresentam várias desvantagens: a complexidade do circuito de comutação, a pulsação do fluxo de luz (com uma frequência de 100 Hz), a incapacidade de iniciar no frio (devido à condensação de mercúrio), o zumbido do acelerador (devido à magnetostrição), perigo ambiental (mercúrio de uma lâmpada quebrada envenena o ambiente).
Para que a composição espectral da radiação de uma lâmpada incandescente fosse a mesma do Sol, seria necessário aquecer seu filamento à temperatura da superfície do Sol, ou seja, até 6200 K. Mas o tungstênio , o mais refratário dos metais, já derrete a 3660 K.
Uma temperatura próxima à da superfície solar é alcançada em uma descarga de arco em vapor de mercúrio ou em xenônio a uma pressão de cerca de 15 atm. A intensidade da luz de uma lâmpada de arco pode ser aumentada para 10 Mcd. Essas lâmpadas são usadas em projetores de filmes e holofotes. As lâmpadas cheias de vapor de sódio se distinguem pelo fato de que nelas uma parte significativa da radiação (cerca de um terço) está concentrada na região visível do espectro (duas linhas amarelas intensas 589,0 nm e 589,6 nm). Embora a emissão das lâmpadas de sódio seja muito diferente da luz solar usual para o olho humano, elas são usadas para iluminar rodovias, pois sua vantagem é uma alta eficiência luminosa, até 140 lm/W.
Fotômetros
Dispositivos projetados para medir a intensidade da luz ou fluxos de luz de diferentes fontes são chamados de fotômetros. De acordo com o princípio do registro, os fotômetros são de dois tipos: subjetivos (visuais) e objetivos.
O princípio de funcionamento de um fotômetro subjetivo é baseado na capacidade do olho de fixar a mesma iluminação (mais precisamente, brilho) de dois campos adjacentes com precisão suficientemente alta, desde que sejam iluminados com luz da mesma cor.
Fotômetros para comparar duas fontes são projetados de modo que o papel do olho seja reduzido a estabelecer a mesma iluminação de dois campos adjacentes iluminados pelas fontes comparadas (veja a Fig. 30.9). O olho do observador examina um prisma triédrico branco instalado no meio de um tubo enegrecido em seu interior. O prisma é iluminado por fontes e. Alterando as distâncias e das fontes ao prisma, é possível equalizar a iluminação das superfícies e . Então , onde e são as intensidades luminosas, respectivamente, das fontes e . Se a intensidade luminosa de uma das fontes é conhecida (fonte de referência), então pode ser determinada a intensidade luminosa da outra fonte na direção selecionada. Ao medir a intensidade luminosa da fonte em diferentes direções, eles encontram o fluxo luminoso total, iluminação, etc. A fonte de referência é uma lâmpada incandescente, cuja intensidade luminosa é conhecida.
A impossibilidade de alterar a relação de distâncias dentro de uma faixa muito ampla força o uso de outros métodos de atenuação do fluxo, como a absorção de luz por um filtro de espessura variável - uma cunha (ver Fig. 30.10).
Uma das variedades método visual A fotometria é um método de apagamento baseado no uso de um limiar de sensibilidade constante do olho para cada observador individual. O limiar de sensibilidade do olho é o brilho mais baixo (cerca de 1 mícron) ao qual o olho humano reage. Tendo determinado previamente o limiar de sensibilidade do olho, de alguma forma (por exemplo, com uma cunha absorvente calibrada), o brilho da fonte em estudo é reduzido ao limiar de sensibilidade. Sabendo quantas vezes o brilho é enfraquecido, é possível determinar o brilho absoluto da fonte sem uma fonte de referência. Este método é extremamente sensível.
A medição direta do fluxo luminoso total da fonte é realizada em fotômetros integrais, por exemplo, em um fotômetro esférico (ver Fig. 30.11). A fonte em estudo está suspensa na cavidade interna de uma esfera caiada de branco com superfície fosca. Como resultado de múltiplos reflexos de luz dentro da esfera, a iluminação é criada, determinada pela intensidade luminosa média da fonte. A iluminação do orifício, protegido dos raios diretos pela tela, é proporcional ao fluxo luminoso: , onde é a constante do aparelho, dependendo de seu tamanho e cor. O buraco é coberto com vidro leitoso. O brilho do vidro de leite também é proporcional à saída de luz. É medido pelo fotômetro descrito acima ou por outro método. Na tecnologia, fotômetros esféricos automatizados com fotocélulas são usados, por exemplo, para controlar lâmpadas incandescentes no transportador de uma planta de lâmpadas elétricas.
Métodos Objetivos A fotometria é dividida em fotográfica e elétrica. Os métodos fotográficos baseiam-se no fato de que o escurecimento da camada fotossensível é proporcional à densidade da energia luminosa que incide sobre a camada durante sua iluminação, ou seja, exposição (ver Tabela 30.1). Este método determina a intensidade relativa de dois linhas espectrais em um espectro ou comparar as intensidades da mesma linha em dois espectros adjacentes (tirados na mesma placa fotográfica) escurecendo certas seções da placa fotográfica.
Os métodos visuais e fotográficos estão sendo gradualmente substituídos pelos elétricos. A vantagem destes últimos é que eles são bastante fáceis de registrar e processar automaticamente os resultados, até o uso de um computador. Os fotômetros elétricos permitem medir a intensidade da radiação além do espectro visível.
CAPÍTULO 31
31.1. Características radiação térmica
Corpos aquecidos a temperaturas suficientemente altas brilham. O brilho dos corpos devido ao aquecimento é chamado radiação térmica (temperatura). A radiação térmica, sendo a mais comum na natureza, ocorre devido à energia movimento térmicoátomos e moléculas de uma substância (isto é, devido à sua energia interna) e é característica de todos os corpos a temperaturas acima de 0 K. A radiação térmica é caracterizada por um espectro contínuo, cuja posição do máximo depende da temperatura. Em altas temperaturas, curto (visível e ultravioleta) ondas eletromagnéticas, em baixo - predominantemente longo (infravermelho).
A característica quantitativa da radiação térmica é densidade espectral de luminosidade de energia (radiância) de um corpo- potência de radiação por unidade de área da superfície do corpo na faixa de frequência da largura da unidade:
Rv,T =, (31.1)
onde está a energia radiação eletromagnética emitido por unidade de tempo (potência de radiação) por unidade de área de superfície do corpo na faixa de frequência v antes da v+dv.
Unidade densidade espectral luminosidade de energia Rv,T- joule por metro quadrado (J/m 2).
A fórmula escrita pode ser representada em função do comprimento de onda:
=Rv,Tdv= Rλ,Tdλ. (31.2)
Porque c = λvυ, então dλ/dv = - cv 2 = - λ 2 /Com,
onde o sinal de menos indica que conforme um dos valores aumenta ( λ ou v) o outro valor diminui. Portanto, no que segue, o sinal de menos será omitido.
Nesse caminho,
Rυ,T =Rλ,T . (31.3)
Usando a fórmula (31.3), pode-se ir de Rv,T para Rλ,T e vice versa.
Conhecendo a densidade espectral da luminosidade da energia, podemos calcular luminosidade de energia integral(emissividade integral), somando todas as frequências:
R T = . (31.4)
A capacidade dos corpos de absorver a radiação incidente sobre eles é caracterizada por absorção
E v,T =(31.5)
mostrando qual fração da energia trazida por unidade de tempo por unidade de área da superfície do corpo por ondas eletromagnéticas incidentes sobre ele com frequências de v antes da v+dvé absorvido pelo organismo.
A absorbância espectral é uma quantidade adimensional. Quantidades Rv,T e A v, T dependem da natureza do corpo, sua temperatura termodinâmica e, ao mesmo tempo, diferem para radiações com diferentes frequências. Portanto, esses valores são classificados como T e v(ou melhor, para uma faixa de frequência bastante estreita de v antes da v+dv).
Um corpo capaz de absorver completamente a qualquer temperatura toda radiação de qualquer frequência incidente sobre ele é chamado de Preto. Portanto, a absorbância espectral de um corpo negro para todas as frequências e temperaturas é identicamente igual à unidade ( A h v, T = 1). Não há corpos absolutamente negros na natureza, no entanto, corpos como fuligem, preto platina, veludo preto e alguns outros, em uma certa faixa de frequência, estão próximos em suas propriedades.
modelo ideal o corpo negro é uma cavidade fechada com um pequeno orifício, cuja superfície interna é enegrecida (Fig. 31.1). Um feixe de luz que entrou na Fig.31.1.
tal cavidade experimenta múltiplas reflexões das paredes, como resultado das quais a intensidade da radiação emitida acaba sendo praticamente zero. A experiência mostra que quando o tamanho do furo é menor que 0,1 do diâmetro da cavidade, a radiação incidente de todas as frequências é completamente absorvida. Deste modo abra a janela as casas do lado da rua parecem pretas, embora no interior dos quartos seja bastante clara devido ao reflexo da luz das paredes.
Junto com o conceito de corpo negro, o conceito é usado corpo cinza- um corpo cuja capacidade de absorção menos de um, mas é o mesmo para todas as frequências e depende apenas da temperatura, material e estado da superfície do corpo. Assim, para o corpo cinza A com v,T< 1.
Lei de Kirchhoff
Lei de Kirchhoff: a relação entre a densidade espectral da luminosidade da energia e a absorbância espectral não depende da natureza do corpo; é uma função universal de frequência (comprimento de onda) e temperatura para todos os corpos:
= rv,T(31.6)
Para corpo negro A h v, T=1, então segue da lei de Kirchhoff que Rv,T para um corpo negro é rv, T. Assim, a função universal de Kirchhoff rv, T nada mais é do que a densidade espectral da luminosidade energética de um corpo negro. Portanto, de acordo com a lei de Kirchhoff, para todos os corpos a razão da densidade espectral da luminosidade de energia para a absortividade espectral é igual à densidade espectral da luminosidade de energia de um corpo negro na mesma temperatura e frequência.
Segue-se da lei de Kirchhoff que a densidade espectral da luminosidade de energia de qualquer corpo em qualquer região do espectro é sempre menor que a densidade espectral da luminosidade de energia de um corpo negro (para os mesmos valores T e v), Porque A v, T < 1, и поэтому Rv,T < r v υ,T. Além disso, de (31.6) segue que se o corpo a uma dada temperatura T não absorve ondas eletromagnéticas na faixa de frequência de v, antes da v+dv, então são eles nesta faixa de frequência a uma temperatura T e não irradia, pois A v, T=0, Rv,T=0
Usando a lei de Kirchhoff, a expressão para a luminosidade da energia integral de um corpo negro (31.4) pode ser escrita como
RT = .(31.7)
Para o corpo cinza R com T = NO = A T R e, (31.8)
Onde R e= -luminosidade energética do corpo negro.
A lei de Kirchhoff descreve apenas a radiação térmica, sendo tão característica dela que pode servir como um critério confiável para determinar a natureza da radiação. A radiação que não obedece à lei de Kirchhoff não é térmica.
Para fins práticos, decorre da lei de Kirchhoff que corpos com superfície escura e rugosa têm coeficiente de absorção próximo a 1. Por esta razão, roupas escuras são preferidas no inverno e claras no verão. Mas os corpos com um coeficiente de absorção próximo da unidade também têm uma luminosidade de energia correspondentemente mais alta. Se você pegar dois recipientes idênticos, um com uma superfície escura e áspera, e as paredes do outro forem claras e brilhantes, e derramar a mesma quantidade de água fervente neles, o primeiro recipiente esfriará mais rapidamente.
31.3. Leis de Stefan-Boltzmann e deslocamentos de Wien
Segue-se da lei de Kirchhoff que a densidade espectral da luminosidade de energia de um corpo negro é uma função universal, portanto, encontrar sua dependência explícita da frequência e da temperatura é tarefa importante teorias da radiação térmica.
Stefan, analisando dados experimentais, e Boltzmann, aplicando método termodinâmico, resolveu este problema apenas parcialmente ao estabelecer a dependência da luminosidade da energia R e da temperatura. De acordo com Lei de Stefan-Boltzmann,
R e \u003d σ T 4, (31.9)
ou seja, a luminosidade energética de um corpo negro é proporcional aos quartos da potência de sua temperatura termodinâmica; σ
- Constante de Stefan-Boltzmann: seu valor experimental é 5,67×10 -8 W/(m 2 ×K 4).
Stefan - lei de Boltzmann, definindo a dependência R e sobre a temperatura, não dá uma resposta sobre a composição espectral da radiação do corpo negro. A partir das curvas experimentais da dependência da função rλ,T do comprimento de onda λ (rλ,T =´ ´ r ν,T) no várias temperaturas(Fig.30.2) Fig.31.2.
segue-se que a distribuição de energia no espectro de um corpo negro é desigual. Todas as curvas têm um máximo pronunciado, que muda para comprimentos de onda mais curtos à medida que a temperatura aumenta. Área limitada pela curva de dependência rλ,T a partir de λ e o eixo das abcissas, é proporcional à luminosidade da energia R e corpo negro e, portanto, de acordo com a lei de Stefan-Boltzmann, os quartos do grau de temperatura.
V. Vin, baseando-se nas leis da termodinâmica e eletrodinâmica, estabeleceu a dependência do comprimento de onda λ max correspondente ao máximo da função rλ,T, na temperatura T. De acordo com Lei do deslocamento de Wien,
λ max \u003d b / T, (31.10)
ou seja, comprimento de onda λ
máximo correspondente valor máximo espectral
densidade de luminosidade de energia rλ,T corpo negro é inversamente proporcional à sua temperatura termodinâmica. b - falha constante seu valor experimental é 2,9×10-3 m×K.
A expressão (31.10) é chamada de lei do deslocamento de Wien, ela mostra o deslocamento da posição máxima da função rλ,Tà medida que a temperatura aumenta para a região de comprimentos de onda curtos. A lei de Wien explica por que, à medida que a temperatura dos corpos aquecidos diminui, seu espectro é cada vez mais dominado pela radiação de ondas longas (por exemplo, a transição calor branco fica vermelho quando o metal esfria).
Fórmulas Rayleigh-Jeans e Planck
Da consideração das leis de Stefan-Boltzmann e Wien, segue-se que a abordagem termodinâmica para resolver o problema de encontrar função universal Kirchhoff não deu os resultados desejados.
Uma tentativa rigorosa de inferência de dependência teórica rλ,T pertence a Rayleigh e Jeans, que aplicaram os métodos da física estatística à radiação térmica, usando lei clássica distribuição uniforme energia em graus de liberdade.
A fórmula de Rayleigh-Jeans para a densidade espectral da luminosidade de energia de um corpo negro tem a forma:
r , T = <E> = kT, (31.11)
Onde <Е>= kT– energia média oscilador com frequência natural ν .
Como a experiência mostrou, a expressão (31.11) é consistente com dados experimentais apenas na região de frequências suficientemente baixas e altas temperaturas. Na região de altas frequências, essa fórmula discorda do experimento, bem como da lei de deslocamento de Wien. E obter a lei de Stefan-Boltzmann dessa fórmula leva ao absurdo. Esse resultado é chamado de " catástrofe ultravioleta". Aqueles. dentro de física clássica não conseguiu explicar as leis de distribuição de energia no espectro de um corpo negro.
Na região de altas frequências, uma boa concordância com o experimento é dada pela fórmula de Wien (lei de radiação de Wien):
r ν, T \u003d Сν 3 A e -Аν / T, (31.12)
Onde rv, T- densidade espectral da luminosidade energética do corpo negro, A PARTIR DE e MAS – constantes. Em notação moderna usando
A lei de radiação de Wien constante de Planck pode ser escrita como
r , T = . (31.13)
A expressão correta consistente com dados experimentais para a densidade espectral da luminosidade de energia de um corpo negro foi encontrada por Planck. De acordo com hipótese quântica, osciladores atômicos irradiam energia não continuamente, mas em certas porções - quanta, e a energia quântica é proporcional à frequência de oscilação
E 0 =hν = hс/λ,
Onde h\u003d 6,625 × 10 -34 J × s - constante de Planck. Como a radiação é emitida em porções, a energia do oscilador E só pode assumir certos valores discretos , múltiplos de um número inteiro de porções elementares de energia E 0
E = nhv(n= 0,1,2…).
NO este caso energia média<E> oscilador não pode ser igual a kT.
Na aproximação de que a distribuição de osciladores sobre possíveis estados discretos obedece à distribuição de Boltzmann, a energia média do oscilador é
<E> = , (31.14)
e a densidade espectral da luminosidade da energia é determinada pela fórmula
r , T = . (31.15)
Planck derivou a fórmula para a função universal de Kirchhoff
rv, T = , (31.16)
o que concorda com os dados experimentais sobre a distribuição de energia nos espectros de radiação de um corpo negro em toda a faixa de frequências e temperaturas.
Da fórmula de Planck, conhecendo as constantes universais h,k e Com, podemos calcular as constantes de Stefan-Boltzmann σ e vinho b. E vice versa. A fórmula de Planck está de acordo com os dados experimentais, mas também contém leis particulares de radiação térmica, ou seja, é solução completa problemas de radiação térmica.
Pirometria óptica
As leis da radiação térmica são usadas para medir a temperatura de corpos incandescentes e autoluminosos (por exemplo, estrelas). Os métodos para medir altas temperaturas que usam a dependência da densidade espectral da luminosidade da energia ou da luminosidade da energia integral dos corpos em relação à temperatura são chamados de pirometria óptica. Dispositivos para medir a temperatura de corpos aquecidos pela intensidade de sua radiação térmica na faixa óptica do espectro são chamados de pirômetros. Dependendo de qual lei de radiação térmica é usada ao medir a temperatura dos corpos, as temperaturas de radiação, cor e brilho são distinguidas.
1. Temperatura de radiaçãoé a temperatura de um corpo negro na qual sua luminosidade de energia R e igual à luminosidade da energia R t corpo em estudo. Neste caso, a luminosidade energética do corpo em estudo é registrada e, de acordo com a lei de Stefan-Boltzmann, sua temperatura de radiação é calculada:
Tp =.
Temperatura de radiação Tp corpo é sempre menor que sua temperatura real T.
2.Temperatura colorida. Para corpos cinzas (ou corpos próximos a eles em propriedades), a densidade espectral da luminosidade da energia
R λ,Τ = A Τ r λ,Τ,
Onde A t = const < 1. Conseqüentemente, a distribuição de energia no espectro de emissão de um corpo cinza é a mesma que no espectro de um corpo negro com a mesma temperatura, portanto a lei de deslocamento de Wien se aplica aos corpos cinzas. Conhecendo o comprimento de onda λ m ah, correspondente à densidade espectral máxima de luminosidade de energia Rλ,Τ do corpo em estudo, sua temperatura pode ser determinada
Tc = b/ λ ah,
que é chamado de temperatura de cor. Para corpos cinza, a temperatura de cor coincide com a verdadeira. Para corpos muito diferentes do cinza (por exemplo, aqueles com absorção seletiva), o conceito de temperatura de cor perde seu significado. Desta forma, a temperatura na superfície do Sol é determinada ( Tc=6500 K) e estrelas.
3.Temperatura de brilho T i, é a temperatura de um corpo negro na qual, para um determinado comprimento de onda, sua densidade espectral de luminosidade de energia é igual à densidade espectral da luminosidade da energia do corpo em estudo, ou seja,
rλ,Τ = Rλ,Τ,
Onde T –temperatura real corpo, que é sempre maior que o brilho.
Um pirômetro de filamento que desaparece geralmente é usado como um pirômetro de brilho. Neste caso, a imagem do fio do pirômetro torna-se indistinguível contra o fundo da superfície do corpo quente, ou seja, o fio parece “desaparecer”. Usando um miliamperímetro calibrado de corpo negro, a temperatura de brilho pode ser determinada.
Fontes de luz térmica
O brilho dos corpos quentes é usado para criar fontes de luz. Corpos negros devem ser as melhores fontes de luz térmica, uma vez que sua densidade de luminosidade de energia espectral para qualquer comprimento de onda é maior do que a densidade de luminosidade de energia espectral de corpos não negros tomados nas mesmas temperaturas. No entanto, verifica-se que para alguns corpos (por exemplo, tungstênio), que têm seletividade de radiação térmica, a fração de energia atribuível à radiação na região visível do espectro é muito maior do que para um corpo negro aquecido à mesma temperatura . Portanto, o tungstênio, tendo também um alto ponto de fusão, é o melhor material para fazer filamentos de lâmpadas.
A temperatura do filamento de tungstênio em lâmpadas a vácuo não deve ultrapassar 2450K, pois em temperaturas mais altas ocorre sua forte pulverização. A radiação máxima nesta temperatura corresponde a um comprimento de onda de 1,1 µm, ou seja, está muito distante da sensibilidade máxima do olho humano (0,55 µm). O enchimento de lâmpadas com gases inertes (por exemplo, uma mistura de criptônio e xenônio com adição de nitrogênio) a uma pressão de 50 kPa permite aumentar a temperatura do filamento para 3000 K, o que leva a uma melhoria na composição espectral de a radiação. No entanto, a saída de luz não aumenta neste caso, uma vez que ocorrem perdas de energia adicionais devido à troca de calor entre o filamento e o gás devido à condutividade térmica e convecção. Para reduzir as perdas de energia devido à transferência de calor e aumentar a saída de luz das lâmpadas a gás, o filamento é feito na forma de uma espiral, cujas voltas individuais aquecem umas às outras. No Temperatura alta uma camada fixa de gás é formada em torno desta espiral e a troca de calor devido à convecção é excluída. Eficiência energética lâmpadas incandescentes atualmente não excede 5%.
1. Fluxo de radiação. O conceito do espectro de radiação eletromagnética. O princípio de medir a distribuição do fluxo ao longo do espectro. Quantidades de energia.
Fluxo (potência) de radiação (F) yavl. a quantidade principal no sistema de energia de medições. A potência (ou fluxo) de radiação é considerada a energia transferida por unidade de tempo. O valor de F é expresso em watts (W).
Faixa de ondas eletromagnéticas hesitação, s. na natureza, é bastante amplo e se estende de frações de angstrom a um quilômetro.
Espectro de radiação eletromagnética, mícrons
Raios gama _____________________________________ menos de 0,0001
Raios-X _______________________________ 0,01-0,0001
Raios ultravioleta ____________________________ 0,38-0,01
Luz visível __________________________________________ 0,78-0,38
Raios infravermelhos ________________________________1000-0,78
Ondas de rádio __________________________________________________ mais de 1000
Apenas uma parte da radiação eletromagnética com um intervalo de comprimento de onda de λmin= 0,01 μm a λmax=1000 μm pertence à região óptica do espectro. Tal radiação é criada como resultado da excitação eletromagnética dos átomos, vibracional e movimento rotativo moléculas.
NO espectro óptico três áreas principais podem ser distinguidas: ultravioleta, visível, infravermelho.
A radiação ultravioleta produz os fótons mais poderosos e tem um forte efeito fotoquímico.
A emissão de luz visível, apesar do intervalo bastante estreito, permite-nos ver toda a diversidade do mundo que nos rodeia. Portanto, o olho humano praticamente não percebe a radiação com faixas extremas de comprimento de onda (elas têm um efeito fraco no olho), na prática luz visívelé costume considerar a radiação com uma faixa de comprimento de onda de 400-700 nm. Esta radiação tem um efeito fotofísico e fotoquímico significativo, mas inferior ao ultravioleta.
Os fótons têm a energia mínima de toda a região óptica do espectro radiação infra-vermelha. Para esta radiação har-mas efeito térmico e, em grande medida menor grau, fotofísica e fotoquímica. ação.
2. O conceito do receptor de radiação . Reações do receptor. Classificação dos receptores de radiação. Receptores lineares e não lineares. Sensibilidade espectral do receptor de radiação.
corpos em que tais transformações ocorrem sob a ação de radiação óptica, recebido em engenharia de iluminação nome comum "receptores de radiação"
Convencionalmente, os receptores de radiação são divididos em:
1. O receptor natural da radiação é o olho humano.
2. Materiais sensíveis à luz usados para gravação óptica de imagens.
3. Os receptores também são elementos fotossensíveis medindo instrumentos(densitômetros, colorímetros)
A radiação óptica tem uma alta energia e, portanto, afeta muitas substâncias e corpos físicos.
Como resultado da absorção de luz em meios e corpos, linha inteira fenômenos (Figura 2.1, Sir 48)
Um corpo que absorveu radiação começa a se irradiar. Nesse caso, a radiação secundária pode ter uma faixa espectral diferente da absorvida. N-r, sob iluminação luz ultravioleta corpo emite luz visível.
A energia da radiação absorvida é convertida em energia elétrica, como no caso do efeito fotoelétrico, ou produz uma mudança propriedades elétricas material que ocorre em fotocondutores. Tais transformações são chamadas fotofísico.
Outro tipo de transformação fotofísica é a transição da energia da radiação em energia térmica. Este fenômeno encontrou aplicação em termoelementos usados para medir a potência de radiação.
A energia da radiação é convertida em energia química. Ocorre uma transformação fotoquímica de uma substância que absorve luz. Esta conversão ocorre na maioria dos materiais fotossensíveis.
Os corpos em que tais transformações ocorrem sob a ação da radiação óptica receberam um nome comum na engenharia de iluminação. "receptores de radiação"
Receptores lineares não lineares???????????????????
Sensibilidade espectral do receptor de radiação.
Sob a ação da radiação óptica no receptor, ocorre uma transformação fotoquímica e fotofísica, alterando as propriedades do receptor de uma determinada maneira.
Essa mudança é chamada de resposta útil do receptor.
No entanto, nem toda a energia da radiação incidente é gasta em uma reação útil.
Parte da energia dos receptores não é absorvida e, portanto, não pode causar uma reação. A energia absorvida também não é totalmente convertida em útil. Por exemplo, além da transformação fotoquímica, pode ocorrer aquecimento do receptor. Praticamente usado parte da energia chamada. útil, e a parte praticamente usada da potência de radiação (fluxo de radiação Ф) é o fluxo efetivo Ref.
A razão do fluxo efetivo Ref para o fluxo de radiação incidente no receptor
chamado sensibilidade do receptor.
Para a maioria dos receptores, a sensibilidade espectral depende do comprimento de onda.
Sλ= сРλ eff/Фλ e Рλ eff=КФλSλ
As quantidades são chamadas Фλ e Рλ, respectivamente, o fluxo de radiação monocromática e o fluxo efetivo monocromático, e Sλ é a sensibilidade espectral monocromática.
Conhecendo a distribuição de potência no espectro Ф(λ) para a radiação incidente no receptor e a sensibilidade espectral do receptor S(λ), é possível calcular o fluxo efetivo pela fórmula – Реф=К ∫ Ф(λ )S(λ)dλ
A medição refere-se a uma faixa de ∆λ limitada pela resposta espectral do receptor ou pela faixa espectral da medição.
3.Características do olho como receptor. Fluxo de luz. Sua conexão com o fluxo de radiação. curva de visibilidade. A diferença entre luz e energia flui na faixa de 400-700 nm.
Características do olho como receptor.
O aparelho visual consiste em um receptor de radiação (olhos), nervos ópticos e áreas visuais do cérebro. Nessas zonas, os sinais que se formam nos olhos e entram pelos nervos ópticos são analisados e convertidos em imagens visuais.
O receptor de radiação consiste em dois globos oculares, cada um dos quais, com a ajuda de seis músculos externos, pode girar facilmente na órbita tanto no plano horizontal quanto no vertical. Ao examinar um objeto, os olhos se movem abruptamente, fixando-se alternadamente vários pontos objeto. Este movimento é de natureza vetorial, ou seja, a direção de cada salto é determinada pelo objeto em consideração. A velocidade do salto é muito alta e os pontos de fixação, onde o olho para por 0,2-0,5 s, estão localizados principalmente nas bordas dos detalhes, onde há diferenças de brilho. Durante as "paradas" o olho não está em repouso, mas faz micro-movimentos rápidos em relação ao ponto de fixação. Apesar dessas microssacadas, nos pontos de fixação, a área observada do objeto é focada na fóvea central da retina sensível à luz dos olhos.
Fig.2.4 (Seção horizontal do olho) p.56
Fluxo de luz(F) Por fluxo luminoso, em geral, entenda o poder da radiação, estimado pelo seu efeito sobre o olho humano. A unidade de fluxo luminoso é o lúmen (lm).
A ação do fluxo de luz sobre o olho causa sua certa reação. Dependendo do nível de ação do fluxo de luz, funciona um ou outro tipo de receptores oculares sensíveis à luz, chamados de bastonetes ou cones. Em condições nível baixo iluminação (por exemplo, à luz da lua), o olho vê os objetos ao redor devido aos bastonetes. Em altos níveis de iluminação, o aparelho de visão diurna, pelo qual os cones são responsáveis, começa a funcionar.
Além disso, os cones são divididos em três grupos de acordo com sua substância sensível à luz com sensibilidade diferente em vários campos espectro. Portanto, ao contrário dos bastonetes, eles reagem não apenas ao fluxo de luz, mas também à sua composição espectral.
A este respeito, podemos dizer que a ação da luz é bidimensional. Característica quantitativa reações oculares associadas ao nível de iluminação, chamado. leve. A característica de qualidade associada Niveis diferentes reações de três grupos de cones, chamado cromaticidade.
Uma característica importante curva de distribuição yavl da sensibilidade espectral relativa do olho (eficiência luminosa espectral relativa) à luz do dia νλ =f(λ) Fig.1.3 p.9
Na prática, foi estabelecido que em condições de luz do dia o olho humano tem sensibilidade máxima à radiação com Lamda = 555 nm (V555 = 1). Ao mesmo tempo, cada unidade de fluxo luminoso com F555 tem uma potência de radiação Ф555 = 0,00146W . A razão do fluxo luminoso F555 para Ф555 é chamada eficiência de luz espectral.
K= F555/F555=1/0,00146=680 (lm/W)
Ou para qualquer comprimento de onda de radiação na faixa visível K=const:
K \u003d 1 / V (λ) * F λ / Ф λ \u003d 680. (1)
Usando a fórmula (1), é possível estabelecer uma relação entre o fluxo luminoso e o fluxo de radiação.
Fλ = 680 * Vλ * Фλ
Para radiação integrada
F= 680 ∫ Vλ Фλ dλ
4. Fluxo fotoativo. Informação geral sobre fluxo eficiente. Fluxos monocromáticos e integrais. Actinismo .
Dois tipos de fluxos efetivos são usados em engenharia de iluminação e tecnologia de reprodução: luz F e fotoactínica A.
O fluxo luminoso está relacionado com a potência (fluxo de radiação Ф) pela seguinte expressão:
F=680 ∫ Ф(λ) V(λ) dλ
400 nm
onde Ф(λ) é a distribuição da potência de radiação no espectro, V(λ) é a curva de eficiência luminosa espectral relativa (curva de visibilidade) e 680 é o coeficiente que permite passar de watts para lumens. É chamado de equivalente de fluxo luminoso e é expresso em lm/W.
Se o fluxo luminoso incidir em qualquer superfície, sua densidade superficial é chamada de iluminância. A iluminação E está relacionada ao fluxo luminoso pela fórmula
Onde Q é a área em m A unidade de iluminação é lux (kl)
Para materiais sensíveis à luz e fotodetectores de dispositivos de medição, use fluxo fotoactínicoUMA.
Este é o fluxo eficiente definido pela expressão
A = ∫ Ф (λ) S (λ) dλ
Se a faixa espectral na qual a medição é feita é limitada pelos comprimentos de onda λ1 e λ2, então a expressão para fluxo fotoactínico tomará a forma
A \u003d ∫ F (λ) * S (λ) dλ
λ1
A unidade de medida A depende da unidade de medida da sensibilidade espectral. Se Sλ é valor relativo, e é medido em watts. Se Sλ tem dimensão, e.
m /J, isso afetará a dimensão do fluxo fotoactínico
Densidade superficial do fluxo fotoactínico na superfície iluminada actinicidade de radiação nazuma, uma= dA/ dQ
Se a superfície do receptor estiver iluminada uniformemente, então a=A/Q.
Para radiação monocromática.
Fλ = 680 * Vλ * Фλ
Para radiação integrada
F= 680 ∫ Vλ Фλ dλ
Actinismo- iluminação analógica. Sua unidade de medida depende da dimensão A
Se A - W, então a-W / m
Fig.2.2 página 52
Quanto maior a actinidade da radiação, mais eficientemente a energia da radiação é usada e mais, com outros condições iguais, a resposta do receptor será útil.
Para atingir a actinicidade máxima, é desejável que a sensibilidade espectral máxima do receptor e a potência máxima de radiação caiam nas mesmas zonas do espectro. Essa consideração orienta a seleção de uma fonte de luz para obter imagens em um tipo específico de materiais sensíveis à luz.
Por exemplo, o processo de cópia.
As camadas de cópia usadas para fazer chapas de impressão são sensíveis à radiação ultravioleta e azul-violeta. Eles não reagem à radiação de outras zonas do espectro visível. Portanto, para realizar o processo de cópia, eles usam
Lâmpadas de iodetos metálicos, ricas em radiação de espectro ultravioleta e azul.
Figura 2.3. Página 53 manual
5. Temperatura de cor. Curvas de luminosidade de um corpo negro absoluto em temperaturas diferentes. O conceito de uma curva normalizada. Definição do termo "temperatura de cor". Mudança de direção na cor da radiação com uma mudança na temperatura de cor.
Temperatura de cor significa a temperatura em kelvins de um corpo completamente preto, na qual a radiação tem a mesma cor que a que está sendo considerada. Para lâmpadas incandescentes com filamento de tungstênio, a distribuição espectral da radiação é proporcional à distribuição espectral da radiação de um corpo completamente negro na faixa de comprimento de onda de 360-1000 nm. Para calcular a composição espectral da radiação do corpo negro para um determinado temperatura absoluta aquecendo, você pode usar a fórmula de Planck:
e -5 s 2 / λ t
Rλ \u003d C1 λ (e -1)
uh
Onde Rλ é a luminosidade da energia espectral, C1 e C2 são constantes, e é a base logaritmos naturais, temperatura T-absoluta, K
Experimentalmente, a temperatura de cor é determinada pelo valor da relação azul-vermelho das actinicidades. Actinicidade-iluminância, eficaz em relação ao fotodetector:
Аλ = Фλ Sλ / Q = Eλ Sλ
Onde Ф é o fluxo radiante, Sλ é a sensibilidade do fotodetector, Qλ é sua área
Se um medidor de luz é usado como um fotodetector, então a actinicidade é a iluminação determinada quando a fotocélula é blindada com filtros de luz azul e vermelha.
Tecnicamente, a medição é feita da seguinte forma.
A fotocélula do medidor de luz é blindada alternadamente por filtros de luz azul e vermelho especialmente selecionados. Os filtros de luz devem ser zonais e ter a mesma multiplicidade na zona de transmissão. O galvanômetro luxímetro determina a iluminação da fonte medida para cada um dos filtros. Calcule a razão azul-vermelho usando a fórmula
K \u003d Ac / Ak \u003d Es / Ek
SCHEDULE página 6 escravo de laboratório
Фλ. Para fazer isso, de acordo com a fórmula de Planck, são calculados os valores da luminosidade da energia espectral. Em seguida, a função resultante é normalizada. O racionamento consiste em uma diminuição ou aumento proporcional em todos os valores de tal forma
de modo que a função passe por um ponto com coordenadas λ= 560nm, lg R560 =2.0
ou λ= 560 nm, R560 rel = 100 Neste caso, considera-se que cada valor se refere ao intervalo espectral ∆λ correspondente à etapa de cálculo.
∆λ=10 nm, luminosidade 100 W*m corresponde a um comprimento de onda de 560 nm na faixa de comprimento de onda de 555-565 nm.
Fig 1.2 Página 7 escravo do laboratório
Usando a função de dependência espectral Rλ = f λ, pode-se encontrar as funções E λ = Фλ = f λ Para fazer isso, use as fórmulas
E-iluminação, R-luminosidade, F- fluxo de energia, Q- área
6. Fonte de luz. suas características espectrais. Classificação das fontes de luz de acordo com o tipo de radiação. Fórmula de Planck e Wien.
7. Propriedades fotométricas de fontes de radiação. Classificação por quantidades geométricas: fontes de luz pontuais e estendidas, corpo fotométrico.
Dependendo da proporção das dimensões do emissor e sua distância ao ponto estudado do campo, as fontes de radiação podem ser divididas em 2 grupos:
1) fontes pontuais de radiação
2) uma fonte de dimensões finitas (fonte linear) Uma fonte de radiação cujas dimensões são significativamente menos distância ao ponto em estudo são chamados de ponto. Na prática, considera-se como fonte pontual aquela cujo tamanho máximo é pelo menos 10 vezes menor que a distância até o receptor de radiação. Para tais fontes de radiação, a lei do inverso do quadrado da distância é observada.
E=I/r 2 cosseno alfa, onde alfa=ângulo entre o feixe de luz e a perpendicular à superfície C.
Se a partir do ponto em que a fonte pontual de radiação está localizada para colocar de lado em várias direções espaço são vetores de intensidade de radiação unitária e desenhamos uma superfície através de suas extremidades, então obtemos um CORPO FOTOMÉTRICO da intensidade de radiação da fonte. Tal corpo caracteriza completamente a distribuição do fluxo de radiação de uma determinada fonte no espaço circundante
8. Conversão de radiação por meios ópticos. Características de conversão de radiação: coeficientes de luz, multiplicidades, densidades ópticas, a relação entre eles. Filtros Definição do termo. Curva espectral como característica de filtro universal.
Quando o fluxo de radiação Ф0 atinge o corpo real(meio óptico), parte de seu Ф(ro) é refletida pela superfície, parte de Ф(alfa) é absorvida pelo corpo e parte de Ф(tau) passa por ele. capacidade corporal ( ambiente óptico) para tal transformação é caracterizada pelo coeficiente de reflexão ro=Fro/Ф0, o coeficiente tau=Ftau/Ф0.
Se os coeficientes são determinados pela conversão de fluxos de luz (F, lm), então eles são chamados de luz (fotométrico)
Rosv \u003d Fo / Fo; Alphasw=Falpha/F®; tausv=Ftau/F®
Para coeficientes ópticos e de luz, é verdade que sua soma é 1,0 (po + alfa + tau \u003d 1)
Existem mais dois tipos de coeficientes - monocromáticos e zonais. Os primeiros avaliam o efeito do meio óptico na radiação monocromática com comprimento de onda lambda.
Os coeficientes zonais estimam a conversão da radiação emprestada das zonas do espectro (azul com delta lambda = 400-500 nm, verde com delta lambda = 500-600 nm e vermelho com delta lambda = 600-700 nm)
9. Lei de Bouguer-Lambert-Beer. Quantidades vinculadas por lei. Aditividade de densidades ópticas como principal conclusão da lei de Bouguer-Lambert-Beer. Indicadores de dispersão de luz, turbidez do meio. Tipos de dispersão de luz.
F 0 /F t = 10 kl , taxa de absorção de k. Beer descobriu que o índice de absorção também depende da concentração da substância absorvente de luz c, k \u003d Xc, x é o índice de absorção molar, expresso como o recíproco da espessura da camada que atenua a luz em 10 vezes em uma concentração de substância absorvente de luz nele 1 mol / l.
A equação final que expressa a lei Bouguer-Lambert-Beer é assim: F0 / Ft \u003d 10 elevado a Xc1
O fluxo luminoso transmitido pela camada está relacionado com a diminuição exponencial do fluxo através do índice de absorção molar, da espessura da camada e da concentração da substância absorvedora de luz. Decorre da lei considerada significado físico conceitos de densidade óptica. Integrando a expressão Ф0/Фт=10 à potência Xc1
Obtemos D \u003d X * s * l, aqueles. Densidade ótica ambiente depende de sua natureza, é proporcional à sua espessura e à concentração de absorção de luz in-va. Como a lei de Bouguer-Lambert-Beer caracteriza a fração de luz absorvida através da fração de luz transmitida, ela não leva em consideração a luz refletida e espalhada. Além disso, a relação resultante expressando a lei de Bouger-Lambert-Beer é válida apenas para meios homogêneos e não leva em consideração a perda de reflexão da luz da superfície dos corpos. O desvio da lei leva à não aditividade dos meios ópticos.
Fluxo luminoso - o poder da energia da luz, um valor efetivo, medido em lúmens:
Ф = (JQ/dt. (1,6)
A unidade de fluxo luminoso é lúmen (lm); 1 lm corresponde ao fluxo luminoso emitido em um ângulo sólido unitário por uma fonte isotrópica pontual com uma intensidade de luz de 1 candela (a definição de uma candela será dada abaixo).
Saída de luz monocromática
F(A.dk) = Kt. m Fe, (L, dk) Vx = 683 Fe, (A, dk) Vx.
Fluxo luminoso de radiação complexa: com um espectro linear
Ф=683£Ф,(Л„ dk)VXh
contínuo
onde n é o número de linhas no espectro; F<>D,(A.) é uma função da densidade espectral do fluxo de radiação.
sshs estudando ( força de energia light) le(x^ - densidade espacial do fluxo de radiação, numericamente igual à razão do fluxo de radiação c1Fe para o ângulo sólido t/£2, dentro do qual o fluxo se propaga e é distribuído uniformemente:
>ea v=d A intensidade da radiação determina a densidade espacial da radiação de uma fonte pontual localizada no topo do ângulo sólido (Fig. 1.3). A direção 1ef é tomada como o eixo do ângulo sólido dLl. orientados pelos ângulos a e P nos planos longitudinal e transversal. A unidade de intensidade de radiação, W/sr, não tem nome. A distribuição espacial do fluxo de radiação de uma fonte pontual é determinada exclusivamente por seu corpo fotométrico - uma parte do espaço delimitada por uma superfície desenhada através das extremidades dos vetores de raio da força de radiação. A seção transversal de um gel fotométrico por um plano que passa pela origem e uma fonte pontual determina a curva de intensidade luminosa (CLC) da fonte para o plano de corte dado. Se o corpo fotométrico tiver um eixo de simetria, a fonte de radiação caracteriza o KSS no plano longitudinal (Fig. 1.4). Fluxo de radiação de uma fonte de radiação circular simétrica pontual F? \u003d jle (a) dLi \u003d 2l J le (a) sin ada, onde Dj é o ângulo sólido zonal dentro do qual a radiação da fonte se propaga; é determinado no plano longitudinal pelos ângulos "| e um „. Intensidade da luz de uma fonte pontual - densidade espacial do fluxo de luz laf,=dФ/dQ. (1,8) Candela (cd) é uma unidade de intensidade luminosa (uma das unidades básicas do sistema SI). A candela é igual à intensidade da luz emitida na direção perpendicular de uma área de 1/600.000 m2 de um corpo negro na temperatura de solidificação da platina T = 2045 K e uma pressão de 101325 Pa. O fluxo luminoso IS é determinado pelo CSS, se o corpo fotométrico tiver um eixo de simetria. Se o KSS / (a) for dado por um gráfico ou tabela, o cálculo do fluxo luminoso da fonte é determinado pela expressão F \u003d £ / shdts-, + i, onde /w - valor srslnss da intensidade da luz no ângulo sólido zonal; Dj, (+| = 2n(cos a, -cos a, _|) (ver Tabela 1.1). Luminosidade de energia (radiância) - a proporção do fluxo de radiação que emana da pequena área de superfície considerada para a área da área do logotipo: M e \u003d (1Fe/dA; Mex\u003e \u003d Fe/A, (1,9) onde d$>e e Ф(. - fluxos de radiação emitidos por uma superfície dA ou superfície A. A unidade de luminosidade de energia (W/m2) é o fluxo de radiância. emitido a partir de 1 m2 de superfície; Esta unidade não tem nome. Luminosidade - a proporção do fluxo luminoso que emana da pequena área de superfície em consideração para a área desta área: M =
onde ёF e Ф - fluxos de luz emitidos por uma área de superfície dA ou superfície A. A luminosidade é medida em lm / m2 - este é o fluxo luminoso emitido a partir de 1 m2. Iluminação de energia (irradiância) - a densidade do fluxo radiante, mas a superfície irradiada Ee \u003d (1Fe / s1A; Ecp \u003d Fe / A, (1.11) onde Ee, Eср - respectivamente, a irradiância da área de superfície dA e a irradiância média da superfície A. Por unidade de medida de irradiância. Wg/m2. tome tal irradiância na qual 1 W do fluxo radiante cai e seja distribuído uniformemente sobre a superfície de 1 m2; Esta unidade não tem nome. Iluminação - a densidade do fluxo luminoso sobre a superfície iluminada dF.=d<>/dA Еср - F/L, (1.12) onde dE e Еср são a iluminação da área da superfície dA e a iluminação média da superfície A. Lux (lx) é a unidade de iluminação. Uma iluminação de 1 lux tem uma superfície, em 1 m2 da qual cai um fluxo luminoso de 1 lm e é distribuído uniformemente sobre ela. O brilho energético de um corpo ou de uma seção de sua superfície na direção a é a razão entre a intensidade da radiação em nanopartículas a e a projeção da superfície radiante em um plano perpendicular a essa direção (Fig. 1.5): ~ dIshch / (dA cos ss), ~ ^ey. ^" (1-13) onde Leu e Lcr são as radiâncias energéticas da área da superfície dA e da superfície A na direção a, cujas projeções em um plano perpendicular a essa direção são iguais a dAcosa e a, respectivamente; dleu e ea são, respectivamente, as intensidades de radiação emitidas por dA e A na direção a. O brilho energético de uma superfície plana B 1 M é tomado como unidade de radiância. tendo uma força de radiação de 1 Vg/sr na direção perpendicular. Esta unidade (W/srm2) não tem nome. O brilho na direção a de um corpo ou de uma seção de sua superfície é igual à razão entre a intensidade luminosa nessa direção e a projeção da superfície: La = dIa/(dAcosa); /.acp = /a/a, (1,14) onde /u e Lacp são os brilhos da área de superfície dA e a superfície A na direção a. cujas projeções em um plano perpendicular a esta direção são respectivamente iguais a dA cos a e a; dla. 1a - respectivamente, a intensidade da luz emitida pelas superfícies dA e A na direção a. A unidade de medida de brilho (cd/m2) é o brilho de uma superfície tão plana, que na direção perpendicular emite uma intensidade luminosa de 1 cd de uma área de 1 m2. brilho equivalente. Sob condições de visão crepuscular, a eficiência luminosa espectral relativa do órgão da visão depende do nível de adaptação Y (X, /.) e ocupa uma posição intermediária entre K (A) e Y "(X), mostrada na Fig. 1.2. Sob essas condições, seu estudo de várias composições espectral, o mesmo brilho para visão diurna, mas brilho diferente para o olho (efeito Purkins), por exemplo, o azul será mais brilhante que o vermelho.No campo da visão crepuscular, o conceito de brilho equivalente é usado. Você pode escolher a radiação de uma determinada composição espectral, para a qual o brilho em todos os níveis é considerado proporcional à potência da radiação. A. A. Gershun [1] sugeriu que fossem considerados como tal. chamado de referência, para usar a radiação do corpo negro na temperatura de solidificação da platina. Seu estudo de uma composição espectral diferente, igual em brilho com a referência, terá o mesmo brilho equivalente, embora o brilho padrão das radiações seja diferente. O brilho equivalente permite comparar diferentes radiações pelo seu efeito luminoso mesmo em condições de incerteza da função de sensibilidade espectral relativa. Para quantificar a radiação, é usada uma gama bastante ampla de quantidades, que podem ser condicionalmente divididas em dois sistemas de unidades: energia e luz. Neste caso, as grandezas de energia caracterizam a radiação relativa a toda a região óptica do espectro, e as grandezas de iluminação caracterizam a radiação visível. As quantidades de energia são proporcionais às quantidades de iluminação correspondentes. A principal quantidade no sistema de energia, que permite julgar a quantidade de radiação, é fluxo de radiação Ph, ou poder de radiação, ou seja quantidade de energia C, irradiado, transportado ou absorvido por unidade de tempo: O valor Fe é expresso em watts (W). - unidade de energia Na maioria dos casos, eles não levam em conta a natureza quântica do aparecimento da radiação e a consideram contínua. Uma característica qualitativa da radiação é a distribuição do fluxo de radiação ao longo do espectro.. Para radiações de espectro contínuo, o conceito é introduzido densidade espectral do fluxo de radiação (
)
- a relação entre a potência de radiação atribuível a uma determinada seção estreita do espectro para a largura desta seção (Fig. 2.2). Para uma faixa espectral estreita d
o fluxo de radiação é dФ
.
A ordenada mostra as densidades espectrais do fluxo de radiação
= dФ
/d
,
portanto, o fluxo é representado pela área de uma seção elementar do gráfico, ou seja, Figura 2.2 - Dependência da densidade de fluxo espectral
radiação do comprimento de onda
E Debaixo fluxo luminoso F, no caso geral, entender o poder da radiação, estimado pelo seu efeito no olho humano. A unidade de fluxo luminoso é lúmen (lm). - unidade de iluminação A ação do fluxo de luz sobre o olho causa sua certa reação. Dependendo do nível de ação do fluxo de luz, funciona um ou outro tipo de receptores oculares sensíveis à luz, chamados de bastonetes ou cones. Em condições de pouca luz (por exemplo, à luz da lua), o olho vê os objetos ao redor devido aos bastonetes. Em altos níveis de iluminação, o aparelho de visão diurna, pelo qual os cones são responsáveis, começa a funcionar. Além disso, os cones são divididos em três grupos de acordo com sua substância sensível à luz com sensibilidade diferente em diferentes regiões do espectro. Portanto, ao contrário dos bastonetes, eles reagem não apenas ao fluxo de luz, mas também à sua composição espectral. Nesse sentido, pode-se dizer que ação leve bidimensional. A característica quantitativa da reação do olho associada ao nível de iluminação é chamada leveza. A característica qualitativa associada ao diferente nível de reação dos três grupos de cones é chamada cromaticidade. O poder da luz
(EU).
Na tecnologia de iluminação, esse valor é tomado como básico. Esta escolha não tem fundamento fundamental, mas é feita por razões de conveniência, uma vez que A intensidade da luz não depende da distância. O conceito de intensidade luminosa refere-se apenas a fontes pontuais, ou seja, a fontes cujas dimensões são pequenas em comparação com a distância delas à superfície iluminada. A intensidade luminosa de uma fonte pontual em uma determinada direção é por unidade de ângulo sólido
fluxo de luz F emitido por esta fonte em uma determinada direção: eu =F/Ω Energia intensidade luminosa é expressa em watts por esterradiano ( Ter/Qua). Por iluminação unidade de intensidade luminosa é aceita candela(cd) é a intensidade luminosa de uma fonte pontual que emite um fluxo luminoso de 1 lm, distribuído uniformemente dentro de um ângulo sólido de 1 esterradiano (sr). Um ângulo sólido é uma parte do espaço limitada por uma superfície cônica e um contorno curvilíneo fechado que não passa pelo vértice do ângulo (Fig. 2.3). Quando uma superfície cônica é comprimida, as dimensões da área esférica tornam-se infinitamente pequenas. O ângulo sólido neste caso também se torna infinitesimal: Figura 2.3 - Para a definição do conceito de "ângulo sólido" Iluminação (E).
Sob iluminação energética E uh Entenda o fluxo de radiação unidade de área superfície iluminada Q:
A iluminação de energia é expressa em P/m 2
.
Iluminação de luz E
expresso pela densidade do fluxo de luz F na superfície ilumina (Fig. 2.4): Para a unidade de iluminação de luz é tomada luxo, ou seja a iluminação de uma superfície que recebe um fluxo luminoso de 1 lm distribuído uniformemente sobre ela em uma área de 1 m 2. Entre outras grandezas utilizadas na engenharia de iluminação, destacam-se energia radiação Cuh
ou energia luminosa C,
assim como a energia Não ou luz H
exposição. Os valores We e W são determinados pelas expressões Onde Debaixo energia H uh ou exposição à luz entender a densidade de energia de superfície da radiação C
uh
ou energia luminosa C respectivamente na superfície iluminada. Aquilo é luzese euexposição Hé o produto da iluminação E, criado pela fonte de radiação, por um tempo t ação desta radiação.
Se o espectro de emissão estiver dentro dos limites de
1
antes da
2
, então a magnitude do fluxo de radiação
são, respectivamente, as funções de mudar o fluxo de radiação e o fluxo luminoso no tempo. We é medido em joules ou Ws, um C
–
em lm s.
