Перегляд вихідного коду сторінки Колірна температура

[[Файл:PlanckianLocus.png|міні|праворуч|200пкс|]]
[[Файл:Incand-3500-5500-color-temp-comparison.png|міні|праворуч|200пкс|Колірна температура поширених ламп: [[лампа розжарення|розжарення, 2700K]]; [[Люмінесцентна лампа|люмінесцентна тепла, 3500K]]; [[Люмінесцентна лампа|люмінесцентна холодна, 5500K]] (див. колір плям на стелі)]]

'''Колі́рна температу́ра'''&nbsp;— характеристика розподілу інтенсивності [[випромінення]] джерела [[Світло|світла]] як функція [[Довжина хвилі|довжини хвилі]] в оптичному діапазоні, температура [[Абсолютно чорне тіло|абсолютно чорного тіла]], при якій воно випускає випромінювання з тією ж хроматичністю, що і дане випромінення. Колірна температура характеризує [[Спектральний аналіз|спектральний склад випромінювання]] [[джерела світла]]. Служить об'єктивним враженням кольору, відбивальних об'єктів та джерел світла, тому визначає колір предметів, який відчуває [[людське око]] при спостереженні в даному світлі.

Вимірюється в [[міред]]ах (М) і [[Кельвін (одиниця)|Кельвінах]] (К), «Міред» обернено пропорційний до «Кельвін»: <math>M=10^6/K</math>.

У зв'язку з тим, що колір об'єкта залежить як від його [[спектр]]альних властивостей, так і від характеру освітлення, в техніці стандартизують найпоширеніші джерела світла перш за все за колірною температурою.

Застосовується в [[Колориметрія|колориметрії]], [[Астрофізика|астрофізиці]] (при вивченні розподілу енергії в спектрах [[Зорі|зір]], див. також — [[спектрофотометрична температура]]).

'''Спектрофотометрична температура''', або '''колірна температура''' (Tc) — параметр, що характеризує залежність інтенсивності ''I<sub>λ</sub>'' неперервного випромінювання від [[Довжина хвилі|довжини хвилі]] ''λ'' (в [[Оптичний діапазон випромінювань|оптичному діапазоні]]). Визначення спектрофотометричної (колірної) температури засновано на порівнянні характерного для даного джерела спектрального розподілу інтенсивності ''I<sub>λ</sub>'' зі спектром [[абсолютно чорне тіло|абсолютно чорного тіла]]. Колірну температуру приймають рівною температурі [[абсолютно чорне тіло|абсолютно чорного тіла]], яке має в розглянутому інтервалі довжин хвиль ''Δλ'' той же нахил кривої ''LgI<sub>λ</sub>'' як функції ''λ'', що й дане джерело.

В астрофізиці поняття колірної температури використовується при вивченні [[атмосфери зірок|атмосфер зірок]].

У загальному випадку, колірна температура не збігається з [[ефективна температура|ефективною температурою]] зірки і рі́зна для різних ділянок спектру. Причиною цього є відмінність [[Коефіцієнт поглинання (оптика)|коефіцієнтів поглинання]] атмосфери зірки в різних інтервалах довжин хвиль ''Δλ'', у зв'язку з чим ми спостережним випромінюванням у атмосферних шарах, розташованих на різній глибині, щоі мають різну температуру. 

Що більша непрозорість атмосфери, то з тоншого шару приходить до нас випромінювання, а отже, тим менше розходження колірної температури для різних ділянок спектру. В цьому випадку колірна температура близька до ефективної температури, а випромінювання зірки наближається до випромінювання [[абсолютно чорне тіло|абсолютно чорного тіла]]. 

Колірну температуру знаходять, порівнюючи [[інтенсивність випромінювання]] досліджуваного джерела з інтенсивністю стандартного джерела, температура якого відома. Визначення колірної температури гарячих зірок ускладнене тим, що в області високих температур ''(kT>>hν)'' нахил кривої ''LgI<sub>λ</sub>'' слабко залежить від температури. Для зір всіх спектральних класів суттєву роль відіграє [[міжзоряне поглинання]], яке змінює нахил кривої ''LgI<sub>λ</sub>'', тобто колірну температуру.

== Шкала колірних температур поширених джерел світла ==
* 800 К&nbsp;— початок видимого темно-червоного свічення розжарених тіл;
* 2000 К&nbsp;— світло від полум'я [[свічка|свічки]];
* 2360 К&nbsp;— [[лампа розжарення]], вакуумна;
* 2800&nbsp;– 2854 К&nbsp;— газонаповнені (галогенні) лампи розжарювання з вольфрамовою спіраллю;
* 3200&nbsp;– 3250 К&nbsp;— типові кінознімальні лампи;
* 5500 К&nbsp;— денне пряме сонячне світло;
* 6500 К&nbsp;— стандартне джерело денного білого світла, близьке до середньо-денного сонячного світла;
* 7500 К&nbsp;— денне світло з великою часткою розсіяного від чистого блакитного неба;
* 10000 К&nbsp;— колір джерела з «нескінченно високою температурою».

== Вимірювання ==

Колірна температура може бути знайдена без знання абсолютних значень поверхневої яскравості.
<math>\Delta\Phi = -\frac{d[ln(\frac{I_\lambda^0}{I_\lambda^\prime})]}{d(\frac{1}{\lambda})} = \frac{C_2}{T_0}(1-e^{-\frac{C_2}{\lambda T_0}})^{-1} - \frac{C_2}{T_*}(1-e^{-\frac{C_2}{\lambda T_*}})^{-1}\;\;\;\;\;\;\;\;\;\;\;\;\;\;\;\;\;\;\;\;\;\;(1)</math>

Величина

<math>\Phi = \frac{C_2}{T}(1-e^{-\frac{C_2}{\lambda T}})^{-1}\;\;\;\;\;\;\;\;\;\;\;\;\;\;\;\;\;\;\;\;\;\;(2)</math>

називається абсолютним спектрофотометричним градієнтом, знайденим для середньої довжини хвилі даної ділянки спектру. Різниця величин <math>\Phi_0 - \Phi_*</math> у формулі '''(1)''' Називається відносним спектрофотометричним градієнтом.
Використовуючи [[Закон Погсона|співвідношення Погсона]], можна отримати вираз для відносного спектрофотометричного градієнта через зоряні величини.

<math>\Delta\Phi = -\frac{d[ln(\frac{I_\lambda^0}{I_\lambda^\prime})]}{d(\frac{1}{\lambda})} = -2,30 \frac{d[lg(\frac{I_\lambda^0}{I_\lambda^\prime})]}{d(\frac{1}{\lambda})} = -0,92 \frac{d(\Delta m_\lambda)}{d(\frac{1}{\lambda})}\;\;\;\;\;\;\;\;\;\;\;\;\;\;\;\;\;\;\;\;\;\;(3)</math>

Значення температури зірок, отримані по відносним спектрофотометричним градієнтам, є функцією спектрального класу: чим до більш раннього класу належить зірка, тим вища її температура. Зазвичай описаним методом знаходять температури зірок, що мають пізні спектральні класи по відношенню до зорі порівняння, яка береться класу А0. Для гарячіших зірок використовують інші методи.

== Див. також ==
* [[Спектрофотометрія]]
* [[Колір]]
* [[Індекс передавання кольору]]
* [[Кольороподіл]]
* [[Архітектурний дизайн освітлення]]
* [[Спектрофотометричні стандарти]]

== Література ==
# ''[[Сюняєв Рашид Алійович|Сюняев Р.А.]],'' Физика Космоса маленькая энциклопедия, М. - 1986
# Курс астрофизики и звездной астрономии, т.1. М., 1973, с. 507-530
# [[Мартинов Дмитро Якович|''Мартынов Д.Я.'']] Курс практической астрофизики. М., 1977, с. 388-455
# ''Грэй Д.'' Наблюдение и анализ звездных фотосфер. М., 1980, с. 209-238, 387-405

== Посилання ==
* [http://www.photohandle.com/cvetovaja-temperatura/ Цветовая температура] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20160414122935/http://www.photohandle.com/cvetovaja-temperatura/ |date=14 квітня 2016 }} {{ref-ru}}

{{phys-stub}}

[[Категорія:Астрофізика]]
[[Категорія:Спектроскопія]]
[[Категорія:Астрометрія]]