Хант Р.В.Г. Цветовоспроизведение

Подождите немного. Документ загружается.

181

ГЛАВА 10 ИСТОЧНИКИ СВЕТА

(ñ)

(d) (e)

Рис. 10.2 (a) — дневной свет выступает в роли основного освещения, а свет газоразрядных ламп

на цепях моста и ламп накаливания на его опорах — в качестве вспомогательного; (b) — в сравне

нии с дневным, свет ламп накаливания — интенсивножелтый; (с) — дневной свет весьма вариа

белен и зависит от смеси солнечного света, света неба и облаков; (d) — свет низкого солнца жел

тее, чем свет высокостоящего; (e) на закате свет солнца становится интенсивнооранжевым.

Зрительная система человека адаптируется к превалирующему освещению, поэтому

бо<льшая часть визуальных отличий адаптирующего освещения от дневного света компенсиру

ется. Однако визуальная компенсация хроматического дисбаланса изображений обычно неве

лика, поскольку они обычно занимают лишь малую часть поля зрения (см. рис. 5.9). Таким об

разом, компенсация сдвигов в цветности освещения сцены — это задача, решаемая на стадии

визуализации: в фотографии компенсацию выполняют либо при печати негативов, либо с по

мощью фильтров во время съемки, устанавливаемых на объектив камеры, либо же путем под

бора подходящего типа слайдпленки (см. раздел 5.7); при съемке цифровыми фотокамерами

регулируют относительную мощность сигнала по красному, зеленому и синему каналам (см.

раздел 31.9). Вместе с тем, коль скоро зрение к освещению сцен адаптируется неполностью, для

удержания общего колорита их изображения предпочтительна лишь частичная цветокомпен



сация.

Прологарифмируем это уравнение по основанию е для температур T и

log ( ) log log

eee

ll-

log ( ) log log

eee

ll-

Следовательно:

log ( ) log ( )

Выражение

log ( ) log ( )

PPll-

— это разница (в логарифмических единицах) между

двумя спектральными распределениями, позиционирующая оптическую плотность (по

основанию е), которую должен иметь фильтр по каждой из длин волн для конверсии

спектрального распределения энергии, характеризуемого цветовой температурой «Т»,

в распределение, характеризуемое цветовой температурой «

». Из вышеприведенного

уравнения следует, что оптическая плотность такого фильтра по каждой из длин волн

(т.н. монохроматическая или спектральная оптическая плотность) будет обратно про

порциональна длине волны и прямо пропорциональна выражению:

(Данное выражение — это одна миллионная майредсдвига.) Таким образом, ха

рактер фильтра определяется только этим сдвигом, но не цветовыми температурами T

или

Логарифмический вариант (по еоснованию) кривой спектральной оптической плот

ности (D

), которая должна быть у фильтра при заданном майредсдвиге (М), вычисля

ется по формуле:

cMc

Однако оптическая плотность обычно оценивается по основанию 10, поэтому:

2 303

. l

Коль скоро c

= 14388, получаем:

DM=0 00624

Следовательно, если D отложить по оси ординат, а 1/l по оси абсцисс, то получится

прямая, наклон которой (m) будет:

m = 0.00624M

И наоборот, если фильтр имеет наклон m, то майредсдвиг — это:

M = (160.2)m

182

ГЛАВА 10 ИСТОЧНИКИ СВЕТА

Отметим, что прямая будет иметь наклон m тогда, когда единица оптической плот

ности на оси ординат идентична по величине одной единице обратного микрометра на

оси абсцисс.

Следует отметить также, что когда величины M и m — положительны, то при поло

жительном майредсдвиге (то есть при понижении цветовой температуры) спектраль

ная оптическая плотность фильтра растет обратно пропорционально длине волны, а

падает, следовательно, — прямо пропорционально ей. Наоборот: при отрицательном

майредсдвиге, то есть при росте цветовой температуры, спектральная оптическая

плотность фильтра растет прямо пропорционально длине волны.

На рис. 10.3 показаны спектральные оптические плотности двух wrattenфильтров

(81 EF и 82 C): на ось абсцисс нанесена т.н. реципрокальная (обратная) шкала длин волн,

а по оси ординат отложены величины спектральной оптической плотности. Если некие

фильтры являются истинными спектроконверсионными фильтрами, то кривые их

спектральных оптических плотностей будут прямыми линиями, и мы видим, что на

большей части видимого спектра (Dl на рис. 10.3) кривые фактических фильтров очень

близки к теоретическим кривым (пунктирные линии). На первый взгляд, отличия фак

тических кривых от идеальных по коротким волнам весьма велики, но реципрокальная

шкала в этой области спектра сильно растянута, поэтому данные дефекты выглядят не

сколько преувеличенно; плюс к тому, световая энергия вольфрамовых ламп накалива

ния в этой области спектра весьма мала. Таким образом, на практике как данные два

фильтра, так и подобные им стеклянные и желатиновые фильтры различных

майредсдвигов с большим успехом используются в качестве спектроконверсионных.

10.4 ДНЕВНОЙ СВЕТ

Наиболее частый, но при этом и наиболее вариабельный источник освеще

ния сцен — дневной свет. Солнце, которое определяет все фазы дневного света, в цен



тре своем, судя по всему, нагрето до миллионов градусов, но на поверхности оно намно



183

ГЛАВА 10 ИСТОЧНИКИ СВЕТА

Äëèíà âîëíû (ðåöèïðîêàëüíàÿ øêàëà)

400 500 600 700

Îïòè÷åñêàÿ ïëîòíîñòü

0.1

0.2

0.3

0.4

0.5

Wratten 81 EF

Wratten 82 Ñ

Òåîðåòè÷åñêèé ôèëüòð

+ 51 ìàéðåä

Òåîðåòè÷åñêèé ôèëüòð

 51 ìàéðåä

Рис. 10.3 Кривые спектральной оптической плотности теоретических (пунктирные линии) и

фактических (сплошные линии) спектроконверсионных фильтров.

го холоднее, и цветовая температура испускаемого им света лежит примерно между

6000 и 7000 К. Точное значение определить сложно, поскольку свет проходит через

солнечную и земную атмосферы, которые не только не нейтральны, но и не постоянны

в своих спектральных поглощениях (Moon, 1940; Taylor и Kerr, 1941; Jones и Condit,

1948; Hull, 1954).

На рис. 10.4 показано типичное спектральное распределение энергии солнечного

света, зафиксированное у земной поверхности (McAdam, 1958): кривая демонстрирует

множество максимумов, часть из которых вызвана полосами поглощения в солнечной

атмосфере (т.н. фраунгоферовы линии), остальные — поглощением в атмосфере Земли

(в частности, за счет кислорода и паров воды).

Если небо ясно и безоблачно, то общий дневной свет содержит смесь прямого сол

нечного света с диффузным светом, рассеянным земной атмосферой. Поскольку свет

коротких волн рассеивается больше, чем свет длинных, в свете неба преобладает си

ний компонент (синевы тем больше, чем яснее небо). Свет неба, однако, рассеивается

не только в направлении Земли, но также и в космос, поэтому при смешении солнеч

ного света со светом неба имеют место определенные потери коротковолнового ком

понента.

Спектральное распределение энергии света, испускаемого солнечной поверхно

стью, весьма близко к спектральному распределению энергии планковского абсолют

но черного тела, но, как мы видим, у земной поверхности солнечный свет ощутимо от

клоняется от этого распределения за счет рассеивания коротковолнового («синего»)

компонента и за счет поглощения излучения солнечной и земной атмосферами.

На рис. 10.5 показаны спектральные распределения энергии типичного дневного

света при ярком солнце (кривая «А») и при облачном небе (кривая «В») (Henderson

и Hodgkiss, 1963 и 1964). Для сравнения дано спектральное распределение света план

ковского излучателя при 5630 К (кривая «С»): мы видим, что при общем подобии спек



184

ГЛАВА 10 ИСТОЧНИКИ СВЕТА

Рис. 10.4 Типичная кривая спектрального распределения энергии солнечного света, зафикси

рованная у поверхности Земли (McAdam, 1958).

тральных распределений дневного света и света планковского тела имеются и весьма

ощутимые различия.

Разница между цветовой температурой солнечного света у земной поверхности

(в данной фазе) и температурой на поверхности Солнца (6000—7000 К) — это мера по

тери коротковолнового света за счет его рассеяния в космосе: в сравнении со светом

планковского излучателя у дневного света явно не хватает энергии на длинах волн,

меньших 430 нм.

Для сравнения спектрального распределения энергии дневного света в облачную

погоду со спектральным распределением энергии света планковского излучателя при

7730 К на рис. 10.5 дана пунктирная кривая «D».

В облачную погоду спектральное распределение дневного света зависит от высоты

облаков: если облака расположены низко, то они выступают в роли нейтрального рас

сеивающего и поглощающего слоя, который смешивает синий свет неба с прямым сол

нечным светом, порождая тем самым рассеянный свет, цветность которого подобна

цветности смеси прямого солнечного света и света неба в ясный день; однако если верх

няя поверхность облаков находится очень высоко, то спектральное распределение

энергии света у поверхности Земли будет похожим на солнечный свет вне земной атмо

сферы. Это объясняется тем, что самый верхний слой облаков захватывает бо<льшую

часть рассеянного синего света прежде, чем тот пропадет в космосе, и перенаправляет

его на Землю. На рассеяние большей части синего света неба на меньших высотах ука

зывает то, что на высоте порядка 12000 метров небо выглядит весьма темным (Harding

и Lambert, 1951). Наконец, отметим, что цветовая температура, при которой спек

тральное распределение энергии дневного света соответствует средней облачности,

примерно равна 6500 К (что в целом равно цветовой температуре солнечного света за

пределами земной атмосферы).

Далее. На рис. 10.6 даны спектральные распределения энергии дневного света при

разных погодных условиях (Condit и Grum, 1964).

185

ГЛАВА 10 ИСТОЧНИКИ СВЕТА

Рис. 10.5 Типичные кривые относительного спектрального распределения световой энергии

при ярком солнце (А) и в облачную погоду (В) (Henderson и Hodgkiss, 1963 и 1964) вместе с бли

жайшими к ним кривыми спектрального распределения энергии планковских излучателей.

Действительно, цветность дневного света, как света солнечного, зависит от погод

ных условий:

— если небо ясно, то повышение толщины атмосферного слоя, через который про

ходят солнечные лучи прежде чем упасть на поверхность Земли, ведет к очевидному

покраснению света, что демонстрирует кривая спектрального распределения энергии

на рис. 10.7 (Condit и Grum, 1964). Таким образом, изображения, полученные при све

те Солнца, стоящего низко над горизонтом, могут иметь резко выраженный оранже

вый сдвиг хроматического баланса. Вместе с тем на закате прямые солнечные лучи по

степенно слабеют, и поэтому рассеянный свет, который, напомним, очень синий, на

чинает играть все бо<льшую и бо<льшую роль

. Поэтому на закате свет вначале краснеет,

а затем синеет;

— при облаках средней высоты перед закатом происходит покраснение света, но

вскорости начинает быстро нарастать синева;

— при высоких облаках свет перед закатом либо краснеет очень мало, либо не крас

неет совсем.

Питт и Сельвин обнаружили, цветность света на закате более или менее стабильна

до тех пор, пока не начнет нарастать синева (Pitt и Selwyn, 1938).

Общая изменчивость цветности дневного света в течение дня, определяемая его

различными фазами, весьма ясно выражена, что хорошо видно по рис. 10.8, где даны

спектральные распределения энергии в двух вариантах измерения: плоскость фото

приемника, направлена прямо на Солнце — с угловой высотой 8° и в сторону от Солн

ца — с угловой высотой 30° (Condit и Grum, 1964).

186

ГЛАВА 10 ИСТОЧНИКИ СВЕТА

Рис. 10.6 Кривые относительного спектрального распределения энергии дневного света в ти

пичных погодных условиях (ясно, легкая облачность, пасмурно, туман), зафиксированные в

вертикальном положении плоскости сенсора, направленного в сторону Солнца (Condit и Grum,

1964).

См., к примеру, рис. 18 статьи Джонса и Кондит (Jones и Condit, 1948), где интенсивности

солнечного света и света неба, а также их соотношение, даны как функция от угловой высоты

Солнца.

В таблице 10.2 дан список кодаковских цветокомпенсационных фильтров, исполь

зуемых при коррекции оттенков дневного света различных фаз. Однако, коль скоро

предметом наших рассуждений является цветовоспроизведение, данные в таблице

лишь приблизительны по сравнению с теми, которые фактически будут получены на

солнечном свету в ясный день при угловой высоте Солнца в 55°. Следует особо подчерк

нуть, что рекомендации по каждому фильтру изначально неточны и что обстоятельст



187

ГЛАВА 10 ИСТОЧНИКИ СВЕТА

Рис. 10.7 Кривые относительного спектрального распределения энергии дневного света в яс

ную погоду при разных угловых высотах Солнца, зафиксированные при вертикальном поло

жении плоскости сенсора, направленного в сторону Солнца (Condit и Grum, 1964).

Рис. 10.8 Кривые относительного спектрального распределения энергии дневного света в пре

дельно синей (плоскость сенсора на 30° в сторону от Солнца) и предельно красной (плоскость

сенсора на 8° в сторону Солнца) фазах дневного света.

ва, при которых требуется тот или иной фильтр, весьма изменчивы и зависят от преоб

ладающих погодных условий.

Для оценки относительного синекрасного баланса дневного света можно исполь

зовать уже упоминавшиеся фотоэлектрические колорметры, проградуированные в

показателях соответствующего диапазона коррекционных фильтров (поскольку

данные будут совершено непохожи на данные, получаемые при свете планковского

излучателя).

Стоит отметить, что, с художественной точки зрения, формальная коррекция

подцветки освещения не всегда желательна, поскольку для создания нужного «на

строения», к примеру легкой синевы в пасмурную погоду или желтизны при низком

солнце (см. рис. 10.2), некоторое цветоискажение репродукции может оказаться

весьма кстати.

В свое время международная комиссия по освещению (CIE) стандартизировала для

промышленного применения спектральные распределения энергии дневного света

в диапазоне его коррелированных цветовых температур (данное понятие определено

в разделе 10.11) от 4000 до 25000 К (Judd, McAdam и Wyszecki, 1964). Эти распределе

ния относятся к категории стандартных Dосветителей (некоторые из которых даны

в таблице Приложения 2, а локус

¢¢

цветностей Dосветителей показан на рис. 10.14

и 10.15).

10.5 ЛЮМИНЕСЦЕНТНЫЕ ЛАМПЫ

Спектральное распределение энергии люминесцентных (флуоресцентных) ламп

представляет собой сумму спектра паров ртути и спектров излучения различных по

рошковых люминофоров (Randy, 1968). Типичные примеры даны на рис. 10.9 (острые

пики спектра вызваны парами ртути; пологие — люминофорами).

Лампа F2 представляет источники «нормального» типа с высокой светоотдачей

(порядка 80 лм/Вт); лампа F7 — типичные «широкополосные» источники света с низ



188

ГЛАВА 10 ИСТОЧНИКИ СВЕТА

ТАБЛИЦА 10.2 Фотографические цветокомпенсационные фильтры Kodak, применяемые с целью

коррекции оттенков дневного света различных фаз дня.

«B» — Солнце позади камеры; «С» — Солнце перед камерой.

Погода Солнечная Солнечная Облачная Облачная

Позиция Солнца BCBC

Угловая высота

Солнца

10—15° 20B + 5C Нет 10B + 5C 5B + 5C

15—20° 10B — 10B 5C

20—30° 5B 5Y 5B Нет

30—40° Нет 10Y Нет —

40—50° — 10Y — —

50—60° — 15Y — 5Y

кой светоотдачей (порядка 45 лм/Вт), но с превосходной цветопередачей за счет высо

кой энергии в красном конце спектра.

Спектральное распределение лампы F11, показанное на рис. 10.10, представляет

источники «трехполосного» типа, построенные на люминофорах, отдающих свет пре

имущественно в виде узких полос с максимумами на длинах волн порядка 435, 545

и 610 нм. Трехполосные источники обладают высокой светоотдачей (порядка

80 лм/Вт), и, поскольку центры полос лежат примерно на тех же длинах волн, на кото

рых находятся пики чувствительности колбочек сетчатки, эти источники также обла



189

ГЛАВА 10 ИСТОЧНИКИ СВЕТА

400 500 600 700

Îòíîñèòåëüíàÿ ñïåêòðàëüíàÿ ýíåðãèÿ

Øèðîêîïîëîñíàÿ

ëþìèíåñöåíòíàÿ

ëàìïà

Äëèíà âîëíû (íì)

400 500 600 700

Îòíîñèòåëüíàÿ ñïåêòðàëüíàÿ ýíåðãèÿ

Îáû÷íàÿ

ëþìèíåñöåíòíàÿ

ëàìïà

Äëèíà âîëíû (íì)

Рис. 10.9 Относительные спектральные распределения энергии люминесцентных ламп F2 и

F7. Энергии представлены в виде гистограмм с шагом 10 нм.

Äëèíà âîëíû (íì)

400 500 600 700

Îòíîñèòåëüíàÿ ñïåêòðàëüíàÿ ýíåðãèÿ

Òðåõïîëîñíàÿ

ëþìèíåñöåíòíàÿ

ëàìïà

F11

Рис. 10.10 Относительное спектральное распределение энергии трехполосной люминесцент

ной лампы F11. Энергия представлена в виде гистограммы с шагом 10 нм.

дают вполне приемлемой цветопередачей, хотя и имеют склонность завышать чистоту

цвета некоторых объектов (Thornton, 1972), что известно как эффект визуальной кла

рификации (см. раздел 10.13).

Безусловно, спектральные распределения энергии люминесцентных ламп весьма

вариабельны, и те, что показаны на рис. 10.9 и 10.10, — это лишь примеры (спектраль

ные распределения их энергии даны в табличной форме в Приложении 2).

Когда люминесцентные лампы используются при освещении сцен, фиксируемых

на цветные пленки, ртутная полоса на 546 нм в спектре этих ламп, особенно в сочета

нии с низким уровнем энергии в красной части спектра (как, скажем, у

F2источников), часто ведет к неприемлемому зеленому сдвигу изображения. В табли

це 10.3 дан ряд общих рекомендаций по подбору фильтров, компенсирующих этот

сдвиг, но при этом необходимо помнить, что высокая вариабельность сенсибилизации

фотопленок, а также разнообразие люминесцентных ламп (и их широкая распростра

ненность) делают невозможным единый подход к решению данной проблемы. Таким

образом, для получения приемлемых результатов всегда рекомендуется серия практи

ческих тестов.

И последнее: если при съемке в свете люминесцентных ламп используется необыч



190

ГЛАВА 10 ИСТОЧНИКИ СВЕТА

ТАБЛИЦА 10.3 Спектроконверсионные (Kodak Wratten), цветокомпенсационные (CC)

и светобалансирующие фильтры для различных типов цветных фотопленок

Фотопленка

Тип осветителя

Для дневного

света

Тип «A» Тип «B»

Дневной свет (см. табл. 10.2) Нет 85 или 85C 85B

Синие фотовспышки Нет 85 85B

Фотовспышки с алюминиевой

нитью 80C 81C 81C

Фотовспышки с циркониевой

нитью 80D 81C 81C

Электронные фотовспышки

(ксеноновые) Нет 85 85B

Лампы накаливания на 3200 K 80A 82A Нет

Фотографические лампы

накаливания на 3400 K 80B Нет 81A

Люминесцентные лампы

(рекомендуется

предварительная проверка):

— дневного света CC20M — 85B+ CC20M

— теплого белого света CC30B — CC40R

Электроннолучевые

телевизионные трубки

(рекомендуется

предварительная проверка) Нет 85 или 85C 85B