Каждый калькулятор цвета черного тела, который мне удалось найти, рассчитывает только оттенок и насыщенность; они полностью игнорируют яркость, что серьезно ограничивает их полезность, если вы пытаетесь смоделировать реальный внешний вид горячего объекта.
Я пытался сам найти, как ее рассчитать, но Google задыхается от дискуссий о цветовой температуре для мониторов; каждое обсуждение, с которым я сталкиваюсь, сосредоточено на конкретных приложениях, помимо поиска цвета для горячих объектов.
Я так понимаю диапазон восприятия для глаза меняется в зависимости от окружающего освещения. Мы смотрим на горячие объекты в космосе, от 500 до ~7000 К, так что давайте предположим, что это эквивалентно лунной ночи (нижний предел мезопического зрения).
Я предполагаю, что мне нужна какая-то форма закона Планка или закона Стефана-Больцмана, только для видимого света. Затем мне нужно выяснить, как преобразовать мощность, заданную этими законами, в значение яркости для графического программного обеспечения (в диапазоне от 0% для неизлучающего объекта до 100% для светящегося белого объекта). Источниками являются поверхности, а не точки.
Я думаю, что могу использовать закон SB, я просто не уверен, как добраться оттуда до конечного значения яркости.
Спасибо за вашу помощь.
У вас есть работа, которую вы вырезали для себя, поэтому этот ответ может только указать вам направление. Этот расчет может быть трудным, потому что существует множество терминов с несколько разными значениями. Найдите книгу/другой источник (но для откровенной дури я предлагаю книгу), в которой обсуждается радиометрия и различия между лучистым потоком, яркостью, спектральной яркостью и т.д. и т.п.
Общая отправная точка, которую вы ищете, - это закон Планка, который гласит, что для черного тела спектральная яркость (энергия, излучаемая на квадратный метр поверхности на единицу телесного угла на единицу частоты) равна
где скорость света, постоянная Больцмана, температура в Кельвинах, частота и есть постоянная Планка. Это отправная точка , которая вам нужна. Это даст вам как оттенок (потому что он говорит вам об относительном количестве, излучаемом на каждой частоте), так и общую яркость. Но получение яркости требует знания радиометрических величин (что интегрировать, чтобы получить то, что вы ищете...), что потребует многих страниц объяснений. Так что возьмите книгу, посвященную радиометрии. Закон Стефана-Больцмана может привести вас прямо к полной яркости, но ничего не говорит вам об оттенке. Закон SB — это то, что вы получаете, когда интегрируете закон Планка по всем частотам и углам.
Дополнительная сложность заключается в том, что спектр любого реального объекта отличается от спектра черного тела. Это позволит вам получить излучательную способность и много других развлечений.