太陽光とスペクトル 太陽の光には、波長の長い赤から波長の短い紫まで、様々な色の光が含まれています。このようなすべてが混ざった光を白色光と呼びます。細いすきま（スリット）で絞った白色光をプリズムに当てると虹色の光の帯ができます。この帯を光のスペクトル、太陽の光によってできるスペクトルをとくに太陽スペクトルといいます。このうち人間が色として認知できるいわゆる可視光は、波長380nmから780nmの範囲です。 CIE (Commision Internationale de l'Eclairage, 1931) 1931年に国際照明委員会(CIE)は、色を数値で表現するシステムを確立しました。このシステムでは標準の光および標準の観測者を規定しています。 加法混色による等色実験 まずFをテスト光として、上下の色が同じになるように上の３つの光源を調節します。 C = αR + βG + γB

a が実数で n が整数の時，an = a × a × ・・・ × a （a を n 回掛ける）と書き表す。これを a の n 乗と呼び，このような演算のことを累乗と呼ぶ。 （例）38 = 3 × 3 × 3 × 3 × 3 × 3 × 3 × 3 = 6561 累乗の性質から考えて，以下のことが成り立つことは分かるであろう。 a が実数，m・n が正整数の時 am × an = am + n a が実数，m・n が正整数の時 (am)n = am × n a・b が実数，m が正整数の時 am × bm = (a × b)m 実例を挙げてみると 35 × 33 = (3 × 3 × 3 × 3 × 3) × (3 × 3 × 3) = 3 × 3 × 3 × 3 × 3 × 3 × 3 × 3 = 38 = 35 + 3 (33)2 = (3 × 3 × 3)2 = (3 × 3 × 3

例えば255色を2色まで落とすとします。 この場合、その2色というのは自動で0と255に決まります。 これには理由があり、階調数を落としても元の色に近い色を選ぶことで出来るだけ見た目が変わらないようにしたいからです。 0と255なら、128未満は0に、128以上は255になるので綺麗に分けることが出来ます。これは二値化の処理ですね。 仮に2色を0と1にすることにしましょう。その場合どうやって0と1に振り分けるのかがよく分からないですし、0と1だけだと生成される色が0x0～0x010101しかないのでほとんど真っ黒の色しか出来ません。 色を落としたときに割り当てられる配分が同じ数になるように設定していくわけですね。

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最も原始的なアルゴリズムで、D-Pixedの「拡大・縮小」機能はこれを採用しています。この方法では、まず変形後のあるピクセルが変形前にどこの座標に位置していたかを計算します。そして得られた座標を四捨五入または小数点以下切り捨てし、その座標にあるピクセルの色を変形後の色として採用します。 変形後のピクセルの色は変形前の画像から単純に拾ってくるだけですから、この方法では変形前と変形後で色数が変化しないという特徴があります。２５６色専用ソフトのD-Pixedで採用されているのはこのためです。しかし、結果的に元画像のピクセルを間引いただけということになりますので、できあがってくる画像の質は上の例を見てのとおり最低です。よほど特別な場合以外、使い道はないと思います。 いわゆる「線形補間」というヤツで、直感的で非常に分かりやすいアルゴリズムです。この方法では、変形後のあるピクセルが変形前のどの領域に相

ｌ．テレセントリックレンズとは 一般にレンズを選択する際のひとつの目安に『画角』というものがあります。画角とは撮影される範囲を角度で表したものを言い、図－１で表されるように光学設計的には主光線間の角度で定義されます。 テレセントリックレンズとは主光線が焦点を通るように配列された光学系をいい、図－２のように主光線が光軸に対して平行なレンズ、つまり画角が０゜となるレンズを指します。但し、一般のレンズ力タログ等に記載されている画角は、レンズの第２主点とイメージセンサーとを結ぶ光線の角度を表しています（図－３）。このため同一焦点距離のレンズであればレンズ自体のイメージフォーマットは固定となりますが、使用する力メラのイメージセンサー（ＣＣＤ）のサイズにより写し込まれる画像の範囲は変化することになるため、一般のレンズでは同一焦点距離のレンズでも画角はイメージセンサーのサイズ毎に異なることとなります。