Die Fotometrie beziehungsweise Photometrie (zu altgr. φωσ, "Licht") setzt die von einem Fotometer gemessene elektromagnetische Stahlungsleistung in Beziehung zum Sinneseindruck durch das menschliche Auge.
Funktionsweise
Die Fotometrie bildet die Licht-Wahrnehmung des Auges meßtechnisch nach. Grundlage sind die Hellempfindlichkeitskurven V(λ), die die mittlere physiologische Hellempfindlichkeit des menschlichen Auges in Abhängigkeit von der Wellenlänge λ und der Intensität (Nacht- und Tagsehen) beschreiben.
Einsatzgebiete
Die Fotometrie ist ursprünglich ein Teilgebiet der Physik beziehungsweise der Astronomie, inzwischen aber eine reguläre Ingenieurswissenschaft. Sie wird beispielsweise in der Photovoltaik oder auch bei der Herstellung von Displays für die industrielle Meßtechnik zur Qualitätssicherung und Qualitätskontrolle ständig weiterentwickelt. Für die Entwicklung von Optischen Technologien wie der Lasertechnik gehört sie wie die verwandte Kolorimetrie ebenfalls zum Handwerkszeug. Darüber hinaus findet die Fotometrie besonders auch in der (bio-)chemischen Analytik Verwendung. Sie erlaubt den qualitativen und quantitativen Nachweis ebenso wie die Verfolgung der Dynamik chemischer Prozesse von Strahlungsabsorbierenden chemischen Verbindungen.
Die Verallgemeinerung der Fotometrie auf das gesamte elektromagnetische Spektrum (Radio- bis Gammastrahlung) nennt man Radiometrie.
Astronomie
In der Astronomie gibt es außerdem weitere photometrische Systeme, die sich nicht an der Empfindlichkeitskurve des Auges anlehnen, sondern an physikalischen Eigenschaften der Sternspektren.
Die Breitbandphotometrie misst die Stärke der Strahlung über einen weiten Wellenlängenbereich. Die gebräuchlichsten Verfahren messen durch drei oder vier Filter (UBV:, Ultraviolet, Blue, Visual, oder uvby: ultraviolet, violet, blue, yellow) und bestimmen hieraus die Parameter eines Sterns (Spektraltyp). Die Magnitudendifferenzen der einzelnen Filtermessungen werden als Farben bezeichnet, z.B U-B oder B-V, die oft als Farben-Helligkeits-Diagramm aufgetragen werden (siehe auch Farbindex).
In der Schmalbandphotometrie werden nur Bereiche einzelner Spektrallinien gemessen, um deren Stärken zu bestimmen, ohne ein Spektrum aufzunehmen, was weit aufwändiger wäre. Dies funktioniert jedoch nur bei starken Absorptionslinien und Linienemissionsspektren ohne (starken) kontinuierlichen Anteil wie zum Beispiel die Spektren planetarischer Nebel.
Die Astronomie benutzt aus historischen Gründen als Einheit die Magnitude.
Versuchsaufbau
Fotometrische Größen
Die folgenden fünf fotometrischen Größen sind aus den zugehörigen radiometrischen Größen abgeleitet; der Unterschied besteht darin, daß in der Fotometrie die Empfindlichkeit des Betrachters mit einbezogen wird, indem die radiometrischen Größen mit der spektralen Hellempfindlichkeitskurve multipliziert werden.
| Größe | SI-Einheit | Bemerkung | radiometrische Entsprechung |
|---|---|---|---|
| Lichtmenge | lm·s | Strahlungsmenge | |
| Lichtstrom | lm | Lichtleistung einer Strahlungsquelle | Strahlungsfluss |
| Lichtstärke | cd | Für eine räumlich isotrop strahlende Lichtquelle, z.B. eine Punktlichtquelle, ist der Lichtstrom gleich der Lichtstärke, multipliziert mit 4π | Strahlstärke |
| Beleuchtungsstärke | lx | Mit zunehmender Beleuchtungsstärke nimmt der Helligkeitseindruck einer Referenzfläche zu | Bestrahlungsstärke |
| Leuchtdichte | cd/m² | Die Größe, die in den meisten Fällen die Hellempfindung hervorruft | Strahldichte |
Weitere Größen und Werte:
- Belichtung (Lux mal Sekunde, lx·s), das Produkt aus Beleuchtungsstärke und Zeit
Mit zunehmender Beleuchtungsstärke sinkt die benötigte Zeit, um eine gleichbleibende Belichtung zu erhalten. - Lichtausbeute (Lumen pro Watt, lm/W)
Effizienz der Umsetzung von Leistung in Licht. - Hellempfindlichkeit (dimensionslos)
- Ähnlichste Farbtemperatur (Kelvin)
Literatur
- Bergmann Schäfer: Lehrbuch der Experimentalphysik Berlin 1990