Photometrie

Photometrische Messung eines grünen Teilchens in einer Lösung

Älteres Photometer für medizinische Zwecke, aber auch in der chemischen Analytik einsetzbar

Absorption und Farbe einer Flüssigkeit oder eines transparenten Festkörpers hängen von der stofflichen Zusammensetzung und der Konzentration ab. Mit der Photometrie werden mithilfe des sichtbaren Lichtes die Konzentrationen von farbigen Lösungen bestimmt. Die Messung wird in einem speziellen Probegefäß, der sogenannten Küvette, durchgeführt.

Bestrahlt man die Lösung eines absorbierenden Stoffes mit Licht, hängt die durchtretende Intensität (benötigt wird ein möglichst linear arbeitender Detektor) von den im Allgemeinen wellenlängenabhängigen Absorptionseigenschaften des Stoffes, der Konzentration und der Länge des Lichtweges in der Lösung ab. Diese Gesetzmäßigkeit wird durch das Lambert-Beersche Gesetz beschrieben. Um dieses Gesetz anzuwenden, wird das in einem schmalen Wellenlängenbereich für verschiedene bekannte und unbekannte Konzentrationen gemessene Intensitätssignal I logarithmisch gegen die Konzentration c aufgetragen. Es entsteht eine Gerade, an der die unbekannten Konzentrationen abgelesen werden können.

Ein Photometer erledigt diese Interpolation rechnerisch: Die Intensitäten werden durch den Achsenabschnitt I(c=0) geteilt (→ Transmissionsgrad) und logarithmiert (→ Extinktion). Die Extinktion ist proportional zur Konzentration.

Sind mehrere absorbierende Spezies in der Lösung vorhanden, so wird ein Wellenlängenbereich gewählt, der von der zu bestimmenden Spezies absorbiert wird, nicht jedoch von anderen Bestandteilen. Manche Substanzen, die keine oder nur geringe Absorption zeigen, können mit chemischen Mitteln in gut absorbierende Substanzen umgewandelt werden. Beispielsweise lässt sich mit Formaldoxim die Konzentration zahlreicher Metallionen photometrisch bestimmen. Licht mit der ausgewählten Wellenlänge wird mit Filtern, Monochromatoren oder Lasern erzeugt.

Photometrische Untersuchungen betreffen hier vorrangig die Farbbewertung von Oberflächen zur Qualitätssicherung bei der Farbgebung. Es werden kalibrierte, mittels Filtern bei mehreren Wellenlängen messende Photosensoren eingesetzt.

Aus der möglicherweise wellenlängenabhängigen diffusen Reflexion kann auch auf die Oberflächenstruktur geschlossen werden (z. B. DRIFTS).

Die photometrische Bewertung von Lichtquellen erfolgt mittels lichttechnischer Größen wie Lichtstärke, Lichtstrom, Beleuchtungsstärke und Leuchtdichte. Dabei wird mittels Hellempfindlichkeitskurven die Empfindlichkeit des menschlichen Auges berücksichtigt. Durch die V-Lambda-Kurven für photopisches und skotopisches Sehen können aus radiometrischen Einheiten photometrische Einheiten berechnet werden. Bezogen auf die Lichtstärke als Basiseinheit der Photometrie sieht deren Definition allerdings keinen Bezug zur spektralen Hellempfindlichkeitsfunktion vor.

Eigenschaften wie Farbwiedergabeindex, Farbtemperatur und Lichtfarbe dienen gleichfalls der photometrischen Bewertung von Lichtquellen. Daneben stellen vor allem Abstrahlcharakteristik sowie Wirkungsgrade von Leuchten, Leuchtmitteln und Leuchtdioden eine zweckmäßige Bewertungsgröße dar.

In der Astronomie gibt es 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, 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.