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fotòmetro

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Descrizione generale

sm. [sec. XIX; foto-+-metro]. In senso stretto, strumento per la misura dell'intensità luminosa, in senso lato strumento atto alla misura di una qualsiasi determinata grandezza fotometrica. Nei due casi la misurazione si effettua per confronto fra gli illuminamenti di due superfici piane, dovuti alle sorgenti di cui si vogliono confrontare date grandezze fotometriche. Nei fotometri tradizionali, mediante artifici, si modifica l'illuminamento di una superficie piana finché viene giudicato eguale all'illuminamento dell'altra. Negli strumenti moderni tale confronto viene sostituito dalla taratura del fotometro stesso.

Classificazione

Sono detti fotometri a distanze quelli che utilizzano la legge delle distanze, come il fotometro di Bunsen. In questo caso i due campi, cioè le due superfici piane, sono le due facce di uno schermo traslucido di carta, avente al centro una macchia grassa, fissato a un telaio (testa fotometrica) mobile su due guide, sulle quali sono fissati i sostegni delle due sorgenti luminose di cui si vogliono confrontare le intensità. Muovendo la testa si realizza l'eguaglianza di illuminamenti quando il contrasto tra macchia grassa e zona esterna è nullo; l'annullarsi del contrasto è rilevabile dall'osservatore o sui due specchi M, M´. Sono detti fotometri a polarizzazione quelli in cui l'artificio per modificare l'illuminamento dei due campi è la legge di Malus. Appartiene a questo tipo il fotometro di Martens, in cui la luce in prova illumina uno schermo, G, che riemette il fascio luminoso che due prismi, P e Q, convogliano su metà campo di un prisma polarizzatore W (di Wollaston); sull'altra metà, attraverso un diaframma, arriva il flusso luminoso di una lampada di paragone A. Sul prisma W è incollato il biprisma O. I due fasci escono da W polarizzati in due piani normali; quindi mediante la rotazione dell'analizzatore N se ne varia il rapporto di intensità in modo noto, finché l'osservatore, mediante l'oculare Ob avverte l'eguaglianza degli illuminamenti dei due campi, separati da una linea dovuta al biprisma. Nei fotometri a diaframma l'eguaglianza di illuminamento dei due campi è ottenuta variando l'apertura di due diaframmi; è tale il fotometro di Pulfrich, nel quale i due obiettivi Ob₁, Ob₂ sono illuminati dai due flussi da confrontare. I due campi sono visibili mediante l'oculare Oc, nel quale il biprisma P determina la linea di separazione. La regolazione di entrambe le intensità luminose viene eseguita variando l'apertura dei due diaframmi A₁ e A₂. I fotometri moderni sono basati su elementi sensibili che sostituiscono l'occhio umano; i più comuni sono quelli fotoelettrici, che prendono nomi diversi secondo la grandezza fotometrica che misurano (lumenometri, luxmetri, ecc.) o secondo l'uso specifico (esposimetri).

Applicazioni

I fotometri trovano un'applicazione molto importante in astronomia. Fra i più antichi vi sono i fotometri visuali, che impiegavano una sorgente artificiale di luce quale elemento di riferimento. I fotometri visuali sono stati completamente sostituiti, nel sec. XIX, dai fotometri fotoelettrici, nei quali l'elemento sensibile è una cellula fotoelettrica o un fotomoltiplicatore, nel quale ha luogo l'amplificazione della corrente elettrica emessa dall'elemento fotosensibile. Con i fotometri fotoelettrici e derivati è possibile raggiungere precisioni dell'ordine del millesimo di magnitudine. Un ulteriore metodo fotometrico è quello basato sui fotometri fotografici; esso può richiedere, però, tempi di posa molto lunghi, in particolare quando si vogliano effettuare misure su bande spettrali ristrette, o a grandi lunghezze d'onda, dove la sensibilità delle emulsioni fotografiche è relativamente ridotta; il metodo non è quindi utilizzabile nell'osservazione di fenomeni di breve durata (per esempio stelle variabili a breve periodo), per i quali si impiegano fotometri fotoelettrici, mentre è adatto per lo studio delle magnitudini medie di popolazioni stellari. I metodi visuale, fotoelettrico e fotografico prevedono implicitamente la misura delle intensità luminose a lunghezze d'onda ben definite o su bande spettrali definite: volendo conoscere la magnitudine globale di una stella, cioè la sua luminanza totale, si ricorre a bolometri o a coppie termoelettriche.