ЭСБЕ/Фотометрия
Фотометрия — отдел научных измерений, трактующий о сравнении осветительной способности различных источников света и о сравнении степени освещения различных освещенных поверхностей; служащие для означенных целей приборы называются фотометрами. Ф. имеет значительную практическую важность, как средство для суждения о достоинствах различных источников освещения, и ввиду этого подвергалась, особенно в последнее время, внимательной разработке; несмотря на это, Ф. не достигла той степени точности, до которой дошли многие другие отделы техники измерений, и причина этого лежит в значительной мере в том, что окончательным инструментом Ф. является глаз со всеми его особенностями и недостатками. Основным элементом в Ф. является степень освещенности (освещение) какой-либо рассеивающей свет поверхности; глаз непосредственно судит о степени освещения по впечатлению, получаемому сетчатой оболочкой от лучей света, рассеянных этой поверхностью и попавших в глаз; последний легко судит о том, что одна поверхность освещена более или менее другой, и с достаточной точностью может узнать равенство освещения двух каких-либо освещенных и рассеивающих свет поверхностей. Чтобы мерить освещение, нам недостаточно этих чисто физиологических впечатлений, а нужно условиться относительно того, что мы будем называть освещением в 2, 3, 5 раз большим или меньшим данного. Глаз легко убеждается, что освещение падает по мере удаления освещенной поверхности от источника света и при увеличении наклона освещенной поверхности к освещающим ее лучам. Пользуясь этим, можно построить удобную шкалу освещений, если будем исходить из каких-либо теоретических представлений о природе света. Физика учит нас (см. Свет), что источник света является излучателем некоторого рода энергии, распространяющейся волнами в окружающем нас и всепронизывающем эфире. Если источник света по размерам весьма незначителен в сравнении с расстоянием, на котором мы наблюдаем даваемое им освещение, то световую энергию можно представить себе распространяющейся шаровыми волнами, центр которых расположен в источнике. Если мы условимся считать освещенность пропорциональной количеству световой энергии, падающей в единицу времени на освещаемую поверхность, то из представлений о природе света непосредственно следует: 1) освещение данной части освещенной поверхности меняется обратно пропорционально квадрату расстояния этой части от источника освещения, т. е. при удалении в 2, 3, вообще n раз большем, освещение падает в 22 = 4, 32 = 9, вообще n2 раз; 2) освещение данной части поверхности падает пропорционально косинусу угла, образуемого лучами, освещающими данную часть, с нормалью к ней, т. е. будет наибольшим, когда лучи падают нормально на поверхность, и наименьшим, когда они касательны к поверхности. Если поверхность обладает значительными размерами, то, очевидно, освещение ее не может быть постоянным на всей поверхности ее, так как и расстояние источника и угол наклона лучей будут, вообще говоря, различными для различных частей поверхности. Если источник света обладает значительными размерами, то надо представить себе его разбитым на небольшие части (элементы) и считать, согласно вышесказанному, освещение поверхности всем источником равным сумме освещений, даваемых отдельными частями его. Притом можем за единицу освещения (степени освещенности) принять освещение, получаемое элементом поверхности, расположенным нормально к лучам света и находящимся на расстоянии единицы от какого-либо условно выбранного источника света; освещение части какой-либо поверхности, находящейся на расстоянии r от этого источника и образующей с нормалью к лучам угол α, выразится тогда числом J = Cosα/r2. Данный условно выбранный источник света мы принимаем за исходную единицу меры в Ф. и говорим, что он обладает единицей силы света, так как дает на единице расстояния единицу освещения. Другому источнику света, который в тех же условиях дает освещение в S раз большее, мы приписываем силу света, выраженную числом S; освещение элемента какой-либо поверхности этим источником выразится числом

J = SCosα/r2.

Различные источники с силами света s, s1, s2… и т. д. могут обладать различной величины излучающими поверхностями σ, σ1, σ2… и т. д. Отношение s/σ называются яркостью данного источника света. От яркости источника зависит интенсивность впечатления, испытываемого глазом, когда он глядит непосредственно на источник, освещение же, даваемое источником, зависит лишь от силы света его. Часто непривычный глаз инстинктивно приписывает большую силу света более яркому источнику; так, напр., более яркая лампа накаливания (светящаяся поверхность ничтожна) может казаться более «светлой», чем менее яркая керосиновая лампа (значительная светящаяся поверхность), обладающая той же самой силой света (заметим здесь кстати, что большая яркость, не имеющая ценности в смысле освещения, дает источнику преимущество в известных пределах в смысле различимости его с значительного расстояния). Если светящийся источник имеет значительные размеры и неправильную форму, то сила света его в различных направлениях может быть неодинакова (керосиновая лампа с плоской горелкой, лампа накаливания, вольтова дуга). Чтобы охарактеризовать осветительную способность такого источника света, вводят иногда понятие о средней силе света источника, понимая под этим термином арифметическое среднее из сил света источника по различным направлениям вокруг него; эта величина имеет, однако, лишь сравнительно небольшое практическое значение, так как теми источниками, у которых сила света по различным направлениям сильно различна (вольтова дуга постоянного тока), пользуются обыкновенно лишь по направлениям, близким к направлению наибольшей силы света их. Чтобы сравнить силы света двух источников, освещают каждым из источников какую-либо поверхность и меняют затем условия освещения поверхности одним из источников до тех пор, пока освещения, даваемые обоими источниками, не покажутся глазу одинаковыми; так, напр., мы освещаем лист бумаги свечой, отстоящей от листа на расстоянии одного метра, и удаляем сравниваемую со свечей лампу от другого такого же листа бумаги до тех пор, пока освещения обоих листов не покажутся нам одинаковыми; при этом принимаем меры, чтобы каждый из листов бумаги был освещен только одним из сравниваемых источников света. Пусть при таком испытании лампу нужно удалить от ее листа на 5 метров; на этом расстоянии лампа дает освещение в 52 = 25 раз более слабое, чем на расстоянии одного метра; следовательно, на расстоянии 1 метра освещение, даваемое лампой, было бы в 25 раз сильнее, чем то, которое дает свеча; мы говорим, что сила света лампы равняется 25 свечам. Освещаемые поверхности должны быть наблюдаемы одновременно, так как глаз обладает лишь весьма несовершенной памятью степеней освещения. Лучше всего, если сравниваемые освещенные поверхности соприкасаются или одна из них вполне окружает другую. В этих условиях глаз различает еще разность в освещении около 1 %, причем эта предельная заметная разница (согласно психофизическому закону Вебера-Фехнера) не зависит от абсолютной величины освещения. Если сравниваемые источники обладают точно одинаковым спектральным составом (цветом), то фотометрическое сравнение сил света их может быть, следовательно, произведено таким путем с точностью (в лучших условиях) около 1 %. Если же цвет источников даже только слегка разнится, то точность сравнения в значительной мере падает; сравнение источников различного цвета (напр. свеча и лампа накаливания) представляет огромные затруднения, так как в этих измерениях сравниваются в сущности несравнимые величины. Поэтому точность фотометрических измерений в большинстве случаев значительно ниже и падает до 3 % и даже еще ниже; отдельные наблюдения одного и того же наблюдателя могут согласоваться с точностью до 1 %, но разные наблюдатели ввиду субъективности представления об одинаковости освещения двух поверхностей различного оттенка освещения получат всегда различные результаты. Если еще заметить, что степень чувствительности глаза к разностям в освещении у различных людей различна и даже у одного и того же наблюдателя зависит от разнообразных условий (напр. степени утомления глаза), то ясно будет, почему фотометрические измерения обладают в общем столь малой точностью. Стремление повысить по возможности точность сравнения силы света источников привела к конструкции фотометров — приборов, специально устроенных для наиболее точного и удобного определения равенства освещения двух поверхностей. Первый Ф. был построен Бугером (Bouguer) в середине XVIII-го стол. Белый экран AB (напр. лист белой бумаги) разделяется черной нормальной к нему перегородкой TN (фиг. 1) на две части AN и BN, освещаемые каждая отдельным источником P и S;

если при расстояниях источников, равных L и l, части AN и BN кажутся наблюдателю, глядящему на экран со стороны источников, равноосвещенными, то силы света P и S относятся, как P/S = L2/l2. Позже Поттер заменил отражающий экран полупрозрачным экраном из бумаги или матового стекла, наблюдаемым на просвет; затем Ламберт (1760) и Румфорд (1794) и Фуко ввели еще малозначащие усовершенствования в прибор Бугера. Действительным шагом вперед был Ф. Ричи (Ritchie, 1826), изображенный на фиг. 2.

В зачерненном внутри ящичке с отверстиями Е1 и Е2 помещены под углом 45° к оси ящичка зеркала М1 и М2, отражающие свет от сравниваемых источников S и P на полупрозрачную бумагу sc; это дало возможность располагать источники по одной прямой, наблюдателю же находиться сбоку. Позже Ричи заменил М1 и М2 одинаковыми кусками матовой белой бумаги, а вместо экрана sc оставил отверстие, сквозь которое на экраны М1 и М2 глядел наблюдатель. Этот последний Ф. Ричи послужил прототипом множества других, отличающихся от него только деталями. Из них интересен Ф. С. Томпсона (1893), в котором бумажные экраны имеют лопасти А1 В A2 (фиг. 3), так что поле, освещенное одним источником, вдается в поле другого источника, что увеличивает точность установки; при одинаковой окраске источников границы между полями исчезают, и вся призма М1М2 (фиг. 2) кажется одной равномерно освещенной площадью.

Большим успехом в Ф. явился Ф. Бунзена (Bunsen, 1841), который в простейшем виде (фиг. 4) представляет экран Ρ из полупрозрачной бумаги с масляным, более прозрачным пятном в середине экрана; расстояния источников L и К подбираются так, чтобы пятно показалось исчезнувшим наблюдателю, глядящему на экран сбоку, с одной стороны его.

Теория этого Ф. следующая: пусть а, b будут дроби, показывающие, какая часть света падающего отражается и пропускается бумагой экрана, а а1 и b1 пусть будут те же величины для масляного пятна; пусть расстояния источников L и К от экрана будут d и d1. Тогда освещение бумаги с левой стороны экрана будет (L/d2)a + (K/d12)b, а освещение пятна с той же самой стороны экрана будет (L/d2)a1 + (K/d12)b1. Если пятно исчезло с левой стороны экрана, то эти две величины равны друг другу, откуда следует

(L/d2)(a — a1) = (K/d12)(b1 — b).. . (m).

Если мы заменим источник К другим, М, то для исчезновения пятна опять с левой стороны необходимо будет удалить M на расстояние d2, что даст равенство

(L/d2)(a — a1) = (M/d22)(b1 — b).. . (n).

Разделяя (m) на (n), находим K/M = (d1)2/(d2)2. Этот способ пользования Ф. Бунзена дает возможность сравнить силы света источников К и M, причем источник L является лишь вспомогательным; существенной роли в самом измерении он не играет, но должен, очевидно, в течение всего измерения сохранять постоянную силу света. Кроме этого (наиболее употребительного) способа пользования Ф. Бунзена, существуют и другие, на которых не останавливаемся. Ф. Бунзена подвергался многочисленным изменениям и усовершенствованиям, неоднократно исследовался с теоретической (L.Weber, «Annalen der Physik u. Chemie», 31 т., 1887 г.) и практической точек зрения и являлся до конца 80-х годов истекшего столетия несомненно лучшим Ф.; ввиду своей чрезвычайной простоты и сравнительно большой чувствительности он и теперь еще широко применяется в практической фотометрии. В 1889 г. гг. Луммер и Бродгун (Lummer и Brodhun) построили новый Ф. по типу Бунзена, но отличающийся от последнего в высшей степени существенными усовершенствованиями. Бумажный экран и масляное пятно в их приборе заменены двумя прижатыми друг к другу стеклянными прямоугольными призмами А и B (фиг. 5), одна из которых (А) отшлифована сферически по поверхности гипотенузы и снабжена небольшой круглой плоской фасеткой rs, прижатой к гипотенузной поверхности другой призмы.

Свет от источника m рассеивается поверхностью l1 непрозрачного белого экрана ik (гипсовая матовая пластинка) и отражается зеркалом f1 на поверхность dp призмы A; свет, попадающий на фасетку rs, проходит дальше, свет же, попадающий на остальную выпуклую поверхность призмы, отражается назад. Если источника n нет, то наблюдатель, глядящий в лупу οω, видит светлый кружок на темном фоне. Лучи от источника n, идущие по пути n — l2 — f2 — bc, отражаются в лупу οω всей поверхностью ab призмы В, кроме части rs, сквозь которую лучи свободно проходят дальше. Если нет источника m, то наблюдатель видит светлое поле с черным кружком в центре. Если имеются оба источника, то наблюдатель видит либо более светлое, либо более темное, чем фон, пятно, смотря по тому, сильнее ли освещение, даваемое в l1 источником m, или освещение в l2, даваемое источником n. Когда эти освещения равны, то пятно исчезает и в лупу виден равномерно освещенный фон. На фиг. 6 изображен вскрытый ящичек, в котором расположены все части Ф. Луммера и Бродгуна; P —-рассеивающий свет экран, f — зеркало, А и В — призмы, r — лупа.

В действительности видимое в приборе поле несколько более сложно и состоит обыкновенно из двух трапецеидальных полей на более светлом или темном фоне, исчезающих при равенстве освещений. Дальнейшим усовершенствованием прибора было применение к нему принципа «равного контраста». Опыты показали, что глаз в высшей степени чувствителен к разнице в освещении двух полей, симметрично расположенных посреди третьего поля, слегка более темного или более светлого; глаз свободно замечает разницу в 0,5 % в освещении этих полей, между тем как при сравнении полей, не выделяющихся на каком-либо иначе освещенном фоне, наименьшая замечаемая глазом разница равна около 1 %. Чувствительность глаза зависит от величины контраста между полями и фоном и растет вместе с уменьшением контраста. В «контрастном» Ф. Луммера и Бродгуна контраст достигается соответственным уменьшением освещения полей стеклянными пластинками, поставленными на пути лучей; источники света передвигаются до тех пор, пока контраст между фоном и обоими полями совершенно одинаков. Величина контраста между полями и фоном около 3 %. Этот фотометр — наиболее совершенный современный фотометрический прибор; авторы указывают, что с ним достижима точность измерений до 0,25 %. Нужно, однако, заметить, что этот прибор только в руках очень опытных и внимательных наблюдателей может дать столь исключительную точность, обычная же точность измерений не превышает той, которая достижима с хорошим Ф. Бунзена. Своеобразный экран для Ф. был предложен Эльстером (1868) и затем Жолли (Jolly, 1888); он состоит из двух толстых пластинок А и В из парафина или опалового стекла (фиг. 7), плотно приложенных друг к другу одной из поверхностей и разделенных тончайшим листком олова.

Свет сравниваемых источников падает на матовые поверхности а и а1 и, рассеявшись в массе А и В, освещает полированные поверхности с и с1; источники перемещаются, пока с и c1 не покажутся одинаково освещенными и не сольются в одну однородно освоенную поверхность.

Во многих поляризационных Ф. ослабление освещения производится не удалением одного из источников от Ф., но при помощи двух поляризующих призм. Как известно, сила света, прошедшего последовательно через две поляризующие призмы, зависит от угла между главными сечениями (см. Двойное лучепреломление) призм и пропорциональна квадрату косинуса угла между ними; поворачивая одну из призм вокруг ее оси и измеряя угол поворота, можно ослабить силу светового пучка, проходящего через призмы, в желаемой мере (Ф. Целльнера). В других поляризационных Ф. (напр. Ф. Вильда) пользуются явлениями, видимыми при освещении Ф. двумя пучками света, поляризованными в перпендикулярных плоскостях и имеющими неодинаковую силу, но исчезающими, когда сила пучков одинакова. Так, напр., в поле Ф. Вильда видны радужные параллельные полоски; свет от сравниваемых источников поляризуется в двух перпендикулярных плоскостях, и расстояние источников до Ф. меняется до тех пор, пока полоски не исчезнут. Существует еще много других видов поляризационных Ф.; многим из них приписывалась чрезвычайная чувствительность (Вильд дает для своего фотометра 0,2 %), но легко понять, что чувствительность их не может быть больше, чем у хороших обыкновенных Ф., так как и в них окончательным мерилом чувствительности является степень восприимчивости глаза к контрасту в освещении или окраске двух соприкасающихся полей. Будучи более сложными и деликатными, чем обыкновенные Ф., поляризационные Ф. не привились в практической Ф.; единственным полем применения, где они оказывают неоценимые услуги, является астрофотометрия (см.) и некоторые вопросы чисто научной Ф. Чтобы выразить числом силу света, даваемую данным источником, необходимо сравнить его с другим, сила света которого принята за единицу. Такой источник (эталон силы света) должен удовлетворять следующим условиям: 1) спектральный состав излучаемого им видимого света не должен сильно отличаться от состава света наиболее употребительных источников; 2) он должен быть прост по устройству и в обращении; 3) он должен быть постоянен; 4) он должен быть легко воспроизводим. Ни один из имеющихся эталонов не может удовлетворять вполне всем этим условиям; наименее удовлетворяют им так наз. нормальные свечи, применяющиеся, однако, и до сих пор. Английская нормальная свеча изготовлена из спермацета с легкой примесью (4 %) воска согласно точно установленным правилам и сжигает 7,76 гр. спермацета в час при вышине пламени в 45 мм. Немецкая нормальная свеча была установлена в 1869 г. съездом деятелей по газовому освещению (Vereinskerze); она изготовлена из парафина (точка плавления 55° Ц.) и при вышине пламени в 50 мм сжигает 7,6 гр. в час; размеры и детали приготовления ее точно установлены постановлениями съезда. Эти свечи, точно так же, как и все другие, предлагавшиеся в разное время, имеют крупные недостатки: сила света их заметно зависит от свойств светильни, от способа обрезывания его, от ничтожных изменений в характере материала и иногда внезапно меняется в течение горения вследствие незначительного изменения в характере пламени. Лампа Карселя (см.), введенная в 1802 г. и еще недавно бывшая единственным эталоном, применявшимся во Франции, также оставлена вследствие непостоянства ее; та же участь постигла газовую нормальную лампу Метвена (1878) и пентановую лампу Гаркорта (1877). В настоящее время все эти источники уступили место нормальной лампе Гефнер-Альтенека (1884), усовершенствованной в Имперском физическом институте (Physikalische Reichsanstalt) в Берлине и принятой в этом виде за нормальную единицу электрическим конгрессом 1893 г. Эта лампа, точные размеры которой были выработаны в Имперском институте, сжигает чистый амилацетат (С5Н11С2Н8О2) плотности 0,872 при 15° Ц. Нормальная вышина пламени 40 мм; чтобы иметь возможность поддерживать эту вышину постоянной, лампа (фиг. 8) снабжается особым визиром G с горизонтальной пластинкой, которая должна казаться касающейся острой верхушки пламени при нормальном горении лампы.

Изготовляемые различными заводами лампы Гефнера могут быть посылаемы для проверки в германский Имперский институт. Эта лампа есть несомненно лучший и поэтому общепринятый эталон силы света; единственным недостатком ее является слегка красноватый оттенок света ее. Интересная попытка создать «абсолютный эталон» единицы силы света была сделана Виоллем (Violle), согласно предложению которого Международный электрический конгресс 1881 г. в Париже принял за единицу силы света — свет, излучаемый 1 кв. см поверхности расплавленной платины в момент ее затвердевания. Этот эталон, имеющий значительные теоретические преимущества перед всеми другими (белизна света, полное постоянство), не нашел, однако, практического применения, как вследствие крайней дороговизны (требует около килограмма платины), так и вследствие большой сложности всего устройства его. Попытки упростить (Сименс) и усовершенствовать (Милиус и Ферстер) его не привели к желаемым результатам. Несмотря на это, одна двадцатая единицы Виолля была все же принята во Франции за вспомогательную единицу и названа "децимальной свечой". Тщательные сравнения между описанными выше эталонами привели к следующим соотношениям между ними:

Сила света наиболее употребительных эталонов весьма незначительна, как видно из приведенной таблицы. Это представляет значительное затруднение при Ф. сильных источников света (напр. вольтовых дуг), которые для достижения равенства освещения приходится (при непосредственном пользовании этими эталонами) удалять на огромные расстояния от Ф. Чтобы избежать этого, применяют более сильные промежуточные (вспомогательные) эталоны, т. е. источники света, отличающиеся постоянством и раз навсегда точно сравненные с нормальным эталоном, напр. лампой Гефнера. Испытуемый источник света сравнивается с промежуточным эталоном; зная значение последнего в единицах Гефнера, легко вычислить и силу света исследуемого источника в тех же единицах. В качестве промежуточных эталонов применяются обыкновенно лампы накаливания (в 16 или 25 св.), тщательно испытанные при некотором определенном напряжении тока и сверяемые от времени до времени с основным эталоном; эти лампы накаливания питаются аккумуляторной батареей, а не динамо-машинами, так как ничтожные колебания в напряжении на зажимах лампы, неизбежные при пользовании динамо-машиной, очень заметно отзываются на силе света, даваемой лампой. Фотометрические измерения производятся в специальных темных комнатах, в которых стены, пол, потолок и мебель выкрашены в матовый черный цвет, для того чтобы избежать в комнате присутствия света рассеянного. Для более удобного и правильного расположения приборов и для облегчения определения расстояния между ними источники и Ф. располагаются на фотометрической скамье; часть подобной установки изображена на фиг. 9.

На двух длинных (3 м) рельсах а и b ходят на колесиках стойки, на которых располагаются сравниваемые источники (напр. лампа накаливания А и лампочка Гефнер-Альтенека С) и фотометрический прибор (напр. Ф. Луммера и Бродгуна В). Расстояния между источниками и Ф. отсчитываются по шкале, нанесенной на одном из рельсов. На этом же рисунке виден ряд вспомогательных приспособлений, применяемых в Ф. Часть А представляет станок, посредством которого испытуемая лампа накаливания может быть приведена в желаемое положение относительно Ф.; пользуясь таким прибором, можно измерить силу света, излучаемую лампой в различных направлениях (см. Электрическое освещение). Часть F представляет столик, вдвигаемый в одну из стоек; на нем располагают исследуемый источник света (напр. керосиновую лампу). Части Е и D служат для Ф. вольтовых дуг. Так как сила света вольтовых дуг чрезвычайно велика (до нескольких тыс. гефнеров), то при сравнении вольтовой дуги с эталоном пришлось бы первую удалить на огромное расстояние от Ф., что очень неудобно. Чтобы избежать этого, ослабляют освещение, даваемое дугой, при помощи рассеивающих чечевиц Е, располагаемых между дугой и Ф.; зная расстояния между дугой и чечевицей и фокусное расстояние чечевицы, можно рассчитать, во сколько раз чечевица ослабляет освещение, даваемое дугой. При исследовании силы света, излучаемого источником в различных направлениях (см. Электрическое освещение), пользуются зеркалом D; отразив свет при помощи зеркала на Ф., можно, поворачивая зеркало, исследовать силу света источника в желаемом направлении; пользуясь зеркалом, необходимо, однако, предварительными опытами определить, какой процент света теряется при отражении. Если принять лампу Гефнера за единицу силы света, то единица освещения будет освещение, даваемое единицей Гефнера на расстоянии одного метра (Гефнер-метр); часто еще применяемая единица «метр-свеча» близко (10—15 % разницы) равна единице «Гефнер-метр». Освещение, даваемое децимальной свечой на расстоянии одного метра, получило особое название «люкс» (lux — свет). Чтобы дать представление об этих единицах освещения, скажем, что наиболее яркое дневное освещение (см.) в комнатах доходит до 300 г.-м; в наиболее темных углах комнат имеется до 10 г.-м; минимум освещения, потребный для чтения без напряжения глаз, около 10 г.-м; наилучшее освещение для чтения около 50 г.-м., хорошее ночное освещение улиц достигается уже при 2 г.-м. Измерение освещения является вопросом чрезвычайно важным для решения задачи о рациональном в смысле гигиены и комфорта освещении внутренних помещений и улиц. Ввиду этого приобретают особую практическую важность Ф. для измерения освещения, специально предназначенные для этой последней цели, независимо от того, какой источник света дает измеряемое освещение. Ф. этой группы отличаются от вышеописанных простотой конструкции и удобопереносностью; они не стремятся к высокой точности обычных Ф., но дают зато возможность мерить непосредственно в метр-св. или гефнер-метр. освещение, напр., листа бумаги в данном месте пространства. Примером простейшего типа этих Ф. является Φ. Гоустона и Кеннели (фиг. 10).

Ящичек, зачерненный внутри, заключает выступ В с наклеенным на поверхность В куском бумаги, покрытым буквами или мелкими рисунками, и лупой Е, установленной так, что наблюдатель отчетливо видит в нее эти буквы или рисунки. В верхней части ящика находится окно, закрытое куском опалового стекла W и задвигающееся при помощи пластинки S. Расположив окно W в желаемом направлении, задвигают S до тех пор, пока знаки на В не перестанут быть видимыми, и отсчитывают перемещение S по шкале, которую предварительно отградуировали в м.-св. при помощи какого-либо более хорошего фотометра. Для этой последней цели ставят W на различных расстояниях от нормальной свечи и каждый раз определяют перемещение S, при котором исчезают знаки. Этот Ф. малоточен, так как минимальное освещение, при котором исчезает возможность различать знаки, не есть величина постоянная для разных глаз и даже в разное время для одного и того же глаза; точность этого Ф. всего ок. 10 %. В Ф. Приса и Троттера (фиг. 11) наклонный матовый бумажный экран D освещается одной или двумя лампочками накаливания L, питаемыми небольшой переносной батареей аккумуляторов.

Свет, рассеянный D, проходит через 3 звездообразных отверстия белого матового экрана S, освещаемого испытуемым светом. Посредством рукоятки, передвигаемой вдоль шкалы G, меняют наклон D до тех пор, пока звездочки не исчезнут на фоне S. Шкала G калибрируется как выше, и отсчет по передвижению рукоятки дает непосредственно освещение экрана S в м.-св. Два описанных Ф. находят широкое применение при исследовании освещения улиц, площадей и т. д.; если дело идет об исследовании освещения дуговыми фонарями, свет которых заметно белее света ламп накаливания, то в Ф. Приса экрану D дают слегка синеватый, а экрану S слегка желтоватый оттенок, что значительно облегчает установку Ф. на исчезновение звездочек. Несколько более точен, но зато более сложен и менее компактен Ф. Петрушевского. Устройство школьно-гигиенического Ф. проф. Ф. Ф. Петрушевского (1884) видно на фиг. 12.

В фонаре AB расположена керосиновая лампа С, пламя которой закрыто жестяным щитком с прорезом особой формы, пропускающим свет лишь определенной небольшой части пламени; опыты показали, что при надлежащем обращении с лампой сила света, выходящего из отверстия щитка, в достаточной степени постоянна. Свет лампы проходит через два матовых стекла и освещает наклонный бумажный экран G, помещенный внутри жестяного открытого снизу ящичка М, вращающегося вокруг трубки N. Между двумя матовыми стеклами ходит диафрагма в виде кружка (2) с расширяющимся прорезом, вращающегося вокруг оси, вделанной в корпус фонаря ниже N. Поворачивая диафрагму, можно менять степень освещения экрана G. Если желают, напр., измерить освещение поверхности школьного стола (4), то, поставив на него Ф. и положив на стол кусок бумаги, направляют отверстие ящичка M на бумагу. Наблюдатель видит тогда в трубу R половину поля зрения закрытой экраном G, освещенным лампой; другая половина поля зрения (3) принадлежит бумаге КК. Вращая кружок-диафрагму, находят такое положение его, когда обе половины поля кажутся одинаково освещенными; по указателю, связанному с N, при движении шкалы, нанесенной на круге L, отсчитывают непосредственно освещение КК в м.-св. Шкала градуируется предварительными опытами, непременно для каждого экземпляра этого Ф. особенно. Более точен, но и гораздо дороже и сложнее фотометр Вебера (фиг. 13).

Источником света в нем служит бензиновая лампочка b, освещающая матовое стекло f; пройдя сквозь последнее, лучи света от лампы попадают на систему призм Луммера и Бродгуна (см. выше) и дают освещение фона поля, видимого в отверстие О. Труба К направляется на лист бумаги (как в Ф. Петрушевского), освещающий рассеянным светом центральный кружок в поле зрения системы призм. Выдвигая трубу А и удаляя этим лампочку от матового стекла f, изменяют освещение фона до тех пор, пока центральное пятно не сольется с фоном; освещение в гефнер-метр. отсчитывается по шкале на трубе А, градуированной предварительными опытами. Призма S служит для облегчения наблюдений, когда труба направлена так, что неудобно приложить глаз к отверстию O. Если желают сравнить силы света двух источников, то в g вдвигается матовое стекло, освещаемое исследуемым источником, поставленным на определенном расстоянии от g. Чрезвычайные затруднения представляет сравнение силы освещения от источников, свет которых различно окрашен. Пользуясь обычными фотометрами, почти не удается подогнать даже мало разнящееся по цвету освещение сравниваемых полей так, чтобы они казались всем наблюдателям одинаково яркими. Даже самый вопрос о том, что следует понимать под одинаковым освещением источниками разных цветов, различными учеными решается различно. Мы можем назвать освещения одинаковыми, если количества световой энергии, падающие в единицу времени на 1 кв. см поверхности, будут одинаковы; но физиологическое впечатление от таких равноосвещенных поверхностей может быть самым различными. В настоящее время нужно признать вопрос о практическом сравнении освещения, даваемого разноокрашенными источниками, совершенно открытым, даже неопределенным. Разлагая свет, даваемый двумя различно окрашенными источниками, в спектр, мы получаем два спектра, в которых относительное распределение освещения вдоль спектра может быть совершенно различным. Выделив из обоих спектров два участка одинаковых длин волн, мы можем сравнить силы света этих участков обычными приемами Ф. Проделав эти измерения для всех участков видимого спектра, мы получим полную сравнительную характеристику исследуемых источников относительно спектрального состава их света и относительной интенсивности различных частей спектра их. Такие измерения представляют большой научный интерес, так как приближают нас к решению вопроса о природе явления свечения и зависимости спектрального состава света от различных условий, в которых возникает свечение; практический интерес их заключается в том, что они являются основанием, на котором будут построены дальнейшие успехи в деле освещения. Для подобных измерений служат особые приборы, называемые спектрофотометрами, простейшим примером такого прибора может служить спектрофотометр Крова (фиг. 14).

В поле окуляра обыкновенного спектроскопа à vision directe (см.) расположена щель f, ширина которой и положение в поле могут быть по желанию изменяемы. Поворачивая трубу vf вокруг коробки с призмой Р1 при помощи винта ν и перемещая щель f, мы можем выделить в поле зрения желаемую часть наблюдаемого спектра. Трубка M со шкалой m, освещаемой каким-либо вспомогательным источником света, проектирует в поле зрения шкалу (см.), по которой можно определить наблюдаемый участок спектра. Щель n спектроскопа разделена на две примыкающие друг к другу части, расположенные вертикально одна над другой; одна из них освещается через чечевицу l одним из двух сравниваемых источников света, другая через трубу NN′ и призмочку р другим источником (более сильным). В трубе NN′ помещены два николя N и N′; поворачивая N′ вокруг N и измеряя угол поворота, мы можем в желаемой степени ослабить освещение половины щели, отвечающей этому источнику. Наблюдатель видит через окуляр С два расположенных друг над другом и соприкасающихся спектра от двух источников света; выделив желаемую часть спектра, наблюдатель уменьшает поворачиванием N освещение части щели, даваемое более сильным источником, до тех пор, пока видимые в трубу части спектра не покажутся одинаково яркими. Переходя от одной части спектра к другой и замечая необходимые для уравновешивания яркости различных частей двух спектров углы поворота николя, наблюдатель получает характеристику относительного распределения яркости в спектре одного источника сравнительно с другим. Еще более прост спектрофотометр Фирорда (Vierordt), в котором ослабление освещения спектра достигается уменьшением ширины щели. Из многих конструкций спектрофотометров следует указать на приборы Глана (Glan) и Кенига (König), отличающиеся значительной точностью, и на прекрасный спектрофотометр Луммера и Бродгуна, в котором применено то же фотометрическое приспособление, что и в Ф. названных ученых. Метеорологическую Ф. — см. в специальной статье. Астрономическая Φ. см. Астрофотометрия и Астрономическая фотография. См. также выше. Подробнее о Ф. и литературе ее см. подробные курсы физики (напр. «Курс физики» О. Д. Хвольсона, т. II), а также специальные сочинения A. Krüss, «Die Electrotechnische Photometrie» (Вена, 1886); A. Palaz, «Traité de photometrie industrielle» (П., 1892), W. Stine, «Photometrical Measurements» (Нью-Йорк, 1900).

ЭСБЕ:Физика