Lichtgeschwindigkeit (c)

Die Lichtgeschwindigkeit (Formelzeichen c, von lat. celeritas, dt. Schnelligkeit) ist die Ausbreitungsgeschwindigkeit des Lichts und anderer elektromagnetischer Wellen. Sie beträgt im Vakuum 299.792.458 Meter pro Sekunde. Dieser Wert gilt heute als eine Naturkonstante.

Die Konstanz der Vakuumlichtgeschwindigkeit hat weitreichende Konsequenzen für das physikalische Verständnis von Raum und Zeit; sie ist eine der Grundannahmen der Relativitätstheorie. In "dielektrischen" Medien ist die Lichtgeschwindigkeit geringer und hängt in der Regel von der Frequenz des Lichts ab.

Lichtstrom (Lumen)

Der Lichtstrom ist die fotometrische Entsprechung zur Strahlungsleistung (auch: Strahlungsfluss, Einheit: Watt) der Radiometrie.

Er ist also die lichttechnische Leistungsgröße. SI-Einheit: Lumen, Einheitenzeichen: lm.

Lichtmenge (Lumensekunde)

Als Lichtmenge (engl. luminous energy) bezeichnet man in der Photometrie die gewichtete Strahlungsenergie. Die Lichtenergie wird in der Einheit Lumensekunde (lm s) bzw. Talbot oder Lumberg angegeben.

Lichtstärke (Candela)

Die Lichtstärke I (Einheit: Candela, Einheitenzeichen: cd, engl. luminous intensity) ist die Strahlungsleistung einer Lichtquelle pro Raumwinkel, gewichtet mit der spektralen Empfindlichkeit des Auges. Misst man die Lichtstärke in Candela über den gesamten Raumwinkel in Sterad, erhält man den Lichtstrom in Lumen.

Leuchtdichte (Candela/m²)

Die Leuchtdichte L (engl. luminance) ist das fotometrische Maß für Helligkeit. Eine Lichtquelle erscheint also um so heller, je kleiner ihre Fläche im Vergleich zur Lichtstärke I ist. Die Leuchtdichte ist das, was Menschen als Helligkeit wahrnehmen.

Charakteristische Leuchtdichten

Helligkeit des Himmels
Mittlerer klarer Himmel: 8000 cd/m²
Mittlerer bedeckter Himmel: 2000 cd/m²
Nachthimmel bei Vollmond: 0,1 cd/m²
Sternklarer Nachthimmel: 0,001 cd/m²
Bewölkter Nachthimmel: 1...100 · 10-6 cd/m²
Wahrnehmungsgrenze: 3 · 10-6 cd/m²

Flächenhelligkeit von Strahlern
Sonnenscheibe am Mittag: 1600 · 106 cd/m²
Sonnenscheibe am Horizont: 6 · 106 cd/m²
Matte Glühbirne 60 W: 120 · 103 cd/m²
T8 kaltweisse Fluoreszenzröhre: 11 · 103 cd/m²
Oberfläche des Mondes: 2,5 · 103 cd/m²
Grüne elektrolumineszente Lichtquelle: 30 cd/m²

Beleuchtungsstärke (Lux)

Die Beleuchtungsstärke (Formelzeichen E, SI-Einheit: Lux bzw. lux, Einheitenzeichen: lx) ist die fotometrische Entsprechung zur Bestrahlungsstärke E (Einheit: Watt/Quadratmeter bzw. W/m²) in der Radiometrie. E ist der Quotient aus dem einfallenden Lichtstrom Φ pro Element der Empfängerfläche Ae, also die Strahlungsleistung je Fläche. Die Beleuchtungsstärke ist damit eine reine Empfängergröße.

Lichtdruck (Newtonsekunde)

Strahlungsdruck oder Lichtdruck ist die Kraft die durch absorbiertes, (wieder) emittiertes oder reflektiertes Licht auf einen Körper ausgeübt wird. Gemäß der Beschreibung von Licht als Photonen besitzt Licht nicht nur Energie sondern auch Impuls.

Lichtfarbe (Kelvin)

Als Lichtfarbe bezeichnet man die spektrale Zusammensetzung von Licht, wie es von einer Lichtquelle emittiert oder von einem Körper zurückgeworfen wird. Lichtfarben können, im Gegensatz zu Körperfarben, direkt gemessen und wahrgenommen werden. Sie folgen der additiven Farbmischung.

Das Gegenteil von Lichtfarben sind die Körperfarben, die der subtraktiven Farbmischung folgen. Die Körperfarbe eines Objektes ist die Lichtfarbe des Lichtes, das von ihm zurückgeworfen wird.

Das von Lampen abgestrahlte Licht besitzt eine Eigenfarbe, die so genannte Lichtfarbe. Sie wird bestimmt durch die Farbtemperatur (TCP) in Kelvin (K).

Je höher die Temperatur, desto weißer die Lichtfarbe.

Die Lichtfarben der Lampen sind in drei Gruppen eingeteilt:

warmweiß (ww) < 3.300 K
warmweißes Licht wird als gemütlich und behaglich empfunden.

neutralweiß (nw) 3.300 bis 5.300 K
neutralweißes Licht erzeugt eine eher sachliche Stimmung.

tageslichtweiß (tw) > 5.300 K
tageslichtweißes Licht eignet sich für Innenräume erst ab einer Beleuchtungsstärke von 1.000 Lux.

Das Licht von Lampen gleicher Lichtfarbe kann unterschiedliche Farbwiedergabeeigenschaften besitzen. Grund dafür ist die unterschiedliche spektrale Zusammensetzung der Lichtfarbe. Dadurch ist es auch nicht möglich, aus der Lichtfarbe einer Lampe auf die Qualität ihrer Farbwiedergabe zu schließen.

Lichtfarbe und Farbwiedergabeeigenschaft können durch spezielle Vorsätze, die das Licht lenken, filtern oder einfärben, verändert werden. Die Qualität der Farbwiedergabeeigenschaft wird durch den Farbwiedergabeindex (Ra) beschrieben.

Umrechnung von Größeneinheiten

Metrische Umrechnung (Metrisch - US)

Metrische Umrechnung (US - Metrisch)

Gewichtsumrechnung

Temperaturumrechnung

Lichtjahr (Kj, ly)

Das Lichtjahr ist die Strecke, die eine elektromagnetische Welle wie das Licht in einem tropischen Jahr im Vakuum zurücklegt. Das sind etwa 9,5 Billionen (9,5 · 1012) Kilometer.

Ein Lichtjahr ist eine astronomische Längeneinheit und nicht, wie der Name vermuten lassen könnte, eine Zeiteinheit.

Das Lichtjahr ist im Internationalen Einheitensystem seit 1978 nicht mehr zulässig. Trotzdem gilt es in der Astronomie als unverzichtbar und wird weiterhin verwendet.

Die Einheitszeichen eines Lichtjahres sind Lj oder ly. Übliche Formelzeichen: d (als Abstand von der Erde) oder l (als Größe eines Objekts).

Analog zum Lichtjahr existieren die Einheiten Lichtsekunde Ls (knapp 300.000 km), Lichtminute Lm (ca. 18 Millionen km) und Lichtstunde Lh (ca. 1,08 Mrd km).

Ein Lichtjahr (1 Lj) sind: 9,460528 · 1015 m, d. h. fast 9½ Billionen km, 63240 AE (Astronomische Einheiten) oder 0,3066 pc (Parsec oder Parallaxensekunden).

Beispiele

Unsere Erde ist von der Sonne im Mittel 500 Lichtsekunden, bzw. zirka 8 Lichtminuten entfernt.

Unser Sonnensystem misst im Durchmesser zirka 150 Lichtstunden.

Der Durchmesser unserer Galaxis, der Milchstraße, beträgt zirka 100.000 Lichtjahre.

Der sonnennächste Stern, Proxima Centauri, ist 4,22 Lichtjahre entfernt.

Die Entfernung zum Andromedanebel beträgt zirka 2,7 Millionen Lichtjahre.

Eine Lichtsekunde entspricht im Vakuum genau 299.792,458 km. Das Lichtjahr ist die Strecke, die eine elektromagnetische Welle wie das Licht in einem tropischen Jahr im Vakuum zurücklegt. Das sind etwa 9,5 Billionen (9,5 · 1012) Kilometer.

Helligkeit

Helligkeit ist ein Überbegriff subjektiver und objektiver Messgrößen für die räumlich und farblich gemittelte Stärke einer sichtbaren Wahrnehmung.

Helligkeit als Sinnesempfindung

Das Wort Helligkeit wird meist für die subjektive Lichtempfindung benutzt, wie sie auf das Auge des Beobachters wirkt (siehe Lit.1). Diese Sinnesempfindung ist physikalisch etwa dem Logarithmus des Reizes proportional (siehe Weber-Fechner-Gesetz), kann aber bei verschiedenen Personen etwas unterschiedlich sein. Sie hängt insbesondere von der spektralen Empfindlichkeit der Sehzellen ab, die bei den meisten Menschen in der Wellenlänge 0,47 ­µm (gelb-grün) am höchsten ist (Maximum der Sonnenstrahlung), bei vielen Tieren aber zu anderen Farben verschoben ist (z. B. Katzen oder Bienen).

Das menschliche Auge arbeitet in einem sehr großen Helligkeitsbereich, der Lichtintensitäten von 1 : 10 Milliarden entspricht (Sehschwelle 10-13 Lumen, siehe Lit.2). Dennoch können wir verschiedene Helligkeiten als unterschiedlich wahrnehmen, sobald sich ihre Lichtmenge um mehr als 10% unterscheidet. Darauf beruht die fotometrische "Stufenmethode" für scheinbare Helligkeiten, die der Astronom Friedrich Argelander um 1840 entwickelt hat. 

Sonnenstrahlung

Die Sonnenstrahlung oder Solarstrahlung ist die Strahlung der Sonne. Die elektromagnetische Strahlung hat ihr Maximum im sichtbaren Licht, umfasst aber auch andere elektromagnetische Wellen von Röntgen- und UV-Strahlung bis zu Radiowellen. Die Partikelstrahlung (auch als Sonnenwind bezeichnet) enthält hauptsächlich schnelle Ionen, die wegen des Erdmagnetfeldes kaum die Erdoberfläche erreichen.

Als Sonnenlicht werden neben der Sonnenstrahlung bezeichnet:

> das sichtbare Licht (Lichtspektrum) der Sonne.

> die durch die Erdatmosphäre gefilterte Sonnenstrahlung.

Strahlungsgesetze und Strahlungsarten

Das Strahlungsmaximum liegt im gelb-grünen Licht, was sich aus der Sonnentemperatur von ca. 6000 °C und den Strahlungsgesetzen von Planck und Wien ergibt.

Zusammen mit den roten und blauen Lichtanteilen empfinden unsere Augen diese Lichtstrahlung als weiß, während die nicht-sichtbare Strahlung großteils auf Infrarot entfällt, auf deren Wirkung die Wärmerezeptoren der Haut ansprechen. Von den kurzwelligeren Strahlen gelangt noch ein Teil des UV-Lichts zu uns, während die vereinzelte Röntgenstrahlung von Sonneneruptionen (Flares) und die kosmische Strahlung (wie zum Beispiel ionisierende Strahlung) von der Lufthülle abgeschirmt werden.

Polarlicht

Das Polarlicht (auch Aurora borealis = Nordlicht bzw. Aurora australis = Südlicht) ist eine Leuchterscheinung am Himmel, die durch Teilchen des Sonnenwinds beim Auftreffen auf die Erdatmosphäre hervorgerufen wird.

Polarlichter entstehen, wenn elektrisch geladene Teilchen des Sonnenwindes, hauptsächlich Elektronen, aber auch Protonen, Alpha-Teilchen und einige schwere Ionen auf die oberen Schichten der Erdatmosphäre treffen. Dort regen sie die vorhandenen Luftmoleküle zum Leuchten an. Der Aufprall eines Teilchens bewirkt bei dem Molekül/Atom eine Anregung entsprechend einer geänderten Elektronenkonfiguration. Bei der nach kurzer Zeit wieder erfolgenden Abregung wird Licht ausgesandt, allgemein als Fluoreszenz bezeichnet. Auch Kernwaffentests in hohen Atmosphären-Schichten (400 km) rufen solche Phänomene hervor, wie z.B. der Starfish Prime-Test der USA am 9. Juli 1962.

Polarlichter treten hauptsächlich in den Polarregionen auf, denn die Sonnenwindteilchen, ein elektrisch geladenes Plasma mit einer durchschnittlichen Geschwindigkeit von ca. 500-833 km/s (bis zu 3.000.000 km/h) und einer Dichte von ca. 5 × 106 Teilchen pro m3 in Erdnähe, werden vom Magnetfeld der Erde entlang der Magnetfeldlinien zu den Polen gelenkt. Dort verläuft das Magnetfeld senkrecht zur Erdoberfläche, und die Teilchen können in die Atmosphäre eintreten. Das Plasma benötigt bis zum Eintreffen rund 2 bis 4 Tage bei einem Erde-Sonnenabstand von rund 150 Millionen Kilometer.

Polarlichter kommen sowohl in nördlichen Breiten vor (Nordlichter, auch Aurora borealis) als auch auf der Südhalbkugel (Südlichter, auch Aurora australis). Auch auf anderen Planeten des Sonnensystems werden diese Erscheinungen beobachtet.

Auch wenn es in manchen Ländern Bauernregeln zur Wettervorhersage gibt, in denen Polarlichter vorkommen, haben Polarlichter mit dem Wetter nichts zu tun. Sie entstehen in Höhen ab 60 km, weit oberhalb der Troposphäre, der Schicht, in der das Wettergeschehen stattfindet, welche nur bis etwa 15 km Höhe reicht.