Якушенков Ю.Г., Луканцев В.Н., Колосов М.П. Методы борьбы с помехами в оптико-электронных приборах (1981) (1095907), страница 8
Текст из файла (страница 8)
Для Венеры Хм,„, определяется температурами нижних и верхних слоев ее атмосферы. Соответственно изменяется энергетическая яркость поверхности планет. Земная поверхность. Наземные образования (ландшафт) являются весьма распространенным фоном, на котором наблюдаются исследуемые объекты. Изучение ландшафта зависит от его излучательных и отража'- тельных свойств. В непосредственной близости от Земли и на небольших высотах альбедо зависит от характера поверхности, облачности и заметно изменяется по спектру. Температура большинства земных ' покровов определяется температурой окружающего воздуха. Значения интегральных коэффициентов излучения некоторых покровов приведены в табл. 2,8 .
тлели ил 22 (411 На ПраКтИКЕ. ХараК- нзлучення некоторых планет тер собственного излучения земных покровов счн- л „кк, лгкм 10...!3 10... 14 7...11,3 0,004 ... 0,013 0,003 ... 0,0!1 0,0047... 0,062 Эксргсткческкк крксскг, Вг ср 'м тают диффузным. Часто принимают, что земная поверхность излучает как серое тело с коэффициентом излучения 0,35 в видимом диапазоне и 0,9 в инфракрасном.
Отраженное излучение земного покрова опреде- 4! ляе~ся излучением Солнца и превышает собственное излучение для длин волн, короче 3...4 мкм. Альбедо большинства наземных покрытий 0,15...0,20 и лишь в диапазоне 0,7...1 мкм иногда 0,7...0,3. Для волн длиннее 4 мкм излучение многих естественных покровов (почва, растительность) иногда считают равным излучению черного тела при той же температуре. Таблица 2.3 Интегральные коаффнцненты нзлуненнн цла некоторых земных покровов Волна» новер- хность Песок Снег Почва Хвоа, зеленая трава Глана 0,88 0,92 0,89 0,96 0,97 0,98 Небо, облака. Свечение неба складывается из свечения атмосферных и внеатмосферных источников. Для участка спектра с длинами волн короче 4 мкм основ'ным источником свечения дневного неба является рассеянное солнечное излучение.
Если предположить, что излучение Солнца равномерно рассеивается по направлению к Земле, т. е. небо имеет одинаковую яркость, то иногда принимают, что эта яркость составляет около 10-' от яркости Солнца и равна 3.10т Вт ° м-з мкм-'Х Хср — ' в максимуме спектра излучения (1=0,5 мкм) и 1 Вт м-т ° мкм-' ° ср-' при 7,=4 мкм. Цветовая температура дневного неба оценивается (12...13).10з К и в очень большой степени зависит от положения Солнца на небе н высоты места наблюдения над уровнем моря. Например; максимальная монохроматическая яркость при 2,„„, =0,5 мкм может изменяться от 3 1О' до 1 Вт м-т ° ср ' ° мкм-'. Участки неба, противоположные Солнцу, гораздо ярче участков, лежащих под углом 90' к направлению на него. Рассеянный свет ясного неба создает на земной поверхности освещенность, составляющую 20...30% от освещенности, создаваемой прямой солнечной засветкой, которая для безоблачного неба при восходе и заходе Солнца составляет около 500 лк, а при пасмурной погоде со сплошной облачностью уменьшается до (1...2) ° 10 4 лк (для средних широт).
Ночью (в отсутствие рассеянного солнечного света) излучение неба создается собственным излучением паров и газов, составляющих атмосферу. Максимум излу- 42 чения при наблюдении с Земли находится в области около 10,5 мкм, а спектр его аналогичен спектру излучения черного тела при температуре атмосферы (для областей неба, близких к горизонту). При переходе к зениту яркость неба уменьшается более чем вдвое.
В некоторых работах энергетическая яркость неба в видимой части спектра оценивается в среднем как (5,5...8,5) Х Х10-тВт ° м-'ср-' (в световых величинах 1Π— экд ° м з). Для верхних слоев атмосферы значительный вклад в излучение ночного неба вносит излучение гидроксильных групп ОН. Оно имеет полосовой спектр.
Так, в полосе 2,8...3,4 мкм его монохроматическая энергетическая яркость 7 ° 10-э Вт м-' ° ср-'мкм — '. Помимо излучения атмосферы, свечение ночного неба обусловлено и рассеянным светом звезд, зодиакальным светом, галактическим свечением, которые создают иногда в сумме такое же излучение, как и атмосфера. В ясную ночь звезды создают на Земле освещенность около 2 10 4 лк.
Подавляющая часть этой освещенности приходится на долю звезд слабее +6,0 Общая яркость ночного неба (в области зенита), выраженная в числе звезд десятой величины (+10,0), приходящаяся на телесный угол в 1 П', составляет 400 (3,36Х Х10 ' кд м ~). Переход к яркостям (в скобках) соответствует фотометрической системе (У), в которой освещенность от звезды +10,0 с одного квадратного градуса эквивалентна 0,843 10 з кд м-з. Средняя яркость ночного неба на 1 П' +4"',0 (2,12 10-э кд. м- ) или +4'",5(1,34 ° 10 " кд' м з). Следует отметить, что распределение яркости по ночному небу весьма неоднородно. Более подробные сведения о звездном фоне можно найти, например, в [1, 27, 40).
Излучение облачного неба состоит из отраженного и рассеянного солнечного и собственного теплового излучения. Первое преобладает в диапазоне длин волн до 3 мкм, Альбедо облаков при их наблюдении с высот свыше 30 км в диапазоне 0,3...2,3 мкм в среднем равен 0,007, но максимальные его значения могут достигать 0,45...0,78. Собственное излучение достаточно мощных облаков можно рассчитать как излучение черного тела с температурой облака. Следует иметь в виду, что как отраженное, так и собственное излучение облаков селектнвно ослабляется слоем атмосферы, расположенным между облаком и прибором.
Редко встречающиеся серебристые облака могут иметь достаточно большую яз яркость, достигающую порой 1...3 кд м-з (при наблюдении с Земли) 1271. Лолярньш сияния, Наиболее мощные полярные сияния возникают на.высотах около 100 км над земной поверхностью и наблюдаются в основном в приполярных областях. Они не отличаются стабильностью своих характеристик — пространственных, спектральных, временнйх. По данным 1241, их яркость может достигать 0,2 кд.м-з. Их спектр является линейчатым, и лишь на участке 0,65...0,95 мкм он сплошной с резко выделяющейся линией на 0,92 мкм, имеющей яркость около 6.10-4 Вт. м-'.
ср-'. В ультрафиолетовом и видимом диапазонах оптического спектра (полосы 0,3914; 0,4278; 0,5577; 0,6300; 0,7200 и 0,8680 мкм) яркость может изменяться от 3 ° 10-т до 1,1 ° 10-4 Вт м-з ° ср-', В инфракрасном диапазоне излучение полос полярных сияний меньше или практически равно излучению ночного неба. Гьа. НЕКОТОРЫЕ ОСОБЕННОСТИ ОПИСЛНИЯ СВОЙСТВ ВНЕШНИХ ЕСТЕСТВЕННЫХ ПОМЕХ Для оценкй влияния той или ивой помехи на работу ОЭП необходимо знать основные статистические характеристики их излучения: математические ожидания, днсперсии, корреляционные функции или спектральные плотности мощности (спектры Хннчнна — Винера) и др. Однако недостаточное на сегодня количество статистических данных о характеристиках излучения маогих источников помех затрудняет задачу достоверного их описания с помощью аппарата случайных функций. Поскольку функции, описывающие излучательные свойства источников помех, явлюотся многомерными (например, яркость фона, на котором наблюдается цель, может быть' функцией длины вогшы, двух линейных координат, времени и других 'аргументов), а кроме того, часто дестацнонарными, общие выражения корреляцнонньж функций нли спектров мощности даже для простейших случаев представляют собой весьма громоздкие и зачастую неудобные для практического использования формулы (даже прн использовании ЭВМ).
Обычно на практике принимают, что функция, описывающая излучение источника помехи, разделяетса по своим переменным илн но группам переменных. Так, часто предполагается отсутствае свизн по пространственным координатам и длинам волн оптического диапазона нли по временным н оптическим частотам и т. д. Это позволяет выделить отдельные методы селекции сигнала на фоне помех по оптическим, пространственным'или временным частотам.
В этой связи и описание источников помех можно проводить по Отдельным нх параметрам, соответственно указанным методам селекции. В предыдущем параграфе приводняясь некоторые характервстнки излучения распространенных источников помех. К настоящему времени вакоплен достаточно обширный материал по спектральным характеристикам их излучения. Однако данных по статистическим свой- чч стаям этих спектральных характеристик как случайных функций практически нет. Делаются предположения об эргодичностн функций яркости й(Л) для некоторых фонов, однако стационарность этих функций ставится под сомнение [85], Кроме того, отмечается взаимозависимость пространственно-частотных н оптических спектров для ряда фонов (например, облачности), у которых радиус корреляпии по пространственным координатам растет с увеличением длины волвы, т. е.
функции, описывающие такие фоны, не разделяются по оптическим и .пространственным частотам илн длинам волн. По этим причинам получение статистических данных как об одномерных спектральных характеристиках излучения источникоя помех, так и о нх многомерных спектрах (хотя бы по оптическим и пространственным частотам) является весьма актуальной задачей. В настоящее времн при энергетических расчетах ОЭП, т. е. при определении потоков или облучеиностей, создаваемых излучателями на входном зрачке прибора, фотометрические характеристики источников помех принимают вполне детерминированными и соответствующими некоторым стационарным моделям излучателей, о которых говорилось в предыдущем параграфе.
В качестве основных фотометрических параметров принимаются: для точечных излучателей сила излучения (снла света), а для источников, имеющих конечную излучающую площадь, поверхностная плотность излучения или яркость. Методика таких расчетов подробно изложена, например, в [41, 95]. Приведем лишь краткую сводку достаточно общих формул для вычислении освещенностей Е на входном зрачке ОЭП. Прн точечном источнике Е= — ~ ~ т,р(Л, й),)У[Л, 2,)с(Лс(2, Л„„я, а при источнике, имеющем видимую площадь Аист и не перекрывающем все угловое поле ОЭП («площадной» излучатель), Е= Ят, [Л, Я,)Е()., ИД созазгУЛгУК сИз, где А„— плошадь входного зрачка ОЭП; Я~ А»»Д»; Яз = =- Аа т((з, 1 — расстояние между источником и ОЭП; т«р (Л, О~)— функция, описывающая изменение коэффициента пропускании среды на пути от источника до ОЭП в виде функции длины волны Л и телесного угла Йн l(Л, Й~), н Л(Л, Р~) — зависимости силы излучения источника 1 и яркости Л от Л н Й,; аа — угол между оптической осью объектива приемной системы ОЭП и направлением на источник.
В случае точечного источника и вебольшого углового поля ОЭП, в. пределах которого можно считать !(Х, й~) =1(Л) И т-р (Л, й~) = =тга (Л) в рабочем диапазоне длин волн Хь..Х», л, Ел,... г, = — ~ 'г, [Л) г (Л) гзЛ. л, 45 При небольших телесных углах Пь в предетах которых с(П~) =сопзс и тсв(П,) =соней для «плошадного» источника Ед„д,=й(йз ~ тср(т)(,(Л)с2Л. Если видимая площадь излучателя перекрывает все угловое поле ОЭП, т. е.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
