Астрономический календарь. Постоянная часть (1981) (1246623), страница 107
Текст из файла (страница 107)
Стандартизацию можно проводить с помощью специально изготовленной насздки, надеваемой на объектив фотоаппарата или спентрографа (рис. 190). Стаидартизациоииая насадка (рис. 191) состоит из трубки, по диаметру несколько большей диаметра оправы объектива, на одном конце которой расположено молочное стекло. Этим концом насадка надевается или иавинчивается на оправу объектива. На расстоянии ие менее 100 мм от первого молочного стекла устанавливается малая диафрагма, 4пз за которой устанавливается второе молочное стекло, расстояние от второго мйиючного стекла до конца насадки должно быть норядна 200 мм; эта часть насадян предохраняег второе молочное стекло от попадания иа него рассеянного света неба. По всей длине пасадин устанавливаются кольцевые диафрагмы, нрецятствующие поцаданню на молочные стекла и в объектив аппарата снега, отраженного от стенок насадив.
Днайеетр малой диафрагмы подбирается яа опыте таи, чтобы равномерные засветки, получаемые на снимках, были средней плотности. Зная иозффйрциеиты пропускания молочных стекол, диаметр малой диафрагмы и расстояние ее от первого молочного стекла, можно рассчитать освещенность, создаваемую на негативе, н таким образом, стандартизовать полученные снимки. Все стандартнэацнониые засветни должны быть обязательно снабжены калибровочными засветками, полученными в тех же г дик тсб а нелло снекер Зиседеаеик Рж, 1бз. Стекдрртеввдиовввк нвевдкв Рке.)РЦ Скекетиееский рисунок устройства в ребоееи кокожеиин. стендвртнвекионнай несадки.
условиях, что и засветки для снимков серебристых облаков. По этим калибровочным засветкам и будет определяться освещенность белого экрана или засветои от стандартнзациоиной пасадин в условной системе единиц. У ч е т а т йр бр е ф е р и о г е о с л а б л е и и я. Лу мй света нри прохождении через земную атмосферу исвьпывают ослабление, зависящее как от длины пути луча в атмосфере н максимальной глубины его погружения, так и от состояния атмосферы в момент наблюдений. Все фотометричесхие наблюдения облаков и наблюдения Солнца о целью стандартизации снимков должны быть исправлены за атмосферное ослабление. Для этого в течеяие всего периода наблюдений необходимо проводить специальные наблюдения за атмосферной прозрачностью, которые могут выполняться с помощью тех же приспособлений, что н стандартизационные наблюдения.
Освещенность Е„, создаваемая Солнцем, находящимся на зенитном расстоянии з, на расположенной нормально к солнечным лучам площадке, и определенная в нашей условной системе единиц с помощью описанных выше приспособлений, будет равна Е„Езр®., где Е, — освещенность, создаваемая Солнцем при отсутствии земной атмосферы, р — коэффициент прозрачности земной атмосферы, М, — воздушная масса (при г < 75'М, ~ ~ зес г, (при з >) 75' М, дается в таблицах Бемпорада; см. табл. 17 в разделе «Таблицы»). Логарифмируя выражение для Е„, получим 1й Е„= 1йЕ. + М,1ар. Для того чтобы определить коэффициент прозрачности земной атмосферы р, необходимо проводить наблюдения Солнца при различных зенитных расстояниях через равные промежутки воздушных масс (ЬМ, должны составлять от 0,3 до 0,5).
После обработки наблюдений мы сможем изобразить на графике в виде точек полученные значения 1д Е„как функции М,. Через эти точки проводится прямая линия, называемая бугероаской. Угловой коэффициент этой линии и будет равен 1я р. Проведя бугеровскую линию до пересечения с осью ординат, мы получим значение 1я Е,.
Среднее значение освещенности от Солнца Е, при отсутствии земной атмосферы, определенное из многих измерений в течение всего периода наблюдений, и будет нами использовано для стандартизации полученных снимков. Все приведенные выше рассуждения для Солнца справедливы и для других астрономических объектов, в частности, и для отдельных точек серебристых облаков. Но при наблюдениях серебристых облаков мы должны определять атмосферное поглощение из наблюдений какого-то другого светила. Удобнее всего для этого воспользоваться Солнцем. Серебристые облака обычно наблюдаются при г > 75', где никакие таблицы воздушных масс не дают достаточно точных данных.
Поэтому при наблюдениях серебристых облаков необходимо определить не только коэффициент прозрачности атмосферы р, но и табулнровать из наблюдений для каждого дня наблюдений воздушные массы в азимутах, близких к азимуту возможных наблюдений облаков, Удобнее всего прямо определять коэффициент пропускания атмосферы Т, = рм*, как функцию зенитного расстояния. Определять Т, мы будем из наблюдений Солнца. Для этого Солнце необходимо наблюдать вечером вплоть до захода и утром начиная с самого восхода, также через равные промежутки воздушных масс. Обработав эти наблюдения, мы сможем, пользуясь одним из ранее написанных соотношений, определить коэффициент пропускания земной атмосферы Т, = Е„1Е, для разных г для каждого вечера нли утра наблюдений.
Построив график Т„ 500 мы сможем в дальнейшем снять с него значения Т, для любого зенитного расстояния. Наблюдаемая яркость точек облака В„равна В„= В, Т„ где В, — яркость точек облака при отсутствии поглощения света на пути луча от облака к наблюдателю. Если мы знаем Т„то В„очевидно, найдется нз выражения В, = В„(Т„причем В, ~ 3> В„, так как Т, < !. Во время обработки выполненных наблюдений, как правило, придется учитывать атмосферное ослабление не только на пути луча от облака к наблюдателю, но н на пути его до попадания на частицы облака.
Учет этого ослабления не требует постановки специальных наблюдений, поэтому в настоящей инструкции он не рассматривается. Порядок его вычисления может быть найден в приведенной в конце инструкции литературе !2). Исследование аппаратуры. Помимо фотометрической калибровки диафрагм аппаратов, для каждого аппарата в отдельности необходимо исследовать фотометрнческую ошибку поля, бриллиантность и дисторсню, даваемые его объективом. В отношении первых двух ошибок исследование сводится к съемке определенных поверхностей на разных расстояниях от центра кадра или к съемке поверхности, заполняющей весь кадр, а в отношении дисторсни — к обработке по специальной программе снимков с имеющимися на ннх ориентирами с нзвестнымн горизонтальными координатами.
Порядок наблюдений. Каждый ясный вечер илн утро прн наличии серебристых облаков ведется их фотографическая съемка. Одновременно с наблюдениями снимки калибруются с помощью калибровочного фонаря на площадке нли сразу же после наблюдений в лаборатории с помощью того же фонаря или трубчатого фотометра.
Калибровка производится всегда при строго одинаковых условиях. С восхода Солнца и до его захода, если небо ясно, производятся наблюдения Солнца с помощью насадки для определения атмосферного поглощения н стандартизации полученных снимков. Этн наблюдения также калибруются в тот же день. Журнал наблюдений нужно вести тщательно и аккуратно.
Для каждого аппарата запись ведется отдельно. Пленки н кадры отдельных пленок нумеруются н для них записывается: !) что снималось; 2) момент съемки с точностью до О,! минуты; 3) днафрзгма, Все наблюдения проводятся с постоянной выдержкой ЗО секунд. При полярнметрнческой съемке поляронды на каждой камере устанавливаются всегда в одном и том же положении, которое указывается в журналах.
При отсутствии серебристых облаков н при отсутствии обычной облачности следует наблюдать оптические характеристики зоревого сегмента, которые, во-первых, сами по себе представляют большой научный интерес н, во-вторых, значительно облегчают обработку результатов наблюдений серебристых облаков. 50! В настоящей инструкция наложены лншь основы методики проведения фотографических фотометрнческнх, полярнмегрнческих н колорнметрнческнх наблюдений серебристых облаков. По всем вопросам методики н органнзацнн указанных наблюденнй серебрнстых облаков, а также обработки такнх наблюдений необходимо обращаться в отдел серебристых облаков Всесоюзного астрономо-геодезнческого общества прн Академии наук СС(Р по адресу: 103009, Москва К-9, а/я 918.
Туда же следует высылать я все полученные материалы. Литература 1. Бр он ш та н В. А., Гр ив и и Н. И. Серебристые облака. — Мл Ниукв, 1Вгп. 2. В а с н л ь е в О. Ь. Астрофнэическне исследовании серебристых облаиов. — Мл Иэл. Астросоиета АН СССР, 1967. $ !й. Инструкция для наблюдений астроклнмата Основным фактором, снижающим эффективность телескопов, является оптическая неоднородность земной атмосферы, вызываюшая значительные искажения света небесных светил. Этн нскаження зависят от средних размеров оптических неоднородностей, вызываемых в атмосфере перемешнваннем слоев воздуха с различной температурой. Поскольку качество астрономических наблюдений зо многом зависит сп состояния земной атмосферы, возннкзет сушественная необходимость изучения астроклимата в местах существующнх астрономических обсерваторий и прн выборе мест для установки новых средних я крупных телескопов.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
