Астрономический календарь. Постоянная часть (1981) (1246623), страница 108
Текст из файла (страница 108)
Наблюдения ночного астроклямата. Имеются три различных эффекта, вызываемых оптяческнмн неоднородностями земной атмосферы: мерцание, дрожанне я размытне нзображеннй звезд. Мерцание звезд, хорошо заметное невооруженным глазом, не является существенной помехой прн наблюдениях в большие телескопы, так как нх объективы в значительной степенн усредняют амплитуду мерцания. Поэтому прн нзученнн астроклнмата мерцание звезд можно не принимать во внимание. Если средние размеры атмосферных оптических неоднородностей существенно меньше диаметра объектива телескопа, то суммарное нх действие приводит к размыгню изображений звезд в телескопе.
Если же размеры оптических неоднородностей значнтельно больше диаметра объектива телескопа, то наблюдается дрожание звезд. Прн хорошем качестве изображения средние размеры наиболее эффективных оптнческнх неоднородностей составляют 50 — 90 см. В телескопе диаметром более 1.5 м з этом случае видно размытое н почти неподвижное изображение звезды. В этнх же условиях в телескопе диаметром 10 см наблюдается четкое днфракцнонное Б02 изображение, которое дрожит с частотой, обычно не превышающей 10 Гц. При этом амплитуда дрожания в поле зрении 1О-сантиметрового телескопа соответствует диаметру размытого изображения в поле зрения большого телескопа. Следовательно, измеряя амплитуду дрожания звезды в телескопе диаметром 10 см, можно предсказать средний размер изображения звезды в большом телескопе.
Астроклиматические исследования следует начинать с изучения общей метеорологической обстановки, для чего желательно установить контакт с опытными метеорологами, хорошо знающими район изучения. По многолетним данным метеостанций подсчитывается среднее число ночей в каждом месяце. Умножая число ясных ночей в месяце на среднюю продолжительность астрономической ночи в этом месяце (см.
табл. 18з и 22 в отделе еТаблицыь), получим минимальную продолжительность Ти ночного наблюдательного времени в каждом месяце. Просуммировав этн значения Тм по месяцам, найдем минимальную продолжительность ночного наблюдательного времени в году. Учет полу- ясных ночей представляет более сложную задачу, и мы не будем приводить его здесь, так как минимальная продолжительность наблюдательного времени ивляется вполне достаточной характеристикой. Результаты подсчетов сводятся в таблицу: Ягмии ночник иогоди Место иеблигдеяна: географическая долготе (А) геогрефичесиея широте 0р) высота инд уровнем моря (Э) Средняя продолжительность ночи Одновременно с изучением общих метеорологических условий необходимо выбрать в исследуемом районе одну или несколько доступных изолированных вершин, удаленных от крупных промышленных центров.
На выбранной вершине следует в первую очередь измерять среднюю скорость ветра и температуру воздуха по нескольку раз в ночь. Скорость ветра удобно измерять стан- 503 дартным анемометром Фусса, а температуру — термографом, установленным в стандартной метеобудке на высоте 2 м над уровнем земной поверхности. Опыт показывает, что если средняя скорость ветра не превосходит 2 — 3 м/с, а суточный перепад температуры (разность между максимальной дневной и минимальной ночной температурой) не превышает 6 — 8', то можно ожидать хорошего качества изображения. Однако для полной уверенности необходимы визуальные наблюдения дрожания изображений звезд. Эти наблюдения требуют жесткой монтировки телескопа, чтобы вет- .'% ,,'.,Р:„';~'::: ровые вибрации инструмента не вносили существенных ошибок.
Наиболее приемлемым инструментом для измерения дрожания изображений звезд является рефрактор О объективом диаметром 10 см. Рефрактор устанавливается на жесткой неподвижной монтировке 0,.. .:~( (рис. 192) и его ось направляется на северный полюс мира. Микрометрическими ключами телескоп может поворачиваться -;ее...,,;Щ по азимуту и высоте в пределах .е— и ~2о для наведения на Поляр- ную звезду.
Увеличение телерие. ~ее. Резреиеор ве иеееевоз иеиоя Снова ДОЛжио быТЬ ОКОЛО 600— еижиои иоиеировие. 700» ДЛЯ ТОГО, ЧТОбЫ ГЛаз уВЕ" ренно различал дифракционное изображение звезды. В фокусе окуляра помещается шкалка о делениями в секундах дуги (рис. 193). Угловым масштабом при измерении дрожания может также служить диаметр дифракционного диска изображения звезды, равный 2е при диаметре объектива 10 см. В течение 1 минуты наблюдатель оценивает среднюю амплитуду дрожания изображения звезды относительно неподвижной визирной нити.
Амплитуда оценивается в долях диаметра дифракционного диска или по шкале, если дифракциониая картина плохо видна. Опытный наблюдатель оценивает амплитуду дрожа. ния с точностью до 0,1 доли диаметра дифракционного диска (О",2). Наблюдения следует проводить не менее трех раз за ночь (в начале астрономической ночи, в полночь и в конце астрономической ночи) одновременно с измерениями температуры воздуха и средней скорости ветра на высоте двух метров. 504 Результаты наблюдений записываются в журнал по следующей форме: Фамилия, имя, отчество наблюдателя Место наблюдений: географическая долгота (к) географическав широта 9р) высота иад уровнем моря (д) диаметр телескопа н увеличение Суточпма перепад температур м дмплн- туда дро- щвнвв Темпера- туре вохдухе ВРемм неблкь денев Скорость ветра Облач- ность Прнмв. чапае Наблюдения, проведенные в различные сезоны года, позволяют охватить годовой цикл изменения погоды. Н а блюд ен и я днев н о го а отр о климата.
Эти наблюдения возможны в телескопы диаметром не менее 50 мм прн !иЫ келне, помещенная в фокусе окулвре. увеличении 200 †30 или при размере изображения Солнца иа экране около 20 см. В фокусе окуляра натягиваются две параллельные нити а угловым расстоянием между ними в 5" — 10'-, Указания о вычислении углового расстояния между нитями см. $4, гл. 1Ч. В окуляр обязательно вставляется темное стекло для защиты глаза от солнечного света.
Край солнечного диска помещается между нитями и оценивается средняя амплитуда его дрожания в долях расстояния между нитями, а также качество изображения по пятибалльной шкале К, О. Кипенхойера) боб Грануляция и структура полуте.- ни солнечных пятен хорошо заметна Даже у самых больших пятен тень в полутень неразличимы Наблюдения качества изображения желательно проводить не менее трех раз в сутки (утром, в полдень и вечером).
Запись наблюдений в журнале ведется по форме." В заголовке журнала указываются фамилия, имя и отчество наблюдателя, географические координаты места наблюдения, характеристика рельефа н данные об инструменте: тип, диаметр, фокусное расстояние, увеличение, поле зрения, угловое расстояние между нитями. ! балл. Дрожанив язображенвв нз солнечном ласке н аа его краю незаметно 2 балла. Дрожание изображения (2") заметно только на краю: нз диске дрожание почти неразличимо 3 балла. Дрожание изображения (4') хорошо заметно на краю и иа днске; солнечный лимб волнистый н вульсирует 4 балла. Дрожание изображения (б") мешает отличать тень от полутени; солнечный лимб волнистый и пульсирует б.
баллов. Амплитуда дрожания аостигает диаметра больших пятен Грануляпиа видна, полутень пвтен видна, ио почти без тонкой структуры Грвнуляпия только просаежнзается, но структура солнечной поверхности еше заметна при перемещения изображения. Тень и полутень еще разделяются, но тонкая структура пятен не видна Тень и полутень разделшотся только у больших пятен.
Структура грануляции не видна Глава и) МЕТОДЫ ОБРАБОТКИ НАБЛЮДЕНИЙ й 1. Интерполирование Интерполированием (интерполяцией) называется вычисление приближенного значения табличной функции при значении аргумента (аргументов), промежуточном между табличными его значениями. Если заданное значение аргуменпш (аргументо4) находится вне области табличньи значений (больше наибольшего или меньше наименьшего), то аналогичная операция называется зкстраполированием (экстраполяцией).
Укажем один из наиболее частых примеров интерполяции. Геоцеитрические координаты небесных тел даются в виде таблицы. Так, в Переменной части Астрономического Календаря координаты Солнца и Луны даются на начало каждых суток, координаты планет — через 16 суток. Моменты же наблюдений почти никогда ие совпадают с началом суток. Если требуется определить, например, координаты Солнца в 1957 г. декабрь 13 6ь0~ всемирного времени, то нада интерполировать между эпохами декабрь 1З,О и декабрь 14,0.
,' юбой способ интерполяции состоит из следующих трех частей: а) выбора непрерывной функции, которая должна представлять приближение заданной табличной функции в области значений аргумента, близких к заданному значению; она должна содержать несколько буквенных параметров; б) вычисления значения приближающей функции при заданном значении аргумента; найденное число принимается за приближенное значение табличной функции; в) оценки ошибки интерполяции, если это необходимо.
Способы интерполяции различаются между собой в части а) — построении приближающей функции. Детально разработаны способы интерполяции функции одного аргумента. Об интерполяции функций нескольких аргументов, с которой редко приходится иметь дело, будет кратко упомянуто в конце. !. Линейная интерполяция. Если изменение функции может считаться пропорциональным изменению аргумента, то интерполяция производится с помощью простой пропорции и называется линейной интерполяцией (приближающая функция — прямая). 607 Зв41« 11 13 05 ЗЗ 12 13 09 14 3 41 3 42 13 13 12 56 Так как изменение прямого восхождення Солнца почтя постоянно, прнннмая его равным 221гв, составляем простую пропорцию 221: 24 = х т 15, откуда 221 ° 15 у х — 136 . 24 Следовательно, прямое восхожденяе Солнца в заданный момент равно 13Ь01тк52» + 2т«16« 13 04~10 Линейная интерполяция имеет широкое применение в различных таблицах, в частности, в таблицах логарифмов и в таблицах натуральных значений тригонометрических функций.
!!. Графическая интерполяция. Пусть функция х (С) задана таблицей: С~..., С»ь С»1, С» С»,С, С»„,... Я ! ', х» в, Х» С, Х» Х»+1, х»+я, Табличные значения функции и аргумента (х», С») называют узлами таблицы. В прямоугольной системе координат (С, х) строят точки, изображающие узлы таблицы. Эти точки также называют узлами. «От руки» проводят плавную кривую так, чтобы она проходила через точки. Построенная кривая принимается за г р а ф и к п р и б л и ж а ю щ е й ф у и к ц и и. Для интерполяции на заданное значение С надо отложить на оси абсцисс отрезок, равный С, восстанить в конце его перпендикуляр к оси абсцисс до пересечения с кривой; приближенное значение функции х (С) будет равно длине этого перпендикуляра.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
