Астрономический календарь. Постоянная часть (1981) (1246623), страница 46
Текст из файла (страница 46)
Оказалось, что точки не заполняют всей диаграммы, 232 а также располагаются на ней в виде дискретных последовательностей. Современные данные об этих последовательностях представлены П. Г. Куликовским в «Справочнике любителя астрономии» в табл. ЧЬ. Мы изобразили их на рис. 89. Положение точки на»этой диаграмме позволяет судить о том, к какой группе звезд относится исследуемая звезда. Однако на положение точки на диаграмме влияет межзвездное поглощение. г-а ",ст)) д)) й» ~э т» х,т а-к Рис. 89. Диаграмма Ш вЂ” В.
В у). Отмечены аассси ссстсмссти звезд Дело в том, что межзвездное поглощение неодинаково для различных лучей. Больше поглощаются фиолетовые лучи, меньше красные, еще меньше инфракрасные, Можно теоретически рассчитать «линин» покраснения на втой диаграмме. Это позволяет во многих случаях установить, насколько «краснее» данная звезда, если известен ее спектральный класа. Полное же поглощение связано е величиной покраснения определенным простым соотношением и, определив покраснение, мы можем узнать, насколько свет звезды ослаблен межзвездной средой. $9.
Фотометрические характеристики тел Солнечной системы Основная задача планетной астрономии состоит в выяснении характера тех физических условий, которые господствуют на планетах и их спутниках. При решении этих задач применяются 233 самые разнообразные методы, начиная от любительских зарисовок поверхности и вплоть до транспортировки иа планеты автоматических приборов и посещения их поверхностей космонавтами. Любителю астрономии приходится ограничиваться зарисовками вида поверхности планеты, иногда применяя при этих наблюдениях светофильтры.
Достаточно ценные научные результаты могут быть получены любителем в области фотометрических исследований тел Солнечной системы. Поэтому далее приводятся основные сведения о фотометрических характеристиках небесных тел, рассеивающих солнечное излучение. Общие понятия. Будем считать, что Луна и планеты имеют форму шара. Проведем на рис. 90 луч зрения, соединяющий земного наблюдателя с центром планеты.
Там, где этот луч пересекает поверхность планеты, мы видим центр ее диска С. Проведем л нмян Рис. 90. К обвясненню явления фазы. линию, соединяющую центр планеты с центром Солнца. В точке пересечения этой линии о поверхностью планеты расположен полюс освещенности 5, или подсолнечная точка. Наблюдатель, находящийся в этой точке планеты, видел бы Солнце в зените. Полюс освещенности не совпадает, как правило, о центром диска. Возникает явление фазы. Линия, разделяющая освещенную и неосвещенную части поверхности планеты, называется терминап1ором. Положение терминатора зависит от фазового угла зр.
Большой круг, соединяющий на поверхности планеты точки С и 5, называется экватором интенсивности. Фазовый угол ф измеряется дугой экватора интенсивности, заключенной между точками С и Ю, выраженной в градусной мере. Величиной фазы Ф называется отношение длин отрезков Т(. и В1.; последний равен диаметру диска планеты (рно. 91). Величина фазы вычисляется по формуле Ф = — (1+ соз ф) = соз' —. 1 Ф 2 2 ' (3.43) 234 Величину фазового угла зГ можно вычислить по формуле созф = (3.44) в которую входят расстояние планеты от Солнца г, расстояние планеты от Земли б и расстояние Земли от Солнца К.
Эта формула может быть легко получена из треугольника ОС'3' (см. рис. 90), в котором 3' — Солнце, Π— центр планеты и С'— Земля. Формула неудобна для логарифмических вычислений и может быть заменена другой: 11У(Я+ а —.)<Я+.— л1 (3.45) 2 2 У нсз Для использования этих формул необходимо знать расстояния. Немного иначе обстоит дело с вычислением фазового угла Луны. Дело в том, что в астрономических календарях не приводятся расстояния Луны от Солнца. Фазовый угол Луны можно вычислять по формулам 1ы ь = м" т; сову = сов(Хо — Х) соз~), (3.46) (з/л) — с05 т где )с — астрономическая (эклиптикальная) долгота центра Луны, Х,в — астрономическая долгота Солнца А и () — астрономическая широта центра Луны.
Общее количество света, воспринимаемое земным наблюдателем, — блеск планеты, — зависит от ее расстояния от Солнца г, от площади диска п094, у и от расстояния планеты от Земли Л и от отражательной способности ее поверхности, характеризуемой величиной Г. Блеск Ь выражается формулой д дпа ! Рнс. 9Ь К енределенны вели 1 =- à — —., ~ (4), (3.47) чины Фазы.
в которую входят также «световая солнечная поотояннаяэ! и функцияфазы ((зГ). Последняя функция требуетдополнительного определения. Обозначим через т (зр) ту звездную величину, которую имеет планета при заданном угле фазы ф; через рп (О) обозначим звездную величину, которую имела бы планета при прочих равных условиях (т.
е. при тех же г и Ь), если бы угол фазы был равен нулю. Тогда должна быть справедлива легко выводимая формула т (ф) = ги (О) — 2,5 1я г (ф). (3.48) Обычно ее представляют в упрощенном виде т (зг) = рп (О) + йф + Ца, (3.49) где я и 1 — коэффициенты, определяемые из наблюдений. 235 Величина Г показывает, что поверхность планеты рассеивает не весь падающий на нее свет, а часть его поглощает. Отражательная способность планеты характеризуется сферическим альбедо (см. 9 1)..
Сферическое альбедо некоторых небесных тел приведено в табл. ХЧ. Табл и ц а Х'у' ! Планета или спутник Планета нли спутник Планета или спутник Ал~ бедо Альбедо Альбедо Лиона Рея Титан Трптов Церера Паллада !Онона Веста 0,056 0,76 0,36 О,!6 0,73 0,76 0,93 0,84 0,14 0,55 0,48 0,12 0,2! 0,08 0,11 0,29 0,31 0,067 О 54 0,49 0,29 0,15 0,29 0,32 0,49 Луна Ио Европа Ганимед Каллисто Мимас Эннелад Тефня Меркурий Венера Земля Марс Юпитер Сатурн Уран Нептун Плутон Вполне естественно, что альбедо зависит от длины волны; в табл.
ХЧ приведены альбедо в лучах Из этой таблицы видно, что большие планеты, обладающие мощными атмосферами, имеют большое альбедо, а ряд планет, ту в том числе и астероиды, — малыми. Замечательно и то, что некоторые спутники имеют большие альбедо( Рассмотрим теперь основные законы рассеяния света матовыми поверхнось тями.
Возьмем иа отражающей свет по- 1 верхности площадку размерами ЛЯ (рис. 92). Для простоты будем считать, что площадка имеет прямоугольную форму. В центре площадки восставим ло перпендикуляр к ее плоскости — нор- ! 9 и 3 р „„, м а л ь . П У с ь н а п л о Щ а Д к У п а Да е 1 п а Лаиберта '"' РаЛЛЕЛЬНЫй ПУЧОК ЛУЧЕЙ И ЕГО НаПРаз- ление составляет с направлением нормали угол П Если бы площадка была перпендикулярна к направлению падающих лучей, то на единицу площади падало бы количество света, равное 7; площадка помещена наклонно, н это же количество излучения распределится на ббльшую площадь, которая больше поперечного сечения пучка в нес! раз.
Поэтому освещенность площадки будет равна не 7, а 1 сов( (см. 9'1). Допустим, что площадка рассеивает излучение во все стороны равномерно. Тогда ее яркость в направлении, составляющем угол 236 е с направлением нормали, пропорциональна соз з (см. $ 1). Если к тому же мы учтем, что часть света площадкой поглощена, то нам придется ввести коэффициент отражательной способности С (меньший единицы) и мы получим формулу () = Ст соз 1 соз е ЬЯ, (3.50) которая выражает закон рассеяния вета Ламберти.
При этом приходится считать, что площадка гладкая и что свет в глубь поверхности не проникает, рассеиваясь от поверхностных слоев. Более точная теория рассеяния света очень сложна и мы ограничимся здесь только некоторыми общими замечаниями. Вопервых, свет рассеивается в разные стороны неравномерно. Закон рассеяния света описывается индикатрисой рассеяния. Допустим, что на какую-то частицу падает пучок параллельных лучей в направлении АВ. Частица, находящаяся в точке В, рассеивает свет в разные стороны.
Если нз точки В проведем пучок линий по разным направле- НняМ И На КаждОй ИЗ ЛИНИЙ От- Рвс.в». Ивдвввтрвсврвссевввв свете «вв ложим отрезок, пропорциональный количеству рассеянного в данном направлении света, то получится некая поверхность, которая и будет индикатрисой. На рис. 93 изображена индикатриса рассеяния света каплей воды. Во-вторых, излучение проникает в более глубокие слои, но, конечно, ослабляется за счет поглощения в верхних слоях. Рассеяние производится не только поверхностью, но и более глубокими слоями.
Учет этого рассеяния в принципе возможен, но приводит к очень громоздким формулам. В-третьих, что особенно важно при изучении планет, сильное влияние оказывает «шероховатость» поверхностей, так сказать, «микрорельеф». Например, хорошо известно, что никаких бликов от солнечного излучения на поверхности Луны не возникает н яркость возрастает в полнолуние по всему лунному диску, что свидетельствует о крайней «шероховатости» лунного грунта, что было доказано прямыми экспериментами на поверхности Луны! Для планет было введено понятие о факторе гладкости.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
