Астрономическая оптика - Мaксутов Д.Д.
Скачать (прямая ссылка):
* Согласно современной концепции астроклимата, основную роль в ухудшении изображений космических тел при наблюдениях с Земли играют нижние слои атмосферы и особенно приземный слой воздуха толщиной не более нескольких десятков метров (см., например: В. И. Татарский. Распространение волн в турбулентной атмосфере. М., «Наука», 1967, с. 434— 448). — Прим. ред<
Такие точки земной поверхности, как точки я, получают-от той же звезды большие порции световой энергии, нежели точки Ъ. В силу движения атмосферы и в силу суточного движения звезд перед неподвижным земным наблюдателем будут последовательно проходить точки а и 6, и наблюдаемая невооруженным глазом звезда будет представляться наблюдателю то более, то менее яркой.
Так объясняется общеизвестное явление мерцания звезд. Мерцание оказывается возможным не только потому, что атмосфера неоднородна и находится в движении, но еще и потому, что расстояние между точками а и Ъ значительно больше диаметра глазного зрачка: если бы глаз мог одновременно захватить в свой зрачок несколько точек а и Ь, то мерцание звезд для глаза прекратилось бы, так как среднее количество энергии, попадающей на сетчатку, оказалось бы достаточно постоянным.
Если эта задача непосильна для миниатюрного человеческого глаза, то объективы среднего и крупного диаметра с ней вполне справляются. Отсюда делаем вывод, что расстояния между точками а и Ь, а вместе с тем и расстояния между гребнями волны II—II не так-то уж велики. Эксперимент показывает, что расстояния между гребнями волны II—II имеют дециметровый порядок величины.
Если бы яркость звезды была достаточной, чтобы заметным образом осветить землю, мы бы увидели на поверхности земли бегущие светлые и темные полосы или пятна, соответствующие точкам а и Ъ.
Во время солнечных затмений, в момент перед наступлением полной фазы и в момент после ее окончания, светится ничтожно малый элемент непокрытого Луной солнечного диска, и этого света оказывается достаточно, чтобы на земле или, еще лучше, на разложенной на ней белой простыне воочию наблюдать весьма лнтересное явление бегущих теней.
Рис. 37 изображает явление для звезды, находящейся в зените (зенитное расстояние 2=0).
По мере приближения звезды к горизонту, т. е. по мере приближения г к 90°, мерцание звезд должно прогрессивно увеличиваться при данном общем состоянии атмосферы, так как, во-первых, лучам света приходится проходить наискось через возмущающий слой, а на более длинном пути одни и те же неоднородности вызовут большие деформации преломленной волны, и, во-вторых, расстояние между наблюдателем и возмущающим слоем возрастает, а значит, сходящиеся пучки в большей степени фокусируются в точках а. Поэтому по мере приближения звезды к горизонту ее мерцание делается все более и более заметным.
При значительном приближении звезды к горизонту лучи света вступают в земную атмосферу под значительными углами падения, а потому претерпевают не только заметное отклонение от своего направления в пустоте (рефракция), но и заметно разлагаются
119
на хроматические составляющие; лучи различных длин волн (цветов) проходят в атмосфере через различные ее участки, а потому может оказаться, что для лучей одного цвета наблюдатель занимает положение а рис. 37 и в то же время для другого цвета — положение Ъ\ в этот момент звезда пошлет к наблюдателю лучи первого цвета в избытке, а лучи второго цвета в недостатке. Так как атмосфера находится в постоянном волнении, а суточное движение перемещает звезду относительно наблюдателя, то явление представляется в виде мерцания, изменяющего не только яркость, но и цвет звезды.
Такое явление называется хроматическим мерцанием] оно тем сильнее проявляется, чем больше зенитное расстояние % звезды и чем неспокойнее общее состояние атмосферы.
Состояние атмосферы можно характеризовать наибольшим углом смещения достигающих земли лучей (рис. 37) относительно их первоначального направления, причем для получения однозначной характеристики состояния атмосферы следует брать звезду в зените.
В этом случае луч многократно в течение одной секунды смещается в произвольных направлениях, оставаясь все же в пределах некоторого конуса; ось конуса соответствует первоначальному направлению луча, а угол между осью конуса и его образующей, называемый углом турбуленции и обозначаемый буквой ?0, однозначно характеризует собою состояние атмосферы в данный момент.
Атмосферная турбуленция — явление квазипериодическое, а потому можно говорить лишь о порядке частоты колебаний светового луча, указав, что обычно их бывает несколько на протяжении 4 одной секунды, т. е. что эти колебания достаточно быстрые. Таким же образом можно говорить лишь о порядке величины расстояний между гребнями деформированной волны 77—II рис. 37, указав, что они имеют порядок одного дециметра. Наконец, если в данную долю секунды луч отклонился от первоначального направления на угол а в следующую на угол ?2, затем на угол ?3 и т. д., то это не значит, что ^^г^з»* • •» эти максимальные отклонения не только различаются по абсолютной величине, но и направлены по совершенно различным азимутам; но за небольшой отрезок времени наблюдения углы I. все же не превышают некоторого наибольшего значения t0, которое и определяет собою угол турбуленции. Точно в зените сравнительно редко может оказаться звезда, достаточно яркая для наблюдений; кроме того, наблюдения в зените часто затруднены неудобным положением головы наблюдателя; наконец, при малой величине турбуленции ее измерения недостаточно точны. Поэтому выгоднее определять турбуленцию 1г для различных зенитных расстояний я, не слишком только близких к 90°, и от найденных значений 1г переходить к ?0 — турбуленции в зените.
