Расчет видимости звезд и далеких огней - Забелина И.А.
Скачать (прямая ссылка):
Загрязнение иллюминатора вследствие конденсации на его внутренних и внешних поверхностях различных веществ из-за воздействия остаточной атмосферы, эрозии и т. д. [39] может привести к росту коэффициента яркости иллюминатора, к возникновению значительной яркости фона при засветке Солнцем и, как следствие, к ухудшению видимости слабых объектов.
3*
67
Аналогичное действие может вызвать и поток микрометеоров. Соударение микрометеоров с внешней поверхностью иллюминатора приводит к образованию в кварце, из которого обычно изготавливаются иллюминаторы [98], кратеров, радиальных и тангенциальных сколов и т. п. Применяя теорию рассеяния света в пузыре, сполированном на половину диаметра, можно получить формулу для коэффициента яркости защитного стекла или иллюминатора, поврежденных микрометеор ным потоком:
гф = 4#(1 — p?)Sj/SBx.3p, (75)
где Si— площадь матированной микрометеорами поверхности защитного стекла; SBx-3P —площадь зрачка входа прибора, установленного за защитным стеклом; р,— коэффициент зеркального отражения; 0—доля повреждения микрометеорами поверхности по отношению
ко всей поверхности защитного стекла.
Расчет по формуле (74) при угле боковой засветки Солнцем Ф = 30°; 0 ** 0,1 [39]; St ^ «*0,1 SBX.3P; р; = 0,1 (для углов падения i < 60°) и вычисленном по формуле (75) гф = 0,04 дает величину яркости фона порядка 1 • 103 кд/м2, недопустимую при наблюдении звезд и других слабых точечных источников.
Из выражения (75) для расчета коэффициента яркости гф
понятно, что повреждение наружной поверхности стекла потоком микрометеоров может вызвать резкое увеличение яркости фона даже при доле повреждения Ф, меньше указанной в литературе на один—три порядка. Правда, за время всех полетов американских и советских КК были зарегистрированы лишь единичные случаи царапин от микрометеорного потока [70, 100], но даже они значительно ухудшают видимость слабых объектов.
Под действием ионизирующего излучения в оптических материалах иллюминаторов или защитных стекол может возникнуть люминесценция [61 ], яркость которой Вл характеризуют величиной удельной яркости Ь0. Яркость фона из-за люминесценции стекла может быть определена из формулы
b0 = Bjpl, (76)
где р — мощность доли; I — толщина оптической детали.
Если принять мощность дозы р г=«0,5-10“2 p/с, то для защитного стекла из крона КЮ8 толщиной / = 9 мм при значении Ь0 =¦=
Таблица 15
Удельная яркость
, кд с , „ ,
радиолюминесценции b0,—§--------JO*1,
м • р
некоторых сортов стекол
Сорт стекла 6.-Ю-*
Кроны Кроны с церием 1,5—1,8 1,9—2,2
Баритовые кроны Баритовые кроны с церием 1,7-2,2 1,9—2,2
Тяжелые флинты Тяжелые флинты с церием 0,6—1,5 0,8—1,6
68
= 2,2* 10-1 кд-с/м3-р, взятом из работы [61], получим рассчитанную по формуле (76) яркость люминесценции, равную Вл =
т
= 1,1 • 10 5 кд/м2. Даже для наблюдения звезд слабее +4,0 фон такой яркости опасности не представляет. Значения удельной яркости Ьо для некоторых сортов стекол приведены в табл. 15.
9. ИССЛЕДОВАНИЕ ВИДИМОСТИ СВЕТОСИГНАЛЬНЫХ ОГНЕЙ
И ТОЧЕЧНЫХ ИСТОЧНИКОВ
Как уже известно из гл. I, световой, порог звезды или далекого огня характеризуется пороговым блеском, который впервые обнаруживается с достаточной вероятностью на фоне с яркостью, близкой к нулю. Если задавать определенную яркость фона и не ограничивать наблюдателя времени обнаружения, то можно определить тот минимальный блеск точечного источника, который может быть обнаружен при этих условиях невооруженным глазом.
Пороговый блеск для заданного уровня-яркости фона может быть выбран критерием оценки видимости точечных источников при наблюдении как невооруженным глазом, так и через оптический визуальный прибор.
Исследованию зависимости порогового блеска источников от яркости фона посвящено довольно много работ отечественных и зарубежных ученых [9, 11, 21, 22, 53, 74, 83, 87—89, 101]. Основные результаты исследований, известные из литературы, приведены в табл. 16 и на рис. 25.
Для расчета видимости светосигнальных огней в 1941 г. Венетом было предложено соотношение, позволяющее рассчитать пороговый блеск точечного источника Ею наблюдаемого невооруженным глазом при известной яркости фона В,
Ен (лм/км2) = 0,12 + В2/3 (кд/км2) 10'4, (77)
справедливое при яркостях фона В >0,1 кд/м2 (В >—10® кд/км2) (табл. 16, рис. 25, кривая 1).
Известна также эмпирическая формула Гехта [53], наиболее часто используемая при расчетах блеска светосигнальных огней:
Еи = а(1 +УЩ2, (78)
где а и b различны для колбочкового и палочкового зрения: при В < 0,01 кд/м2 а = 1,5-10"9 лк; Ь = 4000 м2/кд; при В > > 0,1 кд/м2 а = 7,0-10“8 лк, b = 0,4 м2/кд.
Пороговый блеск, рассчитанный по эмпирическому уравнению Гехта (см. табл. 16), достаточно удовлетворительно совпадает с рассчитанным по формуле Болдырева [9], приводимым в работе [53]. Кривые 2 и 3, построенные по формулам Гехта и Болдырева на рис. 25, отличаются не более чем на 15% при одних и тех же яркостях фона.
€9
1дЕн,лк -J
-4
т
ш
Рис. 25. Зависимость порогового блеска от уровня яркости фона по данным разных авторов:
