Расчет видимости звезд и далеких огней - Забелина И.А.
Скачать (прямая ссылка):
10. ИССЛЕДОВАНИЕ ВИДИМОСТИ ЗВЕЗД
Отсутствие экспериментальных данных о пороговой видимости реальных звезд привело к необходимости проведения серии экспериментов по монокулярному наблюдению невооруженным глазом звезд при различных яркостях фона в полевых условиях. С этой целью была создана полевая установка [28], обеспечивающая возможность поворота вокруг вертикальной оси на ±360° и вокруг горизонтальной оси на (+30)-5-(—-10°), позволяющая сканировать небесную сферу в угле 100° при одновременном наблюдении участка неба в угле 40°. Для обеспечения возможности наблюдения звезд на фонах различных яркостей в установке был смонтирован имитатор фона, который создавал равномерный фон яркостью от 10-4 до 70 кд/ма (рис. 26) благодаря отражению от идеального рассеивателя (внутренней поверхности имитатора фона, покрытой равномерным слоем BaS04). Необходимая интенсивность светового потока Фф обеспечивалась изменением напряжения на лампах СЦ-61 с помощью вариатора
73
5 (РНО-250-2) и более точного реостата 6 (РСП на 5,5 ом и 6,2 а). Показания регистрировались амперметром 7 (Э-59; кл. 0,5; до 5,0 а).
Тарировка имитатора фона производилась визуально. С помощью фотометра ВФМ-57 [15, 39] задавались значения эквивалентной яркости Вэ фона [15, 21], отличающиеся в 10 раз, и по амперметру фоновой установки определялись значения силы тока J. Затем строился тарировочный график Вэ (кд/м2)1 = / (/) (а). Относительная погрешность тарировки не превышала 25%.
Изменение спектрального состава фона не учитывалось, так как оно не является существенным фактором для визуальных измерений, если определяется эквивалентная яркость фона. Это положение было подтверждено экспериментом [33], для проведения которого была собрана лабораторная установка (рис. 27), содержащая имитатор фона, снабженный набором нейтральных и цветных светофильтров, светоделительную пластину и имитатор точечного источника. Угловой размер фона из точки наблюдения составлял 20°.
Стандартную яркость можно было изменять дискретно от 10 до 10"4 кд/м2, используя набор нейтральных фильтров, а спектральный состав фона изменялся введением в имитатор цветных светофильтров КС15 (Ягаах = 700 нм), ОС12 (^шах = 620 нм), ЖС16 (Ягаах = 580 нм). Режим питания ламп накаливания при этом был постоянным. Для каждого уровня яркости и цвета фона
1 Далее для простоты индекс э при эквивалентной яркости фона опускается, хотя во всех исследованиях и зависимостях Е — / (В) измерялась эквивалентная яркость.
74
3
S
Рис. 26. Имитатор фона:
/ — защитное стекло-светоделнтель; 2 — электролампа СЦ-61; 3 — корпус имитатора с покрытием BaS04; 4 — защитный козырек; 5 — вариатор; 6 — реостат; 7 — амперметр; 8 — корпус кабины; 9 — глаз наблюдателя
проводились измерения эквивалентной яркости с помощью визуального фотометра ВФМ-57.
Имитатор звезды класса G — 2 позволил создать точечный источник с угловым размером 10" и блеском от +7,0т до —2,0т, причем блеск мог изменяться как дискретно, так и плавно. Ошибка воспроизведения блеска звезды не превышала ±20%.
Перед началом измерений наблюдатель адаптировался в течение 30 мин к темноте (В =
= 10-5 кд/м2) и 5 мин — к заданной яркости фона, после чего ему предъявлялся точечный источник, блеск которого при монокулярном наблюдении приводился к пороговому значению.
В эксперименте участвовало пять опытных наблюдателей с нормальными остротой зрения и восприятием цвета. Было проведено более 400 отдельных наблюдений. Средние из 15 наблюдений значения порогового блеска точечного источника, полученные при одних и тех же эквивалентных яркостях для красного (КС15), оранжевого (ОС 12), желтого (ЖС16) цвета фона, а также для фона смешанного спектрального состава (Б/Ф — без фильтра), получаемого от ламп накаливания при их работе в номинальном режиме, даны в табл. 18.
Кривые, выполненные в логарифмическом масштабе и показанные на рис. 28, иллюстрируют зависимость порогового блеска
Ен (порогового значения звезд-
Рис. 27. Установка для исследования влияния спектрального состава фона:
1 — имитатор звезды; 2 — светоделитель; 3 — бленда; 4 — нейтральные светофильтры; 5 — цветные светофильтры; 6 — имитатор фона
Таблица 18
Влияние спектрального состава фона
В, кд/м2 Пороговая звездная величина тп
КС15 ОС12 ЖС16 Б/Ф
10,0 1,4 1,4 1,3 1,6
1,0 2,8 3,0 3,0 3,0
0,1 4,1 4,2 4,2 4,4
0,01 5,2 5,0 5,0 4,8
0,001 6,1 5,9 5,9 6,0
0,0001 6,7 6,8 6,6 6,8
ных величин т„) точечного источника от эквивалентной яркости фона. Среднеквадратичная ошибка измерений пороговых значений звездных величин а =
т
= ±0,2 определена с доверитель-
т
ным интервалом Ат = =? 0,15 при доверительной вероятности Р = 98 %. Наличие двух ветвей кривой Ен = f (В) демонстрирует действие дневного и ночного аппарата зрения и нахо-
75
дится в полном соответствии с результатами исследований пороговой видимости точечных источников [9, 28, 53, 74, 87—89, 100, 101].
Таким образом, результаты экспериментальных исследований позволили сделать вывод: функция Ен = f (В) не зависит от спектрального состава фона, а различие в цвете фона и точечного источника не вносит погрешностей, превышающих точность визуальных измерений.
