Расчет видимости звезд и далеких огней - Забелина И.А.
Скачать (прямая ссылка):
Первый интервал (/) относится к условиям ночного наблюдения и имеет яркости в пределах 1СГ1 < В с 0,05 кд/м2. Для этого интервала яркостей фона предлагаются формулы (78) [53], (80) [74], (84) [28] и графические зависимости порогового блеска точечного источника (звезды или огня) от яркости фона, показанные на рис. 25.
Значения порогового блеска, рассчитанные по формуле (84), предназначенной для оценки видимости звезд (кривая 12, рис. 25), практически совпадают с экспериментальными кривыми Буты-лева и Бартеневой [11] или Луизова [48], полученными для светосигнальных огней в полевых условиях (кривые 11 и 10 соответственно, рис. 25). Отклонения рассчитанных по формуле (84) значений звездных величин от экспериментальных не
т
превосходят 0, 2. Поэтому можно считать, что аналитическая зависимость, приводимая в работе [28], практически отражает и зависимость, характеризуемую кривыми 11 и 10.
Кривая, построенная по формуле (78), отличается по характеру и численным значениям порогового блеска Еа для одних и тех же яркостей от двух предыдущих (см. рис. 25, кривая 2). При яркости фона ? = Ь10-4 кд/м2 значения тн меньше почти на две звездных величины, а при 5=1 -10~2 кд/м2 значение пороговой звездной величины, наоборот, выше значений, полученных по кривым 10, 11 н 12, на 1,5т.
Пороговая звездная величина, вычисленная по формуле Соколова (80), существенно отличается от всех приводимых выше — численные значения тя превышают, например, на 2—4 звездных величины значения, полученные по формуле (84). Вероятно, столь сильно отличающиеся значения порогового блеска и пороговой звездной величины получены из-за введения М. В. Соколовым в свою формулу двух — трехкратного запаса по блеску при расчете постоянной.
Таким образом, учитывая вышеизложенное, можно считать, что для случая наблюдения звезд и неподвижных постоянных светосигнальных огней белого цвета в рассматриваемом интервале яркостей фона справедлива формула (84), которой и будем пользоваться при расчете видимости звезд и дальности видимости светосигнальных огней в ночных условиях.
79
Второй интервал (II) яркостей фона относится к условиям сумеречного освещения и имеет яркости в пределах 0,05 < В с
< 15 кд/м2. Для оценки видимости звезд и огней в этом интервале получены формулы (77), (78) (но с иными, чем для условий ночного наблюдения, значениями постоянных а и Ь), (79), (85) и графические зависимости 10, 11, представленные на рис. 25. Сравним кривую, полученную в результате расчета по формуле (85) (см. кривую 12, рис. 25), с другими аналогичными кривыми, выражающими зависимость тн — f (В), для рассматриваемого интервала яркости фона. Наиболее близка к кривой 12 кривая 11, полученная для случая наблюдения светосигнальных огней в полевых условиях. Но при увеличении яркости фона расхождение в значениях пороговых звездных величин достигает при В 15 кд/м2 расхождения в одну звездную величину.
Графическая зависимость (кривая 1), построенная по формуле (77), идет почти параллельно кривой 12, сохраняя численное раз-
т т
личие в значениях та равное 1, 5—2, 0.
Численные значения пороговой звездной величины, по данным Соколова превышают значения, полученные по кривой 12 рис. 25
т
или формуле (85), на величину Ат = 1—3, 0, а характер кривой довольно значительно отличается от сравниваемой.
Поскольку кривая 12, построенная в результате расчета по формуле (85), является средней между всеми анализируемыми кривыми, то, очевидно, что для приближенной оценки видимости звезд и сигнальных огней в сумеречном интервале яркостей фона целесообразно пользоваться этой кривой и формулой (85).
Третий интервал яркостей фона (III) практически относится к условиям дневного наблюдения и имеет яркости в пределах 20 < В с 4200 кд/м2:
Для оценки видимости звезд и далеких огней в этом интервале предложены формулы (77), (78), (81) и (82). В формуле (82) освещенность выражена в фут-свечах, яркость фона — в св/фута, а постоянная имеет значение с = 4,85-10~8. При переходе к системе единиц СИ численная зависимость Тосея—Хальберта приобретает вид
Ен (лк) = 7,23-10-85°>84 (кд/м2). (86)
Сравнивая значения звездной величины и порогового блеска, рассчитанного по указанным формулам, нетрудно заметить, что
т
в этом диапазоне яркостей фона отличия не превосходят 1,0, а кривая, построенная в результате расчета по формуле (86), является средней относительно других кривых в этом интервале.
По этой причине в дальнейших расчетах видимости звезд и сигнальных огней будет применяться формула (86) Тосея и Хальберта.
80
12. ИССЛЕДОВАНИЕ ВЛИЯНИЯ ЦВЕТА НА ВИДИМОСТЬ СИГНАЛЬНОГО ОГНЯ
Все приводимые ранее результаты исследований имели отношение к световому порогу. Существует ряд исследовательских работ, посвященных цветовым порогам в области больших и малых яркостей [18, 11, 74]. В работе [18], например, приводятся графические зависимости пороговой освещенности далеких огней разного цвета от яркости фона (см. рис. 17). Из сведений, сообщаемых в этой работе относительно цветовых порогов, неясно, по какой формуле производился расчет (хотя говорится о том, что зависимости получены по результатам расчета) и какой брался порог обнаружения или исчезновения.
