Расчет видимости звезд и далеких огней - Забелина И.А.
Скачать (прямая ссылка):
Для полного представления о влиянии всех элементов прибора в целом рассмотрим кривые, выражающие зависимости пороговых звездных величин точечных источников от яркости фона для невооруженного глаза и прибора с ЭОПом (рис. 59) при различных значениях D, /об и т] (f'0K принято равным 50 мм, т = 0,5, Гэ = 1).
Кривые получены расчетным путем по формулам, приведенным выше. Для каждого значения яркости В вычислялась яркость фона после окуляра Вэ с помощью выражения (163) по известным
141
характеристикам прибора. По формуле (115) определялся соответствующий Вэ пороговый блеск Е'о (звездная величина в пространстве изображений то). Значение т'о пересчитывалось в пространство предметов (т0) в соответствии с выражением (161), и т0 наносилось на график для выбранного В.
18
16
14-
12
10
8
6
4
2
0 -7 -6 -5 -J -? -1 0 1 21дВ,ка/мг
Рис. 59. Зависимость пороговых звездных величин точечных источников от яркости фона для невооруженного глаза тн — f (В) и прибора с ЭОПом (жирные линии — для Г) =
= 15 600; тонкие — для г) = 260):
-----------/об — 500 мм; —--------/об = 250 мм; — * — —
/0б = 50 мм при разных диаметрах объектива Dy мм
Поскольку в данном рассмотрении были использованы пороговые условия наблюдения, получены по существу кривые, выражающие граничные условия видимости.
Отметим, что результаты приведенных расчетов следует полагать приближенными, поскольку не учитывались собственные шумы ЭОПа, создающие дополнительную яркость фона, и его ко-
142
нечная разрешающая способность, изменяющая условия восприятия глазом точечных источников. В связи с этим полученные формулы могут быть использованы для предварительной оценки возможностей приборов на начальном этапе их разработки.
23. ПОИСК ТОЧЕЧНОГО ИСТОЧНИКА В ПОЛЕ ЗРЕНИЯ И ВЫБОР ЕГО ПОИСКОВОЙ ЗВЕЗДНОЙ ВЕЛИЧИНЫ
При измерении порогового блеска точечных источников и оценке их видимости через прибор, когда время наблюдения звезд или светосигнальных огней не ограничено, а положение источников в поле зрения известно, не учитывался ряд факторов, связанных с реальными условиями наблюдения. Эти факторы имеют существенное значение при поиске сигнального огня или звезды в поле зрения прибора. К их числу относятся, в первую очередь, незначительное время наблюдения, отпускаемое наблюдателю на поиск объекта, и неизвестность его местоположения. Чтобы учесть эти факторы, затрудняющие поиск точечного источника в поле зрения, вводят коэффициент запаса или, как его еще называют, коэффициент надежности.
Применительно к условиям ночной сигнализации в авиации и мореплавании в качестве расчетной пороговой освещенности для светосигнальных огней в наиболее неблагоприятных условиях наблюдения (в полнолуние на фоне снежного покрова), когда яркость фона составляет 5-10_2кд/м2, принята освещенность, равная .Еп = 0,2 • 1(Г6 лк. Для такого уровня яркости фона при наблюдении невооруженным глазом в благоприятных условиях наблюдения [18] пороговая освещенность составляет Е„ = = 5 • 10~8 лк. Следовательно, коэффициент запаса для этого случая равен четырем. Для тех же условий в зарубежной литературе встречается коэффициент запаса, равный 20 при пороговой освещенности Еп = 1 • 10~6 лк.
В работах [101, 102] большое внимание уделяется так называемому фактору поля зрительной трубы, предназначенной для наблюдения звезд в условиях дня и сумерек; приведены результаты экспериментальных исследований с набором зрительных труб, имеющих увеличения Г=5,1х; 9,6х; 21,6х; показано, что, если для данного уровня яркости фона звезда имеет пороговую освещенность (или пороговую звездную величину), то ее можно обнаружить только при точном целеуказании. Уже при окулярном поле зрения, равном 4°, блеск звезды, обеспечивающий ее обнаружение в поле зрения, повышается в два раза. Для сравнительно успешного поиска звезды в окулярном поле зрения 2(5' = 20°, 28° в телескопах с хорошим качеством изображения и увеличением Г = 10ч-20х экспериментально определенное значение на две звездных величины превышает пороговое (блеск больше Еп примерно в 10 раз). Таким образом, фактор поля, как видно из анализа работ, — это коэффициент, равный отношению блеска
143
звезды Еп, поиск которой осуществляется с определенной степенью трудности, к пороговому блеску звезды Ен для одного и того же уровня яркости фона. Фактор поля, который мы обозначим G, соответствует определенному запасу, выраженному в долях звездной величины Ат (табл. 33), на надежность поиска звезды в поле зрения.
Таблица 33
Фактор поля [101, 102]
Степень трудности поиска звезды ° = ?п/?н А т
Местоположение звезды в поле зрения прибора известно, и время обнаружения ограничивается несколькими секундами Звезда обнаруживается, но при затрудненном поиске ¦ Звезда обнаруживается при поиске средней трудности Звезда легко обнаруживается в поле зрения 1,0 2,0 2,5—5,0 10,0—5,0 0,0 0,75 1,0—1,75 1,75—2,5
Из таблицы видно, что чем больше берется запас по блеску (т. е. чем больше фактор поля, который аналогичен коэффициенту надежности, принятому в морской или авиационной сигнализации), тем легче осуществляется поиск звезды в поле зрения прибора. Обычно считают [102], что для уверенного поиска достаточно шестикратного запаса по блеску или приращения к поро-
