Анализ окон прозрачности атмосферы
Анализ окон прозрачности атмосферы

Анализ окон прозрачности атмосферы

ОПТИ́ЧЕСКАЯ АСТРОНО́МИЯ

ОПТИ́ЧЕСКАЯ АСТРОНО́МИЯ, раз­дел ас­тро­но­мии, изу­чаю­щий кос­мич. объ­ек­ты пу­тём ана­ли­за их оп­тич. из­лу­че­ния. До сер. 20 в. по­ня­тия «ас­тро­но­мия» и «О. а.» бы­ли си­но­ни­ма­ми, по­сколь­ку иных спо­со­бов ас­тро­но­мич. на­блю­де­ний, кро­ме оп­ти­че­ско­го, не су­ще­ст­во­ва­ло. Во 2-й пол. 20 в. зна­чит. раз­ви­тие по­лу­чили ра­дио­ас­тро­но­мия, ин­фра­крас­ная ас­тро­но­мия, ульт­ра­фио­ле­то­вая ас­тро­но­мия, рент­ге­нов­ская ас­тро­но­мия, гам­ма-ас­тро­но­мия, а так­же ас­т­ро­фи­зи­ка кос­ми­че­ских лу­чей. В ре­зуль­та­те О. а. вы­де­ли­лась в са­мо­сто­ят. раз­дел.

История развития

В те­че­ние поч­ти всей ис­то­рии ас­тро­но­мии, вплоть до 19 в., един­ст­вен­ным при­ём­ни­ком све­та слу­жил че­ло­ве­че­ский глаз и ин­фор­ма­ция о Все­лен­ной по­сту­па­ла толь­ко в ви­ди­мом диа­па­зо­не из­лу­че­ния [с дли­ной вол­ны λ = (3,9–7,6)·10 –7 м]. До нач. 17 в. на­блю­де­ния не­бес­ных све­тил ве­лись толь­ко не­воо­ру­жён­ным гла­зом. Глаз че­ло­ве­ка яв­ля­ет­ся уни­каль­ным оп­тич. при­бо­ром: ко­лос­саль­ный ди­на­мич. диа­па­зон на­ше­го зре­ния по­зво­ля­ет на­блю­дать как яр­кое Солн­це, так и туск­лые звёз­ды, яр­кость ко­то­рых во мно­го мил­ли­ар­дов раз мень­ше яр­ко­сти Солн­ца.

В глу­бо­кой древ­но­сти на ноч­ном не­бе бы­ли вы­де­ле­ны ха­рак­тер­ные звёзд­ные кон­фи­гу­ра­ции – ас­те­риз­мы, что об­лег­чи­ло за­да­чу на­блю­де­ний за дви­же­ни­ем звёзд. К пер­вым зна­чи­мым дос­ти­же­ни­ям О. а. мож­но от­не­сти соз­да­ние сис­те­мы ле­то­счис­ле­ния (см. Ка­лен­дарь) по ре­зуль­та­там на­блю­де­ний за дви­же­ни­ем Солн­ца, Лу­ны, пла­нет и яр­ких звёзд. В ка­че­ст­ве из­ме­рит. при­бо­ров древ­ние ас­тро­но­мы ис­поль­зо­ва­ли про­стей­шие уст­рой­ст­ва: гно­мон, ар­мил­ляр­ную сфе­ру, квад­рант и др. По­сле изо­бре­те­ния те­ле­ско­па (1609), раз­ре­шаю­щая спо­соб­ность и про­ни­цаю­щая си­ла ко­то­ро­го су­ще­ст­вен­но вы­ше, чем у гла­за, ас­тро­но­мия ещё в те­че­ние двух ве­ков ос­та­ва­лась оп­ти­че­ской.

В 1800 У. Гер­шель (см. в ст. Гер­шель), из­ме­ряя тер­мо­мет­ром ин­тен­сив­ность све­та в сол­неч­ном спек­тре, от­крыл за крас­ной гра­ни­цей ви­ди­мой час­ти спек­тра ИК-из­лу­че­ние, наи­бо­лее ко­рот­ко­вол­но­вая часть ко­то­ро­го [λ = (8–250)·10 –7 м] про­хо­дит сквозь ат­мо­сфе­ру Зем­ли. Вско­ре по­сле это­го от­кры­тия нем. фи­зик И. Рит­тер на­чал по­ис­ки из­лу­че­ния в про­ти­во­по­лож­ном кон­це ви­ди­мо­го диа­па­зона. В 1801 он об­на­ру­жил, что хло­рид се­реб­ра, раз­ла­гаю­щий­ся под дей­ст­ви­ем све­та, ещё бы­ст­рее раз­ла­га­ет­ся (тем­не­ет) под дей­ст­ви­ем не­ви­ди­мо­го из­лу­че­ния, ле­жа­ще­го за пре­де­ла­ми фио­ле­то­вой об­лас­ти спек­тра. Так бы­ло от­кры­то УФ-из­лу­че­ние Солн­ца, час­тич­но про­хо­дя­щее сквозь зем­ную ат­мо­сфе­ру. В ре­зуль­та­те этих от­кры­тий бы­ло ус­та­нов­ле­но, что с по­верх­но­сти Зем­ли Все­лен­ную мож­но на­блю­дать не толь­ко в ви­ди­мом све­те.

По­ня­тие «оп­ти­чес­кое из­лу­че­ние» в ас­тро­но­мии вклю­ча­ет в се­бя ту часть спек­тра элек­тро­маг­нит­но­го из­лу­че­ния, ко­то­рая про­ни­ка­ет сквозь ат­мо­сфе­ру Зем­ли: ви­ди­мое из­лу­че­ние, а так­же ближ­ние ИК- и УФ-диа­па­зо­ны спек­тра (т. н. оп­тич. ок­но про­зрач­но­сти ат­мо­сфе­ры).

Окна прозрачности атмосферы

В ат­мо­сфе­ре Зем­ли вы­де­ля­ют все­го два ок­на про­зрач­но­сти (два диа­па­зо­на в спек­тре элек­тро­маг­нит­ных волн, в ко­то­рых зем­ная ат­мо­сфе­ра пол­но­стью или час­тич­но про­зрач­на): т. н. оп­тич. ок­но и ра­дио­ок­но. Ра­дио­ок­но ле­жит в диа­па­зо­не λ = 1 мм – 30 м (бо­лее длин­ные вол­ны от­ра­жа­ют­ся ио­но­сфе­рой, а бо­лее ко­рот­кие волны по­гло­ща­ют­ся мо­ле­ку­ла­ми воз­ду­ха). Гра­ни­цы оп­тич. ок­на про­зрач­но­сти ат­мо­сфе­ры оп­ре­де­ле­ны не со­всем чёт­ко, т. к. за­ви­сят от свойств воз­ду­ха (пре­ж­де все­го от влаж­но­сти), а так­же от вы­со­ты на­блю­да­те­ля над уров­нем мо­ря. Оп­тич. ок­но поч­ти бес­пре­пят­ст­вен­но про­пус­ка­ет из­лу­че­ние в ин­тер­ва­ле λ = (2,95–7,6)·10 –7 м. Бо­лее ко­рот­кие вол­ны по­гло­ща­ют­ся ато­ма­ми и мо­ле­ку­ла­ми ки­сло­ро­да, азо­та и др. га­зов, а так­же во­до­ро­дом и ге­ли­ем в эк­зо­сфе­ре Зем­ли. Кро­ме то­го, су­ще­ст­ву­ет неск. уз­ких, час­тич­но про­зрач­ных окон в ИК-об­лас­ти спек­тра, ко­то­рые в ас­т­ро­фо­то­мет­рии при­ня­то обо­зна­чать как J (λ ≈ 1,25·10 –6 м), H (λ ≈ 1,6·10 –6 м), K (λ ≈ 2,2·10 –6 м), L (λ ≈ 3,6·10 –6 м), M (λ ≈ 5,0·10 –6 м), N (λ ≈ 10,2·10 –6 м) и Q (λ ≈ 21·10 –6 м). Су­ще­ст­ву­ют так­же два очень уз­ких ок­на вбли­зи длин волн λ = 3,5·10 –4 м и λ = 4,6·10 –4 м.

Расположение обсерваторий

Су­ще­ст­вен­ную роль в О. а. иг­ра­ет вы­бор мес­та для про­ве­де­ния оп­тич. на­блю­де­ний, т. к. оно долж­но от­ве­чать не­сколь­ким про­ти­во­ре­чи­вым тре­бо­ва­ни­ям. Ме­сто для ус­та­нов­ки оп­тич. те­ле­ско­па долж­но на­хо­дить­ся вда­ли от круп­ных го­ро­дов с их яр­ким ноч­ным ос­ве­ще­ни­ем. Воз­дух над те­ле­ско­пом дол­жен быть су­хим (осо­бен­но для на­блю­де­ний в ИК-диа­па­зо­не, т. к. па­ры́ во­ды слу­жат од­ним из осн. по­гло­ти­те­лей ИК-из­лу­че­ния) и ста­биль­ным, по­сколь­ку тур­бу­лент­ность воз­ду­ха при­во­дит к дро­жа­нию и раз­мы­тию изо­бра­же­ний. По­это­му оп­тич. об­сер­ва­то­рии стре­мят­ся рас­по­ла­гать как мож­но вы­ше над уров­нем мо­ря, что­бы умень­шить влия­ние ат­мо­сфе­ры. В то же вре­мя на­блю­да­те­лям труд­но ра­бо­тать на боль­шой вы­со­те из-за не­дос­тат­ка ки­сло­ро­да, для дос­тав­ки мас­сив­ных уз­лов те­ле­ско­па на гор­ную об­сер­ва­то­рию не­об­хо­ди­ма хо­рошая до­ро­га, а для ра­бо­ты об­сер­ва­то­рии – энер­го­снаб­же­ние, во­да, ли­нии свя­зи и др. эле­мен­ты ци­ви­ли­за­ции, тре­бую­щие в вы­со­ко­гор­ных ус­ло­ви­ях зна­чит. фи­нан­со­вых за­трат. По­это­му вы­бор мес­та для оп­тич. об­сер­ва­то­рии все­гда яв­ля­ет­ся ком­про­мис­сом, учи­ты­ваю­щим эти про­ти­во­ре­чи­вые тре­бо­ва­ния.

Приборная база оптической астрономии

Ас­тро­но­мич. при­бо­ры, при­ме­няе­мые для на­блю­де­ний во всём оп­тич. диа­па­зо­не, од­но­тип­ны (ино­гда од­ни и те же при­бо­ры ис­поль­зу­ют­ся для все­го диа­па­зо­на) и прин­ци­пи­аль­но от­ли­ча­ют­ся от при­бо­ров, с по­мо­щью ко­то­рых ве­дёт­ся на­блю­де­ние в др. диа­па­зо­нах спек­тра (рент­ге­нов­ском, ра­дио- и гам­ма-диа­па­зо­нах). Осн. при­бо­ра­ми, ис­поль­зуе­мы­ми в О. а., яв­ля­ют­ся оп­ти­че­ские те­ле­ско­пы, спек­тро­гра­фы, при­ём­ни­ки из­лу­че­ния (ПЗС-ка­ме­ры, фо­то­элек­трон­ные ум­но­жи­те­ли и др.).

Важ­ней­ши­ми ха­рак­те­ри­сти­ка­ми оп­тич. те­ле­ско­пов слу­жат про­ни­цаю­щая си­ла и раз­ре­шаю­щая спо­соб­ность. До изо­бре­те­ния те­ле­ско­па эти па­ра­мет­ры сов­па­да­ли с ха­рак­те­ри­сти­ка­ми зре­ния че­ло­ве­ка: про­ни­цаю­щая си­ла ог­ра­ни­чи­ва­лась 6-й звёзд­ной ве­ли­чи­ной (6 m ), раз­ре­шаю­щая спо­соб­ность со­став­ля­ла ок. 100ʺ. По ме­ре соз­да­ния и со­вер­шен­ст­во­ва­ния те­ле­ско­пов на­блю­де­нию ста­но­ви­лись до­ступ­ны всё бо­лее сла­бые звёз­ды (бла­го­да­ря уве­ли­че­нию диа­мет­ра объ­ек­ти­ва и улуч­ше­нию его оп­тич. ха­рак­те­ри­стик). Так, к кон. 18 в. ста­ли дос­туп­ны на­блю­де­нию звёз­ды 14 m , к сер. 19 в. – звёз­ды 15 m . Изо­бре­те­ние фо­то­гра­фии и со­вер­шен­ство­ва­ние фо­то­эмуль­сий по­зво­ли­ло ре­ги­ст­ри­ро­вать к сер. 20 в. звёз­ды до 21 m . Раз­ре­шаю­щая спо­соб­ность при­бо­ров в кон. 17 в. дос­ти­га­ла 5ʺ. Улуч­ше­ние это­го по­ка­за­те­ля про­ис­хо­ди­ло очень мед­лен­но и лишь за счёт вы­бо­ра но­вых мест для на­блю­де­ния (гл. пре­пят­ст­ви­ем бы­ло не ка­че­ст­во те­ле­ско­пов, а свой­ст­ва ат­мо­сфе­ры). С по­яв­ле­ни­ем в нач. 20 в. гор­ных об­сер­ва­то­рий раз­ре­шаю­щая спо­соб­ность дос­тиг­ла 2ʺ, а позд­нее, в осо­бых вы­со­ко­гор­ных ус­ло­ви­ях (об­сер­ва­то­рии на Га­вай­ских о-вах, в Чи­лий­ских Ан­дах), – 0,4ʺ. Для на­зем­ных об­сер­ва­то­рий та­кую раз­ре­шаю­щую спо­соб­ность счи­та­ют пре­дель­но воз­мож­ной.

Читайте также:  Пластиковое окно ремонт профиля

Современное состояние

Боль­шин­ст­во про­блем О. а., свя­зан­ных с ат­мо­сфер­ны­ми по­ме­ха­ми, мож­но ре­шить, ус­та­но­вив те­ле­скоп на КА. Пре­иму­ще­ст­ва вне­ат­мо­сфер­ной ас­тро­но­мии яр­ко про­де­мон­ст­ри­ро­ва­ли кос­мич. те­ле­скоп «Хаббл» (НАСА, 1990) и ас­т­ро­мет­рич. спут­ник «Гип­пар­кос» (Ев­роп. кос­мич. агент­ст­во, 1989). Те­ле­скоп «Хаббл» с зер­ка­лом диа­мет­ром 2,4 м име­ет про­ни­цаю­щую си­лу ок. 29 m и раз­ре­шаю­щую спо­соб­ность ок. 0,05ʺ. В на­зем­ных ус­ло­ви­ях та­кая про­ни­цаю­щая си­ла мо­жет быть дос­тиг­ну­та толь­ко при зна­чи­тель­но бóль­ших диа­мет­рах зер­кал, а та­кая раз­ре­шаю­щая спо­соб­ность – толь­ко в ред­ких слу­ча­ях и лишь при спец. ви­дах на­блю­де­ний.

Те­ле­скоп КА «Гип­пар­кос» имел зер­ка­ло диа­мет­ром все­го 29 см и фо­кус­ным рас­стоя­ни­ем 1,4 м. Его за­да­чей бы­ло оп­ре­де­ле­ние по­ло­же­ний, дви­же­ний и па­рал­лак­сов яр­ких звёзд. За 3,5 го­да ра­бо­ты спут­ни­ка вы­пол­не­но неск. мил­лио­нов на­блю­де­ний, оп­ре­де­ле­ны па­рал­лак­сы ок. 118 тыс. звёзд до 10 m с точ­но­стью 0,001″ и 400 тыс. звёзд с точ­но­стью 0,003ʺ. В ис­то­рии ас­тро­но­мии та­кая вы­со­кая точ­ность из­ме­ре­ний бы­ла дос­тиг­ну­та впер­вые.

Воз­мож­но­сти на­зем­ной О. а. так­же бы­ст­ро воз­рас­та­ют. Ме­то­ды адап­тив­ной оп­ти­ки по­зво­ли­ли в зна­чит. сте­пе­ни ней­тра­ли­зо­вать ат­мо­сфер­ное дро­жа­ние и раз­мы­тие изо­бра­же­ний, до­ве­дя раз­ре­шаю­щую спо­соб­ность боль­ших те­ле­ско­пов до 0,03ʺ. Это, в свою оче­редь, от­кры­ло до­ро­гу ме­то­дам ин­тер­фе­ро­мет­рии, по­зво­ляю­щим объ­е­ди­нять стоя­щие ря­дом (на рас­стоя­ни­ях 100–300 м) те­ле­ско­пы в еди­ную сис­те­му с раз­ре­шаю­щей спо­соб­но­стью ок. 0,003ʺ (на нач. 21 в. эти ре­корд­ные по­ка­за­те­ли по­лу­че­ны лишь в очень ма­лых по­лях зре­ния).

Не­смот­ря на то, что во 2-й пол. 20 в. ас­тро­но­мия ста­ла все­вол­но­вой, боль­шин­ст­во са­мых впе­чат­ляю­щих от­кры­тий по­след­них де­ся­ти­ле­тий сде­ла­но в об­лас­ти О. а. Это от­кры­тие эк­зо­пла­нет, сверх­мас­сив­ных чёр­ных дыр, ус­ко­рен­но­го рас­ши­ре­ния Все­лен­ной и т. д. В нач. 21 в. О. а. ак­тив­но раз­ви­ва­ет­ся и по-преж­не­му за­ни­ма­ет ли­ди­рую­щее по­ло­же­ние сре­ди др. ас­тро­но­мич. на­прав­ле­ний, ос­та­ва­ясь са­мым ин­фор­ма­тив­ным ка­на­лом ис­сле­до­ва­ния Все­лен­ной.

Источник

прозрачность земной атмосферы

ПРОЗРАЧНОСТЬ ЗЕМНОЙ АТМОСФЕРЫ — способность атмосферы пропускать направленное излучение. Различают понятия «прозрачность среды» и «пропускание излучения средой». Среда может быть непрозрачной (облака, молочное стекло и др.) и в то же время может пропускать рассеянный свет. Но применительно к атмосфере под пропусканием обычно понимают долю пропускания атмосферой только направленного излучения, поэтому характеристики пропускания и П. з. а. близки между собой.

Понятие П. з. а. связывалось обычно с возможностью чёткого видения удалённых предметов и огней, т. е. с условиями пропускания атмосферой видимого излучения. В настоящее время это понятие используется для характеристики излучения в широком диапазоне длин волн — от рентг. и гамма-излучения вплоть до микроволнового.

Различают спектральную и интегральную П. з. а. Под спектральной П. з. а. понимают способность атмосферы пропускать направленное квазимонохроматич. излучение, т.е. излучение в сравнительно узких участках спектра. Под интегральной П. з. а. понимается способность атмосферы пропускать направленное излучение в широких участках спектра. Для количественного выражения П. з. а. используются разные характеристики. Наиб. употребительными из них являются: коэф. пропускания, коэф. прозрачности, фактор мутности и метеорологич. дальность видимости.

В общем случае прозрачность среды характеризуется коэф. пропускания t — отношением потока, прошедшего через среду, к потоку, упавшему на неё. Величину, обратную t, наз. коэф. ослабления. Отношение потока излучения Ф, прошедшего атмосферу в вертикальном направлении, к внеатмосферному значению потока 4014-108.jpgназ. коэф. П. з. а. 4014-109.jpgЭта характеристика непосредственно из измерений не определяется, т. к. источник излучения (обычно используют Солнце) бывает в зените лишь в редких случаях. Зависимость потока прошедшей через атмосферу квазимонохроматич. радиации F от воздушной (оптич.) массы т в направлении на Солнце (т. е. от отношения оптич. путей наклонного и вертикального лучей) имеет вид

4014-110.jpg

Коэф. пропускания среды t может быть представлен в виде

4014-111.jpg

где интеграл берётся вдоль пути распространения излучения, 4014-112.jpg— длина пути. В случае однородной среды 4014-113.jpgВеличина 4014-114.jpgназ. объёмным показателем ослабления. Он складывается из объёмного показателя рассеяния4014-115.jpgи объёмного показателя поглощения 4014-116.jpgПри прохождении излучения через атмосферу в вертикальном направлении

4014-117.jpg

и (1) приобретает вид (закон Бугера — Ламберта)

4014-118.jpg

где4014-119.jpg— оптическая толщина (толща) атмосферы.

Закон Бугера — Ламберта (см. Бугера — ЛамбертаБера закон)получен для квазимонохроматич. излучения. При использовании его для расчётов интегральных потоков обнаруживается кажущийся дневной ход коэф. прозрачности. С увеличением воздушной массы т (т. е. с уменьшением высоты Солнца над горизонтом) в проходящем потоке увеличивается доля ДВ-ра-диации, для к-рой атмосфера более прозрачна, что приводит к кажущемуся увеличению П. з. а. (эффект Fорбса). Для исключения влияния этого эффекта коэф. интегральной прозрачности р, полученные при разл. высотах Солнца, приводятся по специальным номограммам к коэф. интегральной прозрачности4014-120.jpgпри определённой воздушной массе4014-121.jpgОбычно принимается 4014-122.jpg= 2 (т. е. высота Солнца равна 4014-123.jpgКоэф. 4014-124.jpgрегулярно определяются на метеостанциях и широко используются в актинометрии, при изучении атм. процессов, при расчётах радиац. потоков, радиац. баланса земной поверхности и т. д.

Читайте также:  Виды автомобильных стекол их маркировка и расшифровка

Определение коэф. П. з. а. производится по данным абс. и относит. измерений. При абс. измерениях поток лучистой энергии Солнца преобразуется в тепловую энергию, к-рая и регистрируется. Зная солнечную постоянную, а следовательно, и внеатмосферное значение потока 4014-125.jpgпо ф-ле (1) определяют коэф. П. з. а. Измерения проводятся на актинометрич. станциях с помощью пиргелиометров и актинометров. Данными относит. измерений прямой солнечной радиации пользуются при определении коэф. П. з. а. методами Бугера — «долгим» и «коротким». При определении П. з. а. «долгим» методом измерения потоков F проводят при разной высоте Солнца (т. е. при разных т). Коэф. r определяется по наклону прямой зависимости IgФ от т, в предположении, что в течение измерений П. з. а. оставалась постоянной. При известном для данного фотометра значении внеатмосферной константы 4014-126.jpg(в относит. единицах) определение p может производиться т. н. коротким методом внеатмосферного блеска по ф-ле (1).

Более чувствительной характеристикой П. з. а. является т.н. фактор мутности атмосферы Т — отношение оптич. толщ реальной4014-127.jpgи идеальной4014-128.jpg(релеевской, т. е. когда П. з. а. определяется только релеевским рассеянием света) атмосфер. Рассматривая оптич. толщу реальной атмосферы как сумму оптич. толщ идеальной атмосферы4014-129.jpg, водяного пара4014-130.jpgи аэрозоля 4014-131.jpgполучают

4014-132.jpg

Величину 4014-133.jpgназ. влажной мутностью, величину

4014-134.jpg— остаточной мутностью атмосферы. Т. к. эффект Форбса сказывается одновременно на прозрачности как реальной, так и идеальной атмосфер, фактор мутности почти не зависит от высоты Солнца.

П. з. а. в разл. участках спектра резко изменяется. Так, КВ-излучение Солнца (l 300 нм) достигает поверхности Земли и оказывает в осн. благотворное влияние на развитие биол. систем.

В области спектра 350-4200 нм земная атмосфера имеет ряд «окон прозрачности» (рис. 2; приведённая кривая соответствует летним условиям в ср. широтах и общему содержанию водяного пара, равному 2 см осаждённой воды) и в целом относительно прозрачна.

4014-137.jpg

Рис 1.

4014-138.jpg

Рис. 2.

Ок. 94% общего потока солнечной энергии на верх, границу атмосферы приходится именно на эту область, причём осн. часть энергии доходит до поверхности Земли. Благодаря этому Земля имеет благоприятный для жизни климат. Ослабление солнечной радиации в КВ-части этой области спектра происходит гл. обр. за счёт рассеяния излучения на молекулах (релеев-ское рассеяние) и на частицах аэрозоля (аэрозольное рассеяние). В ДВ-части этой области солнечное излучение ослабляется в полосах поглощения водяного пара, углекислого газа, озона и ряда др. малых газовых составляющих (NO 2 , CH 4 и др.).

Имеется также «окно прозрачности» в области спектра 8000-12000 нм. Коэф. пропускания солнечного излучения в этом «окне» колеблется в ср. в пределах 60-70%. На участках спектра 5200-8000 нм и более 15000 нм солнечное излучение практически полностью поглощается водяным паром.

В связи с использованием лазеров развиваются исследования особенностей распространения лазерного луча в атмосфере. Из-за высокой монохроматичности лазерного излучения даже в «окнах прозрачности» атмосферы лазерный луч может сильно ослабляться. В тонкой структуре спектра поглощения атмосферы в этих «окнах» имеются относительно узкие, но сильные полосы поглощения. Количественные оценки П. з. а. для лазерного излучения требуют знания (с весьма высокой точностью) положения, интенсивности и формы линий тонкой структуры спектров атм. газов. Большая мощность излучения лазеров 4014-139.jpgможет вызывать разл. рода нелинейные эффекты (многофотонные эффекты, приводящие к пробою в газах; спектроскопич. эффекты насыщения, вызывающие частичное просветление газов; эффекты самофокусировки оптич. пучков, вызываемых зависимостью коэф. преломления среды от мощности потока излучения, и др.). При малой длительности оптич. импульсов ( 4014-140.jpgс) могут возникать явления, приводящие к отклонению ослабления излучения от закона Бугера.

Характеристикой горизонтальной П. з. а. чаще всего служит метеорология, дальность видимости 4014-141.jpg— наиб. расстояние, на к-ром в светлое время суток можно различить (обнаружить) невооружённым глазом на фоне неба вблизи горизонта или на фоне воздушной дымки чёрный объект, имеющий размеры более чем4014-142.jpgВеличина 4014-143.jpgсвязана с показателем рассеяния4014-144.jpgсоотношением

4014-145.jpg

Широко используются инструментальные методы определения метеорологич. дальности видимости, при этом измерит. приборы часто градуируются также в единицах4014-146.jpgпо ф-ле (4). В табл. приводятся шкала видимости (в баллах), соответствующие ей пределы 4014-147.jpgи объёмные показатели рассеяния4014-148.jpg

Шкала видимости, соответствующие ей пределы и объёмные показатели рассеяния

Источник

Окна прозрачности атмосферы

Тепловизор RY-127 MVR, Окна прозрачности атмосферы, приборы для энергоаудита, обучение

Одно из главных преимуществ тепловизионной съемки — дистанционный характер проведения измерений. Мы можем находиться достаточно далеко — даже в нескольких километрах от исследуемого объекта -­ и получать детальную картинку температурного поля его поверхности. Но в связи с тем, что на пути распостранения инфракрасного излучения находится атмосферный воздух, поглощающий или рассеивающий инфракрасное излучение, в объектив тепловизора может попадать не всё излучение от контролируемого объекта.

Читайте также:  Облицовка окна коричневым кирпичом

Атмосферный воздух содержит пары воды, углекислый газ, озон и другие химические соединения, молекулы которых интенсивно поглощают инфракрасное излучение в полосах:

  • вода (2,7; 3,2; 6,3 мкм);
  • углекислый газ (2,7; 4,3; 15 мкм);
  • озон (4,8; 9,6; 14,2 мкм);
  • закись азота (4,7; 7,8 мкм);
  • окись углерода (4,8 мкм);
  • метан (3,2; 7,8 мкм),

причем наиболее сильно ИК-излучение поглощается парами воды, углекислым газом и озоном.

Рис.1 – Окна прозрачности атмосферы в ИК-диапазоне

В нижних слоях атмосферы поглощение ИК-излучения закисью азота и окисью углерода обычно можно пренебречь. Таким образом, принимая во внимание вышесказанное, можно определить положение двух окон прозрачности атмосферы в ИК-диапазоне длин волн: 3,5-5 мкм и 8-14 мкм.

Окна прозрачности атмосферы и определяют диапазоны работы тепловизоров: в коротковолновом диапазоне 3-5 мкм работают охлаждаемые тепловизоры на базе сенсоров с фотоэлектрическим эффектом, а в длинноволновом диапазоне 8-14 мкм работают неохлаждаемые тепловизоры с микроболометрическими матрицами.

Окна прозрачности атмосферы, тепловизор RY-127 MVR-Company, приборы для энергетического обследования

Помимо поглощения молекулами газов, инфракрасное излучение рассеивается развешанными частицами тумана, дыма, аэрозолей, пыли и так далее. Причём с увеличением длины волны ИК-излучения, доля рассеяния атмосферой уменьшается, так как волны излучения уже сравнимы с размерами капель тумана или частичек пыли и огибают их, благодаря явлению дифракции. Так, в спектральном диапазоне от 8 до 14 мкм туман или дымка не создают серьёзных помех для проведения тепловизионной съемки.

Абсолютное большинство окружающих нас предметов и объектов имеют температуру, лежащую в диапазоне от -50°С до +50°С. А этому температурному диапазону как раз и соответствует максимальная излучательная способность тел в диапазоне длин волн от 8 до 14 мкм, а более нагретые тела (до нескольких сотен градусов) имеют максимальную излучательную способность в диапазоне от 3 до 5 мкм. Таким образом, для решения общих практических задач тепловизионной диагностики более удобны длинноволновые тепловизоры с неохлаждаемой микроболометрической матрицей (например, RY-127 или RY-138), тем более, что их стоимость в разы меньше стоимости охлаждаемых коротковолновых тепловизоров.

Основная цель компании MVR-Company − оказание помощи промышленным предприятиям в обеспечении максимальной надежности промышленного оборудования. Поставленная цель реализуется через подготовку технических специалистов на обучающих курсах в тренинг-центре MVR, или оказание выездных услуг специалистами Отдела Выездного Обслуживания и Энергосервиса (ОВОЭ ) MVR-Company по диагностике и наладке теплового, электро- и динамического оборудования, а также возможности аренды приборов и систем в нашей компании. В частности, поставляемые нами длинноволновые тепловизоры серии MVR RY-100 работают в диапазоне 8-14 мкм и максимально адаптированы для оперативного тепловизионного контроля и диагностики промышленных машин и механизмов, а также для использования в металлургии, энергетике, нефтехимии, машиностроении, строительстве, водоподготовке, медицине, ВПК и т.д.

Источник

5. Окна прозрачности. Коэффициент яркости. Коэффициент спектральной яркости (источник Чандра, с.27)

Основным источником электромагнитного излучения является Солнце. Прежде чем солнечное излучение достигнет Земли, оно должно пройти через атмосферу. Выделяют три основных типа взаимодействия излучения с атмосферой: поглощение, перенос и рассеивание. Излучение, прошедшее через атмосферу, затем отражается или поглощается земной поверхностью (рис.2.2).

Рис. 2.2. Взаимодействие излучения с веществом

Поглощение и перенос излучения в атмосфере

При распространении электромагнитного излучения через атмосферу оно частично поглощается молекулами различных газов. Наибольшей способностью к поглощению солнечного излучения обладают озон (О3), пары воды (Н20) и углекислый газ (С02). На рис.2.3 показана кривая прозрачности атмосферы в диапазоне длин волн от 0 до 22 мкм.

Рис. 2.3. Окна прозрачности атмосферы

Видно, что примерно половина этого спектрального диапазона является совершенно бесполезной с точки зрения дистанционного зондирования земной поверхности, просто потому, что соответствующее излучение не может пройти через атмосферу. Для дистанционного зондирования используют только те диапазоны длин волн, которые лежат вне основных интервалов поглощения. Такие диапазоны называются окнами прозрачности атмосферы (отображены на графике белым цветом). Они представляют собой такие участки спектра электромагнитного излучения, которые не поглощаются атмосферой. При съемке поверхности Земли из космоса учитывают этот факт, а потому, съемку проводят только в окнах прозрачности.

1) «большое окно»: 0,3-1,3 мкм (видимый диапазон);

2) 1,5-1,8 мкм (инфракрасный диапазон);

3) 2,0-2,6 мкм (инфракрасный диапазон);

4) 7,0-15,0 мкм (тепловой инфракрасный диапазон);

5) 0,5 мм и более 10м (микроволновый и радиодиапазон — наибольшая прозрачность).

В атмосфере также происходит рассеивание лучей. Существует рассеяние Релея, Ми, неселективное (подробнее см.

Источник: Шалькевич, с. 48

Атмосферная дымка (эффект рассеивания лучей) наиболее сильно проявляется в синей, голубой зонах спектра (0,38 — 0,5 мкм). Она снижает контраст изображения, искажает цвет объектов.

Поэтому в современном дистанционном зондировании при съемки поверхности Земли голубой диапазон не используется.

Далее источник: Шалькевич. С.39

5а. Коэффициент спектральной яркости

Тут вы можете оставить комментарий к выбранному абзацу или сообщить об ошибке.

Источник

Adblock
detector