Серебристые облака и их наблюдение

Следуя рекомендациям О. Б. Васильева, можно предложить такое устройство стандартизационной насадки (рис. 47). Она представляет собой трубку, одним концом прочно скрепленную с тубусом объектива фотоаппарата. Внутри трубки поставлен ряд кольцевых диафрагм, предназначенных для того, чтобы отсекать боковые лучи (рассеянный свет неба, отражения от стенок трубки). Кроме того, все внутренние поверхности трубки и диафрагм должны быть выкрашены в черный цвет матовой краской.

Рис. 47.Устройство стандартизационной насадки.

В трубке укрепляются два просвечивающих экрана из молочных стекол: один непосредственно перед объективом аппарата, другой — в 10 см от него, вплотную к первому (считая от открытого конца трубки) экрану ставится малая диафрагма, размер которой мы подберем из опыта.

Внешний экран освещается прямыми лучами Солнца (для этого аппарат с насадкой направляется прямо на Солнце, рис. 48). Освещенный Солнцем, он (точнее, кружок, ограниченный малой диафрагмой) сам становится источником света и освещает внутренний экран. Последний, в свою очередь, посылает свет в объектив фотоаппарата.

Рис. 46.Фотоаппарат со стандартизационной насадкой.

Чтобы привязать оценки яркости серебристых облаков к засветке от экрана, полученной с помощью описанной на садки, надо знать коэффициент ослабления насадки, т. е. отношение создаваемой ею освещенности к освещенности от прямых лучей Солнца. Сделать это можно в лаборатории, измерив коэффициент пропускания каждого из молочных стекол в отдельности, а затем вычислив общий коэффициент ослабления по формуле

K = r₁∙r₂∙(s/L

²), (48)

где L — расстояние между экранами, s — площадь малой диафрагмы, r₁,r₂— коэффициенты пропускания обоих экранов.

При отсутствии фотометрической лабораторной установки можно порекомендовать любителю астрономии следующий метод, основанный на сравнении освещенностей от Солнца и от полной Луны. Идея метода заключается в следующем.

Получаем засветку от Солнца при прохождении его лучей через два экрана, как было описано. Затем во время полнолуния делаем засветку от полной Луны, удалив внешний экран и малую диафрагму. Освещенность объектива аппарата в первом случае равна

где — освещенность поверхности, поставленной перпендикулярно солнечным лучам. Во втором случае освещенность объектива будет равна

где  — аналогично предыдущему освещенность поверхности, перпендикулярной лунным лучам. Следовательно, коэффициент пропускания первого (внешнего) экрана равен

Поменяв экраны местами и сделав еще такую же пару засветок, найдем r₂. Величина / в первом приближении (для средних расстояний Солнца и Луны) равна 1,8∙10^-8. Однако нам придется учесть еще и отличие реальных расстояний Солнца и Луны от средних и, что самое главное, поглощение их лучей в атмосфере.

Учет первого фактора не представляет никаких трудностей и производится путем применения формул

где величины с индексом «0» соответствуют средним расстояниям, а величины без индекса — реальным, буквой π обозначены параллаксы Солнца и Луны, приводимые в астрономических ежегодниках и календарях. Вместо отношения параллаксов можно взять отношение радиусов (диаметров) дисков обоих светил. За средние принимаем следующие значения параллаксов и радиусов дисков Солнца и Луны:

Учет атмосферного поглощения требует постановки специальных наблюдений, которые будут описаны ниже. Для того чтобы свести к минимуму возможные ошибки, нужно брать засветки от Солнца и Луны при одинаковой (и как можно большей) высоте обоих светил над горизонтом. Для этого наблюдать надо в полнолуние, приходящееся на весну (вторая половина марта или апрель) или осень (сентябрь — начало октября), ибо в это время склонения Солнца и полной Лупы не очень сильно отличаются друг от друга и можно подобрать моменты, когда каждое из светил будет на заданной высоте, например, 30°. Наблюдаемая освещенность от Солнца (с учетом атмосферного ослабления) будет равна

где р — коэффициент прозрачности атмосферы, определяемый из специальных наблюдений, М(z) — атмосферная масса (отношение масс воздуха, проходимых наклонным и вертикальным лучами), для не очень больших z равная sec z. Методика определения р будет описана ниже.

Яркости, имеющие фотометрическую привязку к засветке, полученной от просвечивающего экрана, освещенного лучами Солнца, будут выражены в так называемых абсолютных солнечных единицах (а. с. е.). Нужно помнить, что 1 а. с. е. = 2∙10⁵ стильбов.

Яркость точки поля серебристых облаков в а. с. е. выразится формулой