авторефераты диссертаций БЕСПЛАТНАЯ  БИБЛИОТЕКА

АВТОРЕФЕРАТЫ КАНДИДАТСКИХ, ДОКТОРСКИХ ДИССЕРТАЦИЙ

<< ГЛАВНАЯ
АГРОИНЖЕНЕРИЯ
АСТРОНОМИЯ
БЕЗОПАСНОСТЬ
БИОЛОГИЯ
ЗЕМЛЯ
ИНФОРМАТИКА
ИСКУССТВОВЕДЕНИЕ
ИСТОРИЯ
КУЛЬТУРОЛОГИЯ
МАШИНОСТРОЕНИЕ
МЕДИЦИНА
МЕТАЛЛУРГИЯ
МЕХАНИКА
ПЕДАГОГИКА
ПОЛИТИКА
ПРИБОРОСТРОЕНИЕ
ПРОДОВОЛЬСТВИЕ
ПСИХОЛОГИЯ
РАДИОТЕХНИКА
СЕЛЬСКОЕ ХОЗЯЙСТВО
СОЦИОЛОГИЯ
СТРОИТЕЛЬСТВО
ТЕХНИЧЕСКИЕ НАУКИ
ТРАНСПОРТ
ФАРМАЦЕВТИКА
ФИЗИКА
ФИЗИОЛОГИЯ
ФИЛОЛОГИЯ
ФИЛОСОФИЯ
ХИМИЯ
ЭКОНОМИКА
ЭЛЕКТРОТЕХНИКА
ЭНЕРГЕТИКА
ЮРИСПРУДЕНЦИЯ
ЯЗЫКОЗНАНИЕ
РАЗНОЕ
КОНТАКТЫ


Pages:   || 2 |
-- [ Страница 1 ] --

Государственная корпорация по атомной энергии «Росатом»

ГОСУДАРСТВЕННЫЙ НАУЧНЫЙ ЦЕНТР РОССИЙСКОЙ ФЕДЕРАЦИИ

ФИЗИКО-ЭНЕРГЕТИЧЕСКИЙ ИНСТИТУТ

имени А.И.

Лейпунского

ФЭИ-3139

А.П. Будник, В.П. Лунев

СВЕЧЕНИЕ НОЧНОГО НЕБА

ОБНИНСК - 2008

УДК 539.1:621.373.826

А.П. Будник, В.П. Лунев

Свечение ночного неба

Препринт ФЭИ – 3139. Обнинск. 2008. – 61 с.

В настоящей работе проведен библиографический анализ современного состояния экспериментального наблюдения яркости ночного неба в оптическом и ультрафиолетовом диапазоне длин волн. В работе представлены также результаты математического моделирования распространения фонового оптического излучения верхних слоёв атмосферы с учетом молекулярного (рэлеевского) рассеяния в атмосфере, а также рассеяния и поглощения аэрозольными компонентами среды и отражения от поверхности Земли и облаков в различных атмосферных условиях.

.

Modern experimental data of the measurements of sky brightness in the optical and ultraviolet spectral regions introduced. Mathematical simulation methods of the light transition along Earth atmosphere are discussed. The airglow emission of narrow layer of top atmosphere are considered. For earth atmosphere the Raylaigh but for aerosoles Mie scattering are included in calculations. The different models for atmospheric aerosol, coldness and its influence on air transparency are considered.

Исследования проведены при финансовой поддержке Российского фонда фундаментальных исследований и администрации Калужской области (проект №08-08 0456).

© Государственный научный центр Российской Федерации - Физико энергетический институт им. А.И.Лейпунского 2008 г.

Введение В последние годы в связи с созданием детекторов частиц космического излучения сверхвысоких энергий (1020-1021 эВ) значительно возрос интерес к исследованию флуоресценции воздуха в области длин волн 3000 - 4000. Другое важное направление развития этих исследований в последние годы - это разработка методов дистанционного детектирования радиоактивного загрязнения окружающей среды путем регистрации индуцированного загрязнениями оптического излучения воздуха. Для корректного решения этих задач требуется надежная информация о фоновом излучении атмосферы в спектральном диапазоне 3000-4000. Работа является очередным этапом в определении уровня фона оптического излучения атмосферы, регистрируемого вблизи поверхности Земли. В работе [1] были проведены оценки вклада в фоновое излучение от люминесценции воздуха под действием радиоактивных излучений космического и земного происхождения. Опубликованные расчётно экспериментальные данные по высотной зависимости мощности эквивалентной дозы при жесткости магнитного обрезания 0,8 ГВ позволили расчетным путём оценить вклад люминесценции в слое атмосферы толщиной 26 км в видимом диапазоне длин волн. При этом отмечалось, что расхождение результатов расчётов от экспериментальных данных может быть связано с вкладом излучения верхних слоёв атмосферы, простирающихся на высотах 90 – 120 км. В работе проведён анализ существующих данных по спектральному составу и интенсивности излучения ночного безоблачного неба как атмосферной так и внеземной составляющих. В работе приведены результаты математического моделирования распространения излучения верхних слоёв атмосферы в безоблачной атмосфере с учётом молекулярного (рэлеевского) рассеяния, а также рассеяния и поглощения аэрозольными частицами различного типа вблизи поверхности Земли. Рассмотрено влияние облачности слоистого типа на результаты наземных наблюдений.

Свечение ночного неба Изучение яркости ночного неба имеет уже вековую историю, с прекрасным изложением которой можно ознакомиться в работе И.В.

Хвостикова [2]. Условия, при которых возможно такое свечение, были воспроизведены в лаборатории, а результаты этих экспериментальных исследований детально изложены в работе Роберта Янга [3]. Изучение яркости ночного неба до настоящего является важной задачей для астрономов, и состояние экспериментальных исследований в этой области наземной наблюдательной астрономии подробно изложено в обзорной работе Leinert [4].

Свечение ясного неба безлунной ночью складывается из атмосферной и внеатмосферной составляющих. Единицы измерений яркости, используемые различными авторами, приводятся в приложении А.

Атмосферная составляющая. Основные компоненты атмосферной составляющей свечения ночного неба - это собственное свечение верхней атмосферы, люминесценция компонентов воздуха под действием космических лучей, метеоритов, атмосферных электрических разрядов и естественной радиации. Кроме того, свет земного и внеземного происхождения, рассеянный атмосферой, также можно отнести к земной составляющей свечения ночного неба.

Внеатмосферная составляющая. Внеземная составляющая (зодиакальный свет) включает суммарное излучение межзвёздного газа и пыли, а также солнечный свет, рассеянный пылевыми частицами, движущимися в солнечной системе. Отдельная составляющая относится к излучению галактик – галактический свет – свет звёзд и галактик, рассеянный газовыми и пылевыми облаками в межзвездном пространстве.

Распределение энергии в спектре зодиакального света близко к солнечному спектру. Однако следует иметь в виду, что рассеяние приводит к перераспределению энергии в спектре, причём, как и в спектре Солнца, в нём имеются линии поглощения. В среднем в видимой области спектра вклад этой составляющей в яркость свечения ночного неба составляет около 15%. Исследования зодиакального света представляют большой научный интерес, так как дают возможность получить некоторые сведения о распределении пылевого вещества в межпланетном пространстве. Данные по яркости ночного неба можно разделить на три группы. В первую группу относятся данные, полученные наземными наблюдателями в безлунные ночи. Эти данные очень важны для наблюдательной наземной астрономии.

Во вторую группу относят данные о свечении высоких слоев атмосферы, полученные в ракетных экспериментах и экспериментах на высотных аэростатах. Эти данные в первую очередь относятся к ультрафиолетовой области спектра излучения. И, наконец, особую ценность имеют наблюдения, проводимые с орбит космических станций и искусственных спутников Земли, поскольку при этом почти исключается влияние земной атмосферы на результаты исследований.

Свечение атмосферы определяется как излучение, образованное и испускаемое атмосферой планеты. Это нетепловое излучение атмосферы, за исключением эмиссии полярных сияний, молниевых разрядов и излучения метеорных следов. Единицы, используемые различными авторами для измерения интенсивности и яркости излучения, приведены в приложении.

На рисунке 1 представлена картина светимости (спектральной яркости I, умноженной на частоту излучения ) ночного неба, восстановленная по большому числу экспериментальных наблюдений, проведённых многими авторами в различных обсерваториях как наземными, так и наблюдениями на космических аппаратах и ракетах. Яркость звёздного неба существенно зависит от участка небесной сферы, поэтому данные по зодиакальному свету и свету звёзд приведены к области Южного галактического полюса. Данные усреднялись по широкому спектральному интервалу. Рисунок из обзорной работы [4] иллюстрирует состояние экспериментальных данных на настоящий момент. Видно, что в суммарную яркость ночного неба вносят свой вклад различные компоненты, и в разных участках спектра их доля существенно меняется. Основной вклад в свечение верхней атмосферы в диапазоне длин волн 3000 – 8000 вносит излучение молекулярного кислорода O2 и гидроксила OH. Основной вклад гидроксила OH приходится на инфракрасную область спектра 6500 – 8000.

- 10 Ly OH Светимость I, Вт/( м ср) - O OI - - - 10 - - -1 0 10 10 Длина волны, мкм Рис.1. Светимость ночного звездного неба. 1 – свечение атмосферы, 2 – зодиакальный свет, 3 – свет звёзд, 4 – галактический свет. Данные по зодиакальному свету и свету звёзд относятся к Южному галактическому полюсу. В ультрафиолетовой области отмечены также серия Лаймана (=121,6 нм) для атомарного водорода, и линии излучения атомарного кислорода (=130,4 и 135,6 нм). Рисунок из обзорной работы Leinert [4].

Свечение атмосферы составляет только часть имеющегося в атмосфере света, но временами свечение атмосферы может составлять до 40% общего излучения ночного неба.

Свечение газов, входящих в состав верхней атмосферы, на высотах, превышающих 70-80 км, является важной составляющей свечения ночного неба. Спектр свечения верхних слоёв атмосферы охватывает длины волн от 1000 до 22,5 мкм. В свечении атмосферы, кроме непрерывного спектра, наблюдаются эмиссионные линии атомов кислорода, водорода, натрия и молекулярные полосы гидроксила, кислорода, углекислого газа, озона, воды, окислов азота. Излучение отдельных составляющих свечения атмосферы происходит на разных высотах в слоях различной толщины.

Высота и толщина слоев могут изменяться. Одним из основных энергетических источников свечения атмосферы является энергия солнечного излучения, вызывающего процессы диссоциации и ионизации в верхней атмосфере, а последующая рекомбинация частиц приводит к свечению атмосферы.

Palomar 800 Calar Alto Calar Alto Calar Alto Вт/( см ср °А) Calar Alto F зодиакальный свет 300 400 500 600 700 Длина волны (нм) Рис. 2. Ультрафиолетовая и видимая части спектра излучения ясного ночного неба, полученные в двух обсерваториях. Измерения с разрешением (8–16 нм) выполнены в обсерватории Паломар в 1972 году [5], измерения в обсерватории Калар Альто в отдельных спектральных интервалах [6].

На рисунке 2 проводится сравнение измерений спектра излучения ночного неба, выполненных в различных обсерваториях и в разное время.

Измерения в обсерватории Паломар (Калифорния, США) проведены в октябре 1972 года на многоканальном спектрофотометре MCSP с разрешением для длин волн менее 5800 и 160 для длинноволновой части спектра [5].

На рисунке эти данные представлены гистограммой. Заметен вклад линии излучения атомарного кислорода =5577, а также вклады излучения атомов ртути =4358 и = 4050 от искусственных источников света.

Другой ряд измерений яркости безлунного ночного неба проведен двумя десятилетиями позднее в обсерватории Калар Альто (Андалузия, Испания) [6]. В 1989 и 1990 годы измерения проводились с использованием светофильтров в шести спектральных диапазонах: U - (=3500 ;

3920 ;

4030 ;

=90 ), B - (=4670 ;

5250 ;

=250 и 5800 ;

=120 ).

Наблюдения проводились для участка неба в районе созвездия Дракона. В 1991 и 1993 годы использовались еще два дополнительных светофильтра:

(=7100 ;

и 8200, =150 ) и для наблюдения был выбран другой участок неба - тёмные облака L134/L183.

Авторы на основании результатов измерений сделали следующие выводы:

а) яркость звёздного неба в безлунные ночи более чем на 50% определяется свечением верхних слоёв атмосферы. Интенсивность свечения атмосферы сильно изменяется как в течение одной ночи, так и в разные периоды наблюдений в течение года, а также и в разные годы наблюдений.

При этом не выявлено заметных регулярных изменений в яркости ни в течение одной ночи, ни в течение года;

б) изменения яркости ночного неба в разных спектральных диапазонах хорошо согласуются между собой;

в) обнаружена корреляция яркости излучения верхних слоёв атмосферы с активностью Солнца. Корреляция слабо выявляется для каждой отдельной ночи, но видна на усреднённых за месяц данных;

г) яркость ночного неба в Калар Альто примерно такая же, как и в обсерватории Паломар.

Ультрафиолетовая область излучения для длин волн в диапазоне 500 3200 из-за поглощения в озоновом слое атмосферы доступна для надежных измерений лишь в высотных экспериментах. На рисунке 3 представлены результаты измерений различных авторов в диапазоне длин волн 500 - 4000.

Спектр излучения молекулярного кислорода измерен в ракетных экспериментах Hennes (1966) [7]. Спектр излучения NO получен в аналогичных измерениях в работе Sharp и Rusch (1981) [8], а линии излучения атомарного водорода и кислорода – результаты измерений на спутнике STP 78-1 взяты из работы Chakrabarti (1984) [9]. Все данные усреднены с шириной 15 и приведены к высоте регистрации 600 км.

O Chakrabarti (1984) Sharp (1981) Н Hennes(1966) Яркость, R/15°A NO O - - 500 1000 1500 2000 2500 3000 3500 Длина волны, °A Рис. 3. Спектральная яркость ночного неба в диапазоне длин волн 500 – 4000.

Измерения проводились в экваториальных областях. Для диапазона 800 – 1500 данные из работы [9] измерения на спутнике, 1800 -2500 из работы [8], 2500 – 4000 - измерения на высотных ракетах [7]. Данные усреднены с шириной 15. Рисунок из работы [10].

Измерения, выполненные с использованием дифракционных решеток с периодом 1200 штрихов на миллиметр, позволяют получить спектральное разрешение =5. Данные этих измерений показывают, что спектр излучения ночного неба не является сплошным, а представляет собой сложную суперпозицию разрешенных переходов различных компонентов верхней атмосферы.

Наиболее детально спектральная яркость ночного неба изучена в работе, выполненной в обсерватории Китт-Пик (г. Тусон, США) [11].

Обсерватория Китт-Пик расположена на высоте 2064 метров над уровнем моря в штате Аризона, США. В этой обсерватории спектр свечения ночного неба изучался в области длин волн =3100 – 10000 с разрешением =5.

На рис. 4 представлена часть этих данных для диапазона длин волн 3100 – 4400. Свечение атмосферы происходит в основном при дискретных атомных или молекулярных переходах между колебательными и вращательными подуровнями электронных состояний молекул, и в силу этого обстоятельства спектры излучения имеют линейчатый характер (полосы излучения).

На рисунке отмечены положения линий переходов в молекулярном кислороде: система полос Герцберга I, соответствующая переходу из возбуждённого состояния O2 ( A3 u ) в основное состояние O2 ( X 3 ), и + g система полос Чамберлейна, соответствующая переходам из возбуждённого состояния O2 (C 3 U ) в основное состояние O2 ( a 1 g ). На рисунке отмечены также положения линий переходов в атомах ртути с особенно сильным переходом =4358, и переход в первой отрицательной системе состояний ионизированной молекулы азота N 2+ ( B 2 u ) N 2+ ( X 2 g ) с длиной волны + =3914. Многие экспериментально наблюдаемые линии удается отождествить с конкретным излучателем, но остается часть, особенно слабых линий, происхождение которых не выявлено. Интенсивности всех эмиссий зависят сложным образом от степени освещённости верхней атмосферы, от её плотности, температуры и состава на высотах излучения, от солнечной и геомагнитной активностей. Интенсивность свечения зависит от широты (по-разному для различных эмиссий), а также меняется в течение суток с максимумом вблизи полуночи.

2,5 3+ 3 O2 Herzberg I (A u -- X g) ' 6 7 2,0 3 O2 Chamberlain (C u -- a g) ' 4 1,5 1 2 5 + N2 (O--O) R/°A 1, 0, Hg 0, 3000 3200 3400 3600 3800 4000 4200 Длина волны (°A) Рис. 4. Ультрафиолетовая и видимая части спектра излучения ясного ночного неба в безлунную ночь. Данные работы [11].

Отмечена положительная корреляция для свечения атмосферы в эмиссии линии 5577 с числом солнечных пятен и потоком солнечного излучения на длине волны 10,7 см.

На рис. 5 представлено сравнение результатов измерений яркости ночного неба, полученных в обсерватории Кит Пик в 1968 году с разрешением =5 – чёрная линия [11], и в обсерватории Паломар в 2005 году с разрешением =15, в диапазоне длин волн 4000 – 7000 – красная линия [12]. На рисунке отмечены линии испускания атомарного иона кислорода с особенно сильной линией =5577, а также атомов натрия и ртути. По данным обсерватории Кит Пик линия излучения кислорода = составляет 44 Рэлей/. Основное отличие в данных связано с влиянием натриевых ламп высокого давления, используемых для освещения в окрестностях обсерватории Паломар. На рисунке видно влияние ламп высокого давления в области длин волн 530 – 660 нм, используемых для освещения улиц в ночное время суток. Основной вклад в этот диапазон вносит излучение атомов натрия от натриевых ламп высокого давления.

Этой компоненты почти нет в спектре, измеренном в 1968 году в обсерватории Кит Пик.

OI Palomar 2005 44 R/°A Kitt Peak ЛВД Na R/°A 5 Hg 300 350 400 450 500 550 600 650 Длина волны, нм Рис. 5. Часть спектра излучения ясного ночного неба в безлунную ночь. Черная кривая - данные обсерватории Кит Пик [11] получены в 1968 году. Красная линия – данные обсерватории Паломар 2005 года [12]. Отмечены переходы в атомарном кислороде OI, ртути и натрии. Кроме того обозначена область спектра излучения натриевых ламп высокого давления - ЛВД.

В дальнейшем, изучением яркости ночного неба в более узком диапазоне длин волн и с худшим разрешением (10 ), в этой обсерватории занимались регулярно и результаты сравнительного анализа полученных за десятилетние наблюдения данных опубликованы в [14]. Особенно остро для наблюдательной астрономии встает вопрос о яркости ночного неба в связи с увеличением ночной освещенности городов и появлением новых бытовых и технологических источников света, таких как ртутные лампы и натриевые лампы высокого давления, рассеянное атмосферой излучение которых сильно загрязняет естественную яркость ночного неба [13].

Одной из наиболее сильных эмиссий верхней атмосферы является красное свечение в линиях дублета = 6300 и 6364, сопровождающее переходы 1D 3P2 и 1D 3P1 в атомарном кислороде. Интенсивность свечения красного дублета атомарного кислорода в средних широтах составляет до десятка килоРэлей (кР) в дневное время и уменьшается на порядок ночью.

Зелёная линия = 5577 в свечении атмосферы, появляющаяся на высотах 90–100 км в слое толщиной 30–40 км и на высотах 200 км в более широком слое, связана с запрещённым переходом 1S 1D в атомарном кислороде. Интенсивность дневного свечения зелёной линии составляет 1-3 кР днём и 250 Рэлей в ночное время.

Как предполагалось ранее, возникновение свечения с этой длиной волны обусловлено одноступенчатым механизмом Чемпена (Chapman), основанным на рекомбинации атомов кислорода:

O + O + O O2 + O*(1S) O2 + O(1S)+h.

Подробно этот механизм и его экспериментальное обоснование рассмотрены в работе [3].

В настоящее время принято считать [15], что основным механизмом возбуждения атома кислорода является двухступенчатый механизм Барта (Barth) [16]:

O + O + M O2* + M O2* + O(3P) O2 + O*(1S), где под М понимается любая молекула из состава атмосферы.

Другие эмиссионные линии - это красная = 6300, появляющаяся в случае диссоциативной рекомбинации О+2 :

O2* + e O*(1D,1S) + O.

В этой реакции выход возбужденного атома кислорода в состоянии 1D близок к единице, а в состоянии 1S около 0,1.

Другие эмиссионные линии связаны с возбужденными состояниями азота:

NI 5198/5201 и NI 5890/5896.

Исключение составляет относительно слабое континуальное излучение с максимумом в области зелёной части видимого спектра. Предполагается, что это излучение связано с процессом фотоассоциации:

NO + O NO2 + h Механизмы возникновения свечения атмосферы выяснены ещё не полностью. Наблюдения спектров свечения атмосферы и вариаций его интенсивности в зависимости от гелиогеофизических условий широко используются для получения данных о химическом составе, плотности, температуре и других свойствах атмосферы на больших высотах.

Измерения яркости ночного неба проводятся довольно регулярно, и неполный перечень основных пунктов наблюдения приводится в таблице 1.

Таблица. 1. Обсерватории, публикующие данные по наблюдениям яркости ночного неба.

Высота над уровнем Обсерватория Местоположение Ссылка моря (м) г. Тусон, Аризона, США Китт-Пик 2064 [11] Маунт Вилсон Калифорния, США 1742 [5] Калар-Альто Андалузия, Испания 2168 [6] Паломар Калифорния, США 1713 [5] Паранал Чили 2635 [18] Ла Сила Чили 2350 [19] Мауна Кеа Гавайи, США 2800 [20] Испано-германский астрономический центр Калар-Альто, расположенный на высоте 2168 м в горах Андалузии (Испания) регулярно проводит измерения спектральной яркости ночного неба и публикует результаты [6]. Измерения проводились в период с 1989 по 1993 годы для следующих длин волн 3500, 3920, 4030 (=90 ), 4670, (=250 ) и 5800 (=120 ). Кроме этого использовались широкополосные, стандартные U, B, V, R, I фильтры Джонсона, функции пропускания которых представлены на рис. 6. Максимумы пропускания соответствуют длинам волн U – 3500 ;

B – 4350 ;

V - 5250 ;

R - 5940 ;

I 7850. Полосы пропускания этих фильтров лежат в диапазоне 120 – 250 нм.

1, стандартные фильтры Джонсона 0, Прозрачность, (1-100%) 0, U 0, B 0,6 V I R 0, 0, 0, 0, 0, 0, 300 400 500 600 700 800 900 1000 1100 Длина волны, нм Рис. 6. Функции пропускания стандартных фильтров UBVRI системы Джонсона.

Данные по яркости ночного неба в обсерватории Паломар (Калифорния, США), расположенной на высоте 1713 м, опубликованы в работе [5].

Регистрация в диапазоне длин волн 3200 11000. Спектральное разрешение в области длин волн 5800 составляло 80, а для не хуже 160. В этой же публикации приводятся данные обсерватории Маунт Вильсон (Калифорния, США), полученные при спектральном разрешении ( = 20 – 40 ) для длин волн 3580 7400.

На рис. 7 представлены спектральные данные по яркости ночного неба, измеренные в одну из лунных ночей в мае 2005 года [12] – штриховая линия. Спектр рассеянного лунной солнечного света изображен штрих пунктирной кривой, а сплошная линия представляет собой разность этих двух спектров и соответствует яркости ночного неба в безлунную ночь. На рисунке отмечены переходы в атомах Na, Hg, идентифицированные переходы Sc и атомарного кислорода OI, полосы переходов гидроксила ОН и область излучения натриевых ламп высокого давления (ЛВД).

Паломар, май 2005 OI (557,7 нм) Яркость, 10 Вт/(м ср нм) Hg Na (ЛВД) Na - OI а Л ун 3 (630,0;

636,3 нм) 2 Sc (508,1 нм) OH Sc(474,4 нм) 1 OH 400 450 500 550 600 650 Длина волны, нм Рис. 7. Спектральная яркость ночного неба обсерватории Паломар в видимом диапазоне – штриховая линия. Штрих-пунктирная линия - вклад лунного света в рассматриваемую область спектра. Сплошная кривая – яркость неба без лунной компоненты.

На рисунке отмечены переходы в атомах Na, Hg, идентифицированные переходы Sc и атомарного кислорода OI, полосы переходов гидроксила ОН и область излучения ламп высокого давления (ЛВД). Рисунок из работы [12] Как уже отмечалось ранее, свет от искусственных источников, рассеянный атмосферой, представляет серьёзную проблему для наземной наблюдательной астрономии [17]. На рис. 8 представлены спектры излучения стандартных промышленных источников света, используемых как для освещения городов и поселков, так и для различных технических нужд. На рисунке видно, что натриевые лампы низкого давления обладают более узким спектральным диапазоном и являются более предпочтительными с точки зрения наблюдательной астрономии. Следует отметить, что в последнее время для повышения светоотдачи ртутных ламп стали добавлять железо, присутствие которого в газоразрядном пространстве существенно изменяет спектральную характеристику.

1 NaВД 2 NaНД 5 3 Hg 4 Hg-Fe Светимость, у.е.

4 Na Hg 250 300 350 400 450 500 550 600 650 700 750 Длина волны, нм Рис. 8. Сравнение спектров излучения искусственных источников света – 1- натриевых ламп высокого давления (NaВД), 2 – натриевых ламп низкого давления (NaНД), 3 - ртутных ламп (Hg) и 4 – ртутные лампы с парами железа (Hg-Fe). Приводятся положение основных переходов в атомах натрия Na и ртути Hg.

Данные Обсерватория Паранал (Чили), расположенной на высоте 2635 м, собраны в период с 2000 по 2001 годы. Данные получены в видимой части спектра как с низким спектральным разрешением ( = 100 – 150 нм), так и с высоким разрешением =2,2 нм [18].

Южная Европейская Обсерватория Ла Силла (Чили) (высота 2350 м) опубликовала данные наблюдений яркости ночного неба за период с 1978 по 1988 годы. Данные получены для пяти длин волн 3500, 3840 (спектральное разрешение =175 ), 4160 (=140 ), 4670 и 5470. Кроме этого с использованием интерференционных фильтров получены данные для двух длин волн =5010 (=20 ) и 4870 (=27 ) [19].

Десятилетний цикл наблюдений яркости ночного неба проведен в период с сентября 1985 по август 1996 года в обсерватории Мауна Кеа [20] Ракетные эксперименты.

Надежные данные по яркости ночного неба в ультрафиолетовом диапазоне из-за влияния озонового слоя можно получить лишь в высотных экспериментах при запуске ракет и космических летательных аппаратов.

Для более подробного понимания фотохимических процессов, происходящих в верхних слоях тропосферы и приводящих к появлению свечения этих слоев, в 80-ые годы прошлого века был поставлен ряд экспериментов по непосредственной регистрации излучения внутри верхних слоёв атмосферы с помощью приборов, установленных на высотных ракетах [21,22]. В проведенных экспериментах измерялась интенсивность излучения в безлунную ночь для широкого диапазона длин волн от ультрафиолета =2750 до инфракрасной области =16100.

На рисунках 9-11 представлены типичные результаты работы [22] по регистрации интенсивности излучения с длинами волн =3200 (= ), =3300 (=87 ) и =3700 (=26 ) в зависимости от высоты над уровнем моря. Данные получены независимо в разных полётах, выполненных в разное время. Как видно из рисунков, максимальная интенсивность излучения для всех длин волн соответствует высотам от до 100 км над уровнем моря. Для излучения с длиной волны = одной из линий серии Герцберга O2 ( Au3+ ) максимальная объёмная скорость испускания фотонов лежит в диапазоне 300-350 фотон/(см3·с) на высоте км, что соответствует полной светимости столба излучающего слоя атмосферы 1 см2 2,69 3,3108 фотон/(см2·с) в 4 радиан. Для излучения другой линии серии Герцберга O2 ( Au3+ ) с длиной волны =3300 максимум объёмной скорости составляет 275 фотон/(см3·с), а светимость 3, фотон/(см2·с) в 4 радиан. Для излучения с длиной волны =3700 одной O2 ( A' 3 u ) из линий серии Чамберлейна наибольшая скорость фотон/(см3·с) на высоте 95 км, а полная светимость столба излучающего слоя равна 1,5108 фотон/(см2·с) в 4 радиан.

350 P227H 3,3 108 см-2 с- = 3200 °A P230H 2,69 108 см-2 с- =150 °A P231H 3,72 108 см-2 с- фотон /(см с) 80 90 100 110 Высота (км) Рис. 9. Высотный профиль объёмной скорости испускания фотонов в полосе 3+ спектральной линии =3200 из серии Герцберга O2 ( Au ), измеренный в разных полётах.

Числа у обозначения экспериментальных данных представляют собой поток фотонов из всего столба излучающей атмосферы.

=3300 °A 8 -2 - P229H 3,1 10 см с =87 °A фотон /(см с) 80 90 100 110 Высота (км) Рис. 10. Высотный профиль объёмной скорости испускания фотонов в полосе 3+ спектральной линии =3300 из серии Герцберга O2 ( Au ).

P229H 1,5*108 см-2с- 160 O2(A' u) Chamberlain =3700 °A =26 °A фотон /(см с ) 80 90 100 110 Высота (км) Рис. 11. Высотный профиль объёмной скорости испускания фотонов в полосе спектральной линии =3700 из серии Чамберлейна O2 ( A u ) ' Баллонные и наземные эксперименты.

В связи с развитием научных программ по регистрации космических частиц сверхвысоких энергий (E 1017 эВ) с помощью наблюдений вспышек излучения в атмосфере, которыми сопровождаются акты взаимодействия таких сверхэнергичных космических частиц с ядрами атомов атмосферы, проводимых с орбитальных космических аппаратов, в последние годы опять возрос интерес, как к спектральному составу, так и к интенсивности фонового излучения ночного неба. Измерения фонового излучения ночного неба проводились как на поверхности Земли [23], так и с помощью высотных аэростатов и привязных воздушных шаров [24-29].

Наземная станция, расположенная в местечке Piano Battaglia на Сицилии на высоте 1500 м над уровнем моря, проводила измерения яркости ночного безоблачного неба в безлунные ночи в диапазоне длин волн 3000 – 6500, как для излучения падающего сверху, так и для отраженного от гористой местности, расположенной на удалении 1 км от детектора [23]. В экспериментах использовались два широкополосных фильтра BG1 для длин волн 2800 – 5000 и U300 с пропусканием в области 2500 – 4000, а также два узкополосных фильтра с шириной пропускания 100 для длин волн 3370 и 3910. Данные этой работы приведены в таблице 2.

Таблица 2. Интенсивность излучения ночного неба и отраженного от горной местности в различных областях спектра. Данные работы [23].

полоса Небо (зенит) в ед. 107 Горы (1 км) в ед. 107 Отношение Фильтр и фотон·см-2·с-1·ср-1 фотон·см-2·с-1·ср- пропускания Без фильтра 19±4 13±2 0,68±0, (3000-6500) BG1 (3000-5000) 6,4±1,1 2,7±0,5 0,42±0, U300(3000-4000) 3,2±0,6 0,71±0,14 0,48±0, 3370±40 0,58±0,06 0,16±0,02 0,27±0, 3910±40 0,39±0,08 0,14±0,03 0,36±0, Ряд экспериментальных работ по измерению, как яркости ночного неба, так и интенсивности излучения, отраженного поверхностью Земли, был поставлен как на высотных аэростатах, находящихся в свободном полете на высотах 29 - 36 км над уровнем моря [24-27], так и на привязных баллонах [28,29].

Экспериментальная установка “BABY” использовалась в 1998 – годах в аэростатных измерениях излучения ночного безоблачного неба, отраженного от суши и поверхности Средиземного моря, в диапазонах длин волн 3000 – 4000. Высота полета аэростата от 15 до 39 км. Типичный профиль зарегистрированного во время полета 11 июля 2002 года излучения представлен на рис. 12, данные работы [25]. Помимо широкополосного фильтра для длин волн 3910, 3570 и использовались интерференционные фильтры с полосой пропускания 100.

города 11 июля 2002 г.

светимость 10, фотон/(cм с ср) о. Сицилия, H=39 км = 3000 - 4000 °A 3910 °A 3570 °A =100 °A 10 3370 °A над сушей над морем восход - 0,0 0,5 1,0 1,5 2,0 2,5 3,0 3,5 4,0 4,5 5,0 5,5 6, местное время (час) Рис. 12. Полетный профиль зарегистрированного излучения в эксперименте “BABY” 11 июля 2002 года для широкого диапазона длин волн 3000 – 4000 и для узкополосых фильтров (=100 ).

На рисунке отмечены также районы, над которыми пролетал аэростат.

Заметно увеличение свечения при пролете над городами. Данные измерений в эксперименте “BABY” приводятся в таблице 3.

Таблица 3. Результаты измерений в эксперименте “BABY” в 1998-2002 годах [25].

Излучение в ед. Полоса поверхность Высота Год, источник фотон·см-2·с-1·ср-1 полета (км) 3000-4000 3,1 море 39 2002 [24] 3000-4000 8 Суша 30 2001 [23] 3000-5000 4,5 Море 26 1998 [25] 0,5 Море 39 2002 [24] 3370± 0,45 Море 39 2002 [24] 3570± 0,65 Море 39 2002 [24] 3910± Аналогичные измерения проводились в штате Техас в июле 2000 года на установке “Nightglow”, поднятой на аэростате на высоту 30 км [27]. В отличие от установки “BABY”, измеряющей свет идущий строго от поверхности Земли, телескопическая система установки “Nightglow” позволяла изменять зенитный угол регистрации от 45° – 180° (направление строго вниз) – 325° с шагом по углу равным 15°. Полоса пропускания фильтров, использованных при измерениях, равнялась 3000 – 4000. Типичная зависимость излучения ночного неба от зенитного угла наблюдения представлена на рис. 13. Пики интенсивности излучения при значениях углов 90° и 270° соответствуют направлению на «горизонт» и связаны с большим объёмом рассматриваемого телескопом светящегося слоя. Усредняя значения интенсивности для углов наблюдения 45° и 315°, в работе получили для интенсивности излучения, 6,91±0,341011 фотонов/(м2·с·ср).

направленного вниз, значение Для излучения, идущего от поверхности Земли, получили значение 3,81±0,841011 фотонов/(м2·с·ср), что неплохо согласуется с результатами работ [24,25].

= 300 - 400 нм 5 июля 2000, Техас Яркость 10, фотон /(cм ср с) H=30 км Nightglow 0 50 100 150 200 250 300 Зенитный угол (град) Рис. 13. Зависимость интенсивности свечения ночного неба от зенитного угла наблюдения. Данные работы [27] И, наконец, следует отметить результаты измерений, полученные на установке “Сфера-1” [28,29]. Измерения на привязном аэростате проводились в районе г. Вольск, высота подъёма аэростата равнялась 1 км, использовался светофильтр УФС-1 с полосой пропускания 3000 – 4000. По результатам этих измерений был определён световой фон в диапазоне длин волн 3000 – 4000, равный 3,8±0,91011 фотонов/(м2сср), а в диапазоне 3000 – 6000 в 15 раз выше.

Эксперименты на спутниках Земли.

Впервые результаты измерений свечения ночного неба, выполненные на спутниках Земли, были опубликованы в 1965 году [30]. Данные получены по результатам полета космического аппарата «Космос-45», запущенного сентября 1964 года на околоземную орбиту с апогеем 327 км и перигеем 206 км.

На рис. 14 представлены данные наблюдений в безлунную ночь, для интервала длин волн 2600 – 4000. Вариации в яркости связаны с изменениями облачности в районах пролета спутника, а минимальное значение 2, фотон/(см2сср) соответствует чистому безоблачному небу.

С учетом отражения и рассеяния излучения в подстилающих слоях атмосферы, в работе по зарегистрированной яркости восходящего излучения делается оценка минимальной мощности излучения, падающего 3, сверху на поверхность Земли, которая даёт значение в фотон/(см2сср). В этой же работе приводятся результаты измерений интенсивности излучения в зависимости от фазы луны. Максимальная величина 3,0109 фотон/(см2cср) для диапазона длин волн 3100 – соответствует полной фазе луны при её высоте над горизонтом 90°.

Космос-45 (1964) 10 фотон/( см с cр ) =260-400 нм полночь -3 -2 -1 0 1 2 3 Местное время (час) Рис. 14. Зависимость интенсивности излучения атмосферы Земли, зарегистрированной на космическом аппарате «Космос-45», от местного времени в диапазоне длин волн 2600 – 4000. Данные работы [30] Результаты аналогичных измерений, проведенных на европейском спутнике OGO-4 в период с августа 1967 года по сентябрь 1968 года, приведены в работе [31]. Высота орбиты спутника составляла от 408 км в перигее до 960 км в апогее. Измерения в работе [31] опубликованы для трех длин волн =3914, 5577 и 6225, полоса пропускания фильтров =50.

Измеренная вдоль трассы полета спутника OGO-4 яркость сопоставлялась с фотографическими изображениями местности, над которыми пролетал спутник, полученными со спутника ESSA-5 спустя 12 часов после пролета OGO-4.

На рис. 15 представлены результаты работы [31] для длины волны излучения =3914, полученные в лунную (пунктир) и безлунную (сплошная кривая) ночи, пересчитанные из энергетических единиц (эрг/(см2сср)) в единицы удобные для сравнения с результатами работы [30] - (фотон/(см2сср)).

На рисунке отмечены также области, над которыми пролетал спутник. Видно, что сплошная облачность за счет отражения увеличивает в несколько раз интенсивность излучения, а лунный свет увеличивает яркость в 10-20 раз.

OGO-4 (1967) Светимость, 10 фотон/(см c ср) = 3914 °A = 50 °A Полнолуние Протяжённая облачная Сахара система океан Безлунная ночь - 36 32 28 24 20 16 12 Географическая широта, °N Рис. 15. Интенсивность излучения атмосферы Земли вдоль трассы полета спутника OGO-4 в зависимости от широты местности для длины волны 3914. Данные работы [31] пересчитаны в единицы фотон/(см2·с·ср) Светимость, 10 фотон/(см с ср) OGO-4 (1967) =5577 °A Полнолуние =50 °A 10 Протяжённая облачная система океан Сахара Сахара Безлунная ночь 36 32 28 24 20 16 12 Географическая широта, °N Рис. 16. Интенсивность излучения атмосферы Земли вдоль трассы полета спутника OGO-4 в зависимости от широты местности для длины волны 5577. Данные работы [31].

На рис. 16 представлены данные работы для самой интенсивной линии в излучении верхних слоёв атмосферы – линии атомарного кислорода с длиной волны 5577.

Светимость, 10 фотон/(см с ср) OGO-4 (1967) Полнолуние =6225 °A =50 °A Песчаное море Каланшо Рассеянная Сахара облачная 10 система океан Безлунная ночь 32 28 24 20 16 12 Географическая широта, °N Рис. 17. Интенсивность излучения атмосферы Земли вдоль трассы полета спутника OGO-4 в зависимости от широты местности для длины волны 6225. Данные работы [31].

На рис. 17 представлены данные этой же работы для длины волны излучения =6225, полученные в лунную ночь – штриховая линия и безлунную ночь - сплошная кривая. Пики интенсивности при пролёте над песчаным морем Каланшо в пустыне Сахара авторы связывают с факелами на новых нефтяных скважинах в этом нефтеносном районе.

Если учесть что ширина спектрального диапазона прибора на Космосе- по данным работы [30] равна 1400, то результаты этих двух работ хорошо согласуются между собой (смотри рис.15).

В 2005 году опубликованы данные об ультрафиолетовом свечении неба, полученные на спутнике «Университетский-Татьяна» [32], Спутник был запущен с космодрома «Плесецк» 20 января 2005 года на орбиту высотой 960 км. По результатам наблюдения в диапазоне длин волн 3100 – интенсивность свечения неба в безлунную ночь составляла 3, фотон/(см2·c·ср).

В научную программу входило также изучение влияния фаз Луны на регистрируемую интенсивность ультрафиолетового излучения. На рис. представлена средняя интенсивность излучения на ночной стороне Земли в зависимости от фазы Луны по данным за февраль 2005 года [32]. Под фазой Луны понимается доля (в %) освещённой Солнцем поверхности Луны февраль 2005 г.

= 300 - 400 нм 10 фотон/(см c ср) 2 "Татьяна" (2005) 0 20 40 60 80 "Фаза" Луны (%) Рис. 18. Зависимость средней интенсивности излучения атмосферы на ночной стороне Земли вдоль трассы полета спутника «Татьяна» в зависимости от фазы Луны [32] Как видно на рис. 18, средняя интенсивность излучения зависит не прямо пропорционально фазе Луны. Это связано с тем, что при данной фазе интенсивность Лунного света, рассеянного атмосферой, зависит ещё и от угловой высоты Луны над горизонтом.

Свет Луны рассеивается не только атмосферой Земли, но также и поверхностью Земли и облаками, поэтому интенсивность излучения, регистрируемого на орбите спутника, существенно зависит от отражательных характеристик поверхностей этих объектов. Рассеяние на поверхности принято характеризовать спектральным коэффициентом альбедо А(), который равен отношению интенсивности рассеянного излучения к интенсивности падающего. Альбедо поверхности определяется свойствами и состоянием поверхности Земли и зависит от угловой высоты источника первичного излучения. Альбедо снежной поверхности может достигать 99%. Альбедо водной поверхности зависит как от глубины водоёма и прозрачности воды, так и от степени волнения, и его значения находятся в пределах 4 – 20 %. Альбедо почвы зависит от типа растительности, а альбедо поверхности свободной от растительности зависит от цвета, структуры и влажности почвы. Самым большим альбедо обладает белый песок – 40 %.

В зависимости от лунной фазы, азимутальной высоты Луны и состояния облачного покрова, интенсивность излучения может увеличиваться в 100-200 раз [32].

Следует отметить работы, проводимые на международной космической станции с помощью спектрометра «Фиалка ВМ Космос», по измерению ультрафиолетовой части спектра излучения атмосферы при её возмущении спускаемыми космическими аппаратами [33]. Рабочий спектральный диапазон многоканального спектрометра 2000 - 9000, в области чувствительности первого канала 2000 - 3600 используется четыре сменных фильтра для длин волн: 2600±60, 2920±75, 3100±60 и 3370±75.

Чувствительность фоторегистратора 2·10-18 Вт/см2.

Таблица. 4. Экспериментальные данные по измерению яркости ночного неба.

Эксперимент Ссылка Комментарии фотон/(cм2·с·ср) Излучение снизу. =3000- Nightglow [27] 3, Высота полета баллона 33,5 км Излучение сверху. =3000- Nightglow [27] 6, Высота полета баллона 33,5 км Излучение снизу. =3000- [25] 3,1 (море) BABY (2001) 8,0 (суша) Высота полета баллона 39 км Высота полета над морем 39 км.

5,0 337 нм (=10 нм) BABY (2002) [26] 4,5 357 нм (=10 нм) 6,5 391 нм (=10 нм) Ракета.

Hennes [7] 3, Излучение сверху. =2510- Наземная станция. =3000- Piano Battaglia [23] 3,2±0, Излучение сверху Наземная станция. =3000- HiRes [26] 2, Излучение сверху Наземная станция г. Вольск.

СФЕРА-1 [28] 3,8±0, =3000- Ст. Новолазаревская. =3000- СФЕРА [29] 6, Полярные сияния =2600–4000. Высота орбиты «Космос-45» [30] 3, спутника 206-327 км. Оценка излучения, падающего на Землю.

Высота орбиты спутника 408-960 км.

OGO-4 [31] 1,7 – 7, =3914, =50. В зависимости от подстилающей поверхности и состояния облачности.

=3100-4200. Высота орбиты “Татьяна” [32] 3,0 – 30, спутника 950 км. Изучено влияние разных фаз Луны на интенсивность излучения.

Моделирование аэростатных и наземных наблюдений Для моделирования экспериментальных наблюдений яркости ночного неба в высотных и наземных измерениях мы можем использовать данные по объёмной скорости испускания фотонов в высоких слоях атмосферы, полученные в работе [22]. Высотные профили объёмной скорости испускания фотонов для трёх длин волн =3200, 3300 и = представлены на рисунках 9-11. Рассмотрим задачу о распространении фотонов, испущенных из цилиндрического слоя радиуса R = 100 км и толщиной HL = 30 км и расположенного на высоте HL = 120 км (см рис.

19). Регистрация фотонов и направления их движения происходит на высоте HR. В расчетах учитывалось многократное диффузное отражение фотонов от поверхности Земли введением в расчеты альбедо земной поверхности. Учитывалось наличие аэрозоля в области от поверхности Земли до высоты HА.

Z R }HL 4 Hr HL HA Y X Рис. 19. Геометрия моделируемого эксперимента по регистрации излучения верхних слоёв атмосферы. Радиус цилиндрической области - R, высота излучающего слоя атмосферы - HL, его толщина - HL, регистрация на высоте - HR, предельная высота аэрозоля - HА.

В квазистационарном приближении уравнение переноса электромагнитного оптического излучения для спектральной J (s, ), интенсивности излучения распространяющегося вдоль произвольного луча s в направлении, может быть представлено в виде [34-36]:

J (s, ) + [ (s) + (s)] J (s, ) = J (s) + em s (1) (s) (s;

', )J (s, ')d '.

+ 4 '= (s;

', ) Здесь: – спектральная индикатриса рассеяния электромагнитного излучения, распространяющегося вдоль направления, задаваемого вектором, и рассеянного в направлении, задаваемом вектором. (s) и (s) - объемные спектральные коэффициенты em поглощения и рассеяния излучения в среде, J (s) – объёмный спектральный источник электромагнитного оптического излучения, который далее будем считать изотропным.

Основными процессами, влияющими на распространение в атмосфере излучения диапазона видимых длин волн, являются рассеяние на флуктуациях плотности атмосферы (обычно называемое рэлеевским или молекулярным рассеянием), а также поглощение и рассеяние аэрозольными частицами. Для моделирования прохождения излучения сквозь неоднородную среду воспользуемся разработанной нами моделью, изложенной в работе [1]. В модели учитывалось многократное рэлеевское рассеяние фотонов компонентами стандартной атмосферы, а также поглощение и рассеяние аэрозольными частицами. Для численного решения уравнений этой теоретической модели методом Монте-Карло был модифицирован созданный нами ранее программный комплекс Rayleigh_MC [1].

При моделировании прохождения излучения через неоднородную среду для каждого рассматриваемого в расчетах фотона прослеживается его история от начальной координаты (точка рождения фотона) до точки его регистрации, или точки поглощения, или координаты выхода из рассматриваемой в расчетах области пространства. От места своего рождения до точки взаимодействия с компонентами среды фотон движется прямолинейно. Вероятность рассеяния фотона в данном направлении определяется индикатрисой рассеяния.

В общем случае индикатриса рассеяния p(', ) определяется так, что вероятность рассеяния фотона в направлении, лежащем в телесном угле с координатами (,), отсчитываемыми от направления (рис. 18), может быть записана в следующем виде:

p (, )d dp (',) =.

Если распределение по азимутальной координате равновероятно и не зависит от распределения по широтной координате, то можно записать:

p ( )d p ( ) sin( )d dp (',) = dP dP = 2 Выборочное значение азимутальной координаты вылета фотона, с учетом её закона распределения dP, определяется математическим ожиданием, как значение интеграла от функции распределения:

= dP = Для широтной координаты получаем аналогичное соотношение:

= dP Z Y ' X Рис. 20. Схема рассеяния фотона в направлении от первоначального направления '.

Независимо от способа моделирования индикатрисы рассеяния, после того как определены координаты и необходимо перейти из системы координат «фотон-рассеиватель» в лабораторную систему координат.

В лабораторной системе координат вектор направления скорости фотона до рассеяния можно представить в виде:

' = '1 i + ' 2 j + '3 k, а вектор направления скорости фотона после рассеяния:

= 1 i + 2 j + 3 k Косинус угла между этими двумя векторами (угол рассеяния):

µ = (, ' ) Координаты направления движения рассеянного фотона определяют ся с помощью аналитических выражений:

1 µ 1 = '1 µ ( ' 2 sin( ) + '1 '3 cos( )) 1 ' 1 µ 2 = ' 2 µ + ( '1 sin( ) ' 2 '3 cos( )) 1 ' 1 µ 3 = '3 µ + (1 '3 ) cos( ) 1 ' Далее, после определения направления рассеянного фотона, необходимо оценить его длину пробега до следующего акта взаимодействия с компонентами среды.

Алгоритм розыгрыша длины пробега в неоднородной среде заключался в следующем: с учетом индикатрисы рэлеевского рассеяния определялись направление движения и длина пробега фотона для однородной атмосферы. Затем от начальной координаты вдоль траектории движения фотона вычислялась оптическая толща неоднородной среды l = (z)dl, l где (z) – объемный коэффициент рассеяния среды для высоты z над уровнем моря. Длина траектории от точки l1 до l2, на которой набиралась оптическая толща среды эквивалентная длине пробега в однородной атмосфере и выбиралась в качестве длины пробега.

Координаты рождения фотонов определяются с помощью функции распределения скоростей рождения фотонов, полученных, например, экспериментально [22].

Весь излучающий слой толщиной HL = 30 км разбивался на более тонкие слои толщиной 1 км, и в каждом слое, с учетом зависимости интенсивности излучения от высоты, представленных на рисунках 9-11, разыгрывались координаты рождения фотонов. Далее для каждого фотона прослеживалась его история прохождения через неоднородную среду с учетом отражения от поверхности Земли. Регистрация фотонов излучения проводилась в плоскости z= HR. Регистрировалось полное число фотонов на высоте HR, а также число фотонов, пришедших сверху и со стороны Земли.

В расчетах рассматривались три типа аэрозольных профилей атмосферы “Континентальный-1”, “Морской-1” и “Морской-2” рекомендованные в [37]. Зависимость коэффициентов поглощения от высоты для этих моделей представлена на рис. 21. В расчетах использованы параметры стандартной атмосферы [37]. Индикатрисы рассеяния для аэрозольных частиц из-за малости их размеров выбирались, как и для газовых компонентов, - рэлеевскими.

Уравнение (1) должно быть дополнено граничными условиями.

Фотоны свободно покидают область через боковую поверхность цилиндра и верхнее основание цилиндра. В данной работе считалось, что на границе земной поверхности происходит диффузное отражение излучения. Альбедо земной поверхности задавалось согласно справочным данным [37].

- Профиль аэрозоля Коэффициент поглощения (км ) - Континентальный- - 10 Морской- Морской- - - - 0 2 4 6 8 10 12 Высота (км) Рис. 21. Зависимость коэффициента поглощения от высоты над уровнем моря для длины волны 391,4 нм для различных моделей аэрозолей [37].

Ниже приводятся результаты математического моделирования методом Монте-Карло переноса ультрафиолетового излучения верхних слоёв атмосферы для трёх длин волн (3200, 3300 и 3700 )в безоблачной неоднородной воздушной среде с учётом молекулярного (рэлеевского) рассеяния, а также рассеяния и поглощения на аэрозольных частицах различной природы. Высотные профили скоростей испускания фотонов для этих длин волн взяты из работы [22] и приведены на рис. 9 – 11.

Таблица 5. Плотности потока излучения верхних слоёв атмосферы для разных длин волн, регистрируемые на высоте 30 км. Профиль аэрозоля «Морской-2», альбедо Земли 0, Длина волны и «Сверху» в единицах «Снизу» в единицах 106 фотон/(см2·с·ср) 106 фотон/(см2·с·ср) интервал () 14,2 10,1 4,7 3, 3200 (150) 3300 (87) 11,7 4, 3700 (26) 5,6 1, Таблица 6. Плотности потока излучения верхних слоёв атмосферы для разных длин волн, регистрируемые на высоте 1 км Профиль аэрозоля «Морской-2», альбедо Земли 0, Длина волны и «Сверху» в единицах «Снизу» в единицах 106 фотон/(см2·с·ср) 106 фотон/(см2·с·ср) интервал () 0,6 0,4 0,25 0, 3200 (150) 3300 (87) 0,5 0, 3700 (26) 0,12 0, Таблица 7. Плотности потока излучения верхних слоёв атмосферы для разных длин волн, регистрируемые на высоте 30 км. Профиль аэрозоля «Морской-1», альбедо Земли 0, Длина волны и «Сверху» в единицах «Снизу» в единицах 106 фотон/(см2·с·ср) 106 фотон/(см2·с·ср) интервал () 13,6 9,8 4,4 3, 3200 (150) 3300 (87) 11,2 3, 3700 (26) 5,4 1, Таблица 8. Плотности потока излучения верхних слоёв атмосферы для разных длин волн, регистрируемые на высоте 1 км. Профиль аэрозоля «Морской-1», альбедо Земли 0, Длина волны и «Сверху» в единицах «Снизу» в единицах 106 фотон/(см2·с·ср) 106 фотон/(см2·с·ср) интервал () 6,8 4,9 2,4 1, 3200 (150) 3300 (87) 5,9 2, 3700 (26) 3,2 1, Таблица 9. Плотности потока излучения верхних слоёв атмосферы для разных длин волн, регистрируемые на высоте 30 км. Профиль аэрозоля «Континентальный-1», альбедо Земли 0, Длина волны и «Сверху» в единицах «Снизу» в единицах 106 фотон/(см2·с·ср) 106 фотон/(см2·с·ср) интервал () 13,8 9,8 4,4 2, 3200 (150) 3300 (87) 11,6 4, 3700 (26) 5,8 2, Таблица 10. Плотность потока излучения верхних слоёв атмосферы для разных длин волн, регистрируемая на высоте 1 км. Профиль аэрозоля «Континентальный-1», альбедо Земли 0, Длина волны и «Сверху» в единицах «Снизу» в единицах 106 фотон/(см2·с·ср) 106 фотон/(см2·с·ср) интервал () 6,8 4,9 2,7 1, 3200 (150) 3300 (87) 6,7 2, 3700 (26) 3,6 1, При сравнении результатов с экспериментальными данными следует учитывать спектральную ширину регистрируемого излучения, а также зависимость интенсивности излучения от длины волны - различие в десяток нм может привести к изменению интенсивности излучения в несколько раз.

Различие атмосферных условий также влияет на результаты измерений.

Кроме того, следует помнить, что расчёты относятся только к атмосферной компоненте регистрируемого излучения, в то время как экспериментально регистрируют и внеземную составляющую излучения. Внеземная составляющая в ультрафиолетовой области длин волн может составлять до 60% от наблюдаемой яркости ночного неба.

Как видно из таблиц 5-10, расчеты неплохо согласуются с полученными в экспериментах “BABY” и “Nightglow” данными, измеренными на высотах более 30 км. Для наземных наблюдений на высоте 1 км расчетные данные в 2 – 2,5 раза меньше, наблюдаемых величин [24], что вполне объяснимо ранее упомянутыми причинами. Как видно из результатов расчётов, различные типы аэрозолей существенно влияют на результаты регистрируемого излучения. Сильное поглощение для аэрозоля Морской-2 значительно ослабляет как нисходящее, так и отраженное излучения, при регистрации на высоте 1 км, и увеличивает отражённое излучение, регистрируемое на высоте 30 км.

Влияние облачности на результаты наземных наблюдений Для исследования процессов рассеяния и поглощения оптического излучения в облаках важнейшей характеристикой является распределение капель по размерам и содержание воды (концентрация облачных капель) вдоль направления распространения излучения.

Облака нижнего яруса располагаются на высоте от 0,5 - 2 км – кучевые, слоистые, слоисто-кучевые и слоисто-дождевые содержат только водные капли, которые при конвективном выносе их в верхние слои переохлаждаются. Размер капель для этих облаков колеблется от 1 до мкм, а содержание воды в жидкой фазе (водность) qlwc находится в пределах от 0,05 до 0,26 г/м3.

Облака среднего и верхнего ярусов (высота 2-4 км) состоят как из переохлажденных водных капель, так и ледяных кристаллов.

Поскольку слоистые и слоистообразные формы облаков согласно данным [37] встречаются наиболее часто и могут покрывать районы площадью до 107 км2, дальнейшие расчеты проводились для чисто водных слоистых облаков различного типа. Основные типы слоистой облачности и параметры распределений капель по размерам взяты из работы [40] и приведены в Таблице 11.

В работе [40] для слоистых облаков функция распределения капель по размерам предполагается логарифмически нормальной 2r ln ( r ) m N dn(r ), (2) = exp 2 ln ( ) 2 r ln( ) dr где N0 – концентрация частиц, наиболее вероятный радиус rm и ширина распределения. Используя функцию распределения (2) можно найти усредненные характеристики облаков, непосредственно определяющие их оптические свойства, такие как водность или содержание воды в облаке qlwc:

4 R qlwc = N 0 r 3n( r )dr, 3 r где - плотность воды, а R и r верхний и нижний пределы интегрирования.

Другими важными характеристиками являются коэффициенты рассеяния С расс, поглощения Спогл и их сумма или коэффициент экстинкции (ослабления) - Сэкст C экст = C расс + Cпогл.

Коэффициент рассеяния сферической каплей радиуса r рассчитывается по теории Ми [41] и усредняется по функции распределения (1):

R Csсat = N 0 Mie ( r, ) r 2 n( r )dr, scat r где Mie ( r, ) - сечение рассеяния Ми [41]. Аналогичным образом scat определяется и коэффициент ослабления Сэкст :

R Cэкст = N 0 Mie ( r, ) r 2 n( r )dr, ext r где Mie ( r, ) - сечение ослабления, рассчитываемое по теории Ми.

ext Минимальный и максимальный размер капель для определения пределов интегрирования для каждого типа облаков выбирается из таблицы 11.

На рис. 22 приведены функции распределения капель по размерам для облаков слоистого типа, параметры которых представлены в таблице 11.

Согласно теории Ми рассеяние сферическими частицами представляется в виде бесконечных рядов по степени дифракционного параметра x:

x= R0, (3) где - длина волны света, а R0 – радиус сферической рассеивающей частицы с показателем преломления n ( ). Оптический коэффициент преломления вещества частицы можно представить в виде комплексного числа:

n ( ) = ( ) + i ( ), и именно мнимая часть коэффициента преломления определяет поглощение излучения. Для воды мнимая часть коэффициента преломления для излучения в диапазоне длин волн (0,3 – 0,78 мкм) мала и лежит в пределах 1,6 10-9 – 1,6 10-7, следствием этого является очень низкое сечение поглощения света в этом диапазоне.

dn(r)/dr (см мкм ) - - 0 5 10 15 Радиус капли (мкм) Рис. 22. Распределение капель по размерам для разных типов слоистых облаков.

Обозначения: 1 - тонкие слоистые, 2 – слоисто-кучевые, 3 – чистые слоистые, 4 – загрязненные слоистые, 5 – сильнозагрязненные слоистые, 6 - высоко-слоистые Для шести типов слоистых облаков были рассчитаны коэффициенты ослабления и поглощения видимого света в диапазоне длин волн 0,2 – 1, мкм, усредненные по функции распределения (2) с параметрами, взятыми из таблицы 11. Результаты этих расчетов приведены на рис. 23 и 24. Видно из рисунков, что сечение рассеяния играет доминирующую роль в пропускании излучения в рассматриваемом диапазоне длин волн. Сечение рэлеевского (молекулярного) рассеяния для видимого света вблизи поверхности Земли значительно меньше сечений рассеяния капельками воды (рассеяние Ми), поэтому основной вклад в ослабление излучения будет вносить рассеяние на водяных каплях.

6 4 Коэффициент экстинкции (км ) - 5 3 0,2 0,3 0,4 0,5 0,6 0,7 0, Длина волны (мкм) Рис. 23. Коэффициент экстинкции видимого света для разных типов слоистых облаков. Обозначения: 1 - тонкие слоистые, 2 – слоисто-кучевые, 3 – чистые слоистые, – загрязненные слоистые, 5 – сильнозагрязненные слоистые, 6 - высоко-слоистые.

Толщины облаков в таблице 0, Коэффициент поглощения (км ) - 0,0020 0,0015 0, 0, 0, 0,3 0,4 0,5 0,6 0,7 0, Длина волны (мкм) Рис. 24. Коэффициент поглощения видимого света для разных типов слоистых водных облаков. Обозначения те же, что и на рис. Таблица 11. Типы слоистой облачности, параметры распределений капель по размерам и содержание воды согласно данным работы [40].

N0 (см-3) Тип Тип облачности rm (мкм) r, R (мкм) Тол- Вод облачности щина ность (км) qlwc (г/м3) 1 Thin stratus Тонкие слоистые 120 3,0 0,5-16,0 1,92 0,5 0, 2 Stratocumulu Слоисто-кучевые 350 3,5 0,5-12,0 1,79 0,5 0, s 3 Clean stratus Чистые слоистые 260 4,5 0,5-20,0 1,66 0,5 0, 4 Polluted Загрязненные 440 3,5 0,5-16,0 1,79 0,5 0, stratus слоистые 5 Highly Сильно 800 3,0 0,5-16,0 1,69 0,5 0, polluted загрязненные stratus слоистые 6 Altostratus Высоко-слоистые 430 4,5 0,5-13,0 1,66 1,25 0, Алгоритм расчета сечений рассеяния по теории Ми, использованный в настоящей работе, был предложен в работе [41]. Число членов N при суммировании бесконечных рядов, определяющих коэффициенты рассеяния, по рекомендации работы [41]. С помощью дифракционного параметра x по эмпирической зависимости вычислялось ближайшее целое число N:

N = Integer( x + 4 x1/ 3 + 2) Этот критерий использовался во многих работах и приводил к хорошей точности расчетов.

Для решения задачи о пропускании излучения очень важной характеристикой является индикатриса рассеяния. На рис. 25 для света с длиной волны 0,391 мкм приведены индикатрисы рассеяния, усредненные по функции распределения тонких слоистых облаков, и индикатрисы для радиусов капель 0,5, 2,5 и 5,0 мкм. C увеличением параметра x (для данной длины волны это эквивалентно увеличению радиуса капли) дифракционная картина заметно усложняется На рис. 26 приводятся усредненные по распределению (2) индикатрисы рассеяния для тонких слоистых облаков для пяти значений длин волн от 0,391 мкм до 0,760 мкм. Заметно уменьшение рассеяния вперед с увеличением длины волны света, что объясняется уширением дифракционного максимума при уменьшении безразмерного параметра x (3).

Тонкие слоистые =3914 °A усреднен R0=0,5 мкм R0=2,5 мкм R0=5,0 мкм F(Q) - - - 0 20 40 60 80 100 120 140 160 Угол рассеяния (град) Рис. 25. Индикатрисы рассеяния света с длиной волны 3914 для радиусов капель 0,5, 2,5 и 5,0 мкм в сравнении с усредненной индикатрисой для тонких слоистых облаков Для решения задачи о переносе излучения в среде, содержащей водяные капли, в настоящей работе был использован модифицированный комплекс программ Rayleigh_MC [1]. Модификация касается использования усредненных индикатрис рассеяния при статистическом выборе направления рассеяния фотонов. Рассматриваемая геометрия задачи представлена на рис. 26. Мононаправленный поток фотонов p радиуса r направлен под азимутальным углом к вертикальной оси. Фотоны распространяются сквозь оптически однородную плоскую среду, ограниченную двумя параллельными плоскостями на расстоянии Hcl одна от другой и боковой поверхностью цилиндра радиуса R. Эта область содержит взвешенные в атмосфере водные капли различных размеров.

Фотоны рассеиваются на каплях воды в этой среде и, изменяя направление распространения, частично отражаются, а частично выходят через боковую поверхность или через основания и регистрируются на них. При этом запоминается направление полета фотона, что позволяет получить характеристику угловых распределений вылетевших и зарегистрированных фотонов. В расчетах рассматриваются только одноярусные облака, и не учитывается отражение излучения от подстилающей поверхности.

Z p Hcl 1 r R Рис. 26. Геометрия моделирования задачи распространения электромагнитного излучения в слоистых облаках.

Было проведено сравнение результатов расчётов по модифицированной программе Rayleigh_MC с аналогичными расчётами, опубликованными в работе [42]. В этой работе приводятся результаты расчетов отражательной способности кучевых водных облаков с водностью 0,2 г/м3 для длины волны света 0,45 мкм. Задача решалась методом Монте Карло для оптических толщ от 1,1 до 70 и углов падения излучения 0°, 30° и 60° к вертикали. Функция распределения капель по размерам в кучевых облаках выбиралась как и в работе [42] экспоненциального вида.

Результаты расчётов хорошо согласуются с результатами работы [42].

По модифицированной программе Rayleigh_MC были рассчитаны коэффициенты пропускания и альбедо слоистых облаков стандартной толщины (см. Таблицу 11) для длин волн от 0,2 до 0,8 мкм. Коэффициенты ослабления и поглощения, а так же усредненные индикатрисы рассеяния для этих типов облаков обсуждались выше и приведены на рисунках 23-25.

Результаты расчетов пропускания в зависимости от длины волны света для нескольких типов облаков стандартной толщины приведены на рис. 27. На рисунке сплошной линией обозначено пропускание тонких слоистых облаков, штриховой – слоисто-кучевых, штриховой с двумя точками – сильно-загрязненных и штриховой с точкой – высоко-слоистых облаков, направления падения излучения (азимутальный угол) 30° к вертикали. Слоистые облака стандартной толщины с водностью выше 0, г/м3 пропускают всего 20% при угле падения света 30°.

0, Азимутальный угол =/ 0, Пропускание тонкие слоисто-кучевые сильно-загрязнённые высоко-слоистые 0, 0, 0, 0,2 0,3 0,4 0,5 0,6 0,7 0, Длина волны (мкм) Рис. 27. Рассчитанные функции пропускания слоистых облаков стандартной толщины в зависимости от длины волны излучения при угле падения 30° к вертикали Для тонких слоистых облаков на рис. 28 приводятся результаты расчётов пропускания излучения с длиной волны 0,5 мкм в зависимости от толщины облака (толщина изменяется от 100 м до 1 км). Расчеты проводились для разных углов падения излучения 0°, 30°, 45°, 60°, и 75°. При толщине облака 800 м увеличение угла падения от 0° до 75° уменьшает пропускание в 2 – 3 раза.

1, Тонкие слоистые = 500 нм 0, Пропускание 0, 0, Угол 0° 30° 0, 45° 60° 75° 0, 0 200 400 600 800 Толщина облака (м) Рис. 28. Функции пропускания тонких слоистых облаков для видимого излучения с длиной волны 500 нм для различных углов падения излучения в зависимости от толщины облака 1, Коэффициент отражения 0, 0, Слоисто-кучевые 0, =320 нм 0, o 0, Коэффициент пропускания Угол падения o o 0, o o 0, 0, 0, 1,0 1,2 1,4 1,6 1,8 2,0 2, Толщина облачности (км) Рис. 29. Функции пропускания и коэффициент отражения слоисто-кучевых облаков для видимого излучения с длиной волны 0,320 мкм для различных углов падения излучения в зависимости от толщины облака 1, Коэффициент отражения 0, Высоко-слоистые 0, =391 нм o Коэффициент пропускания Угол падения o 0, o o o 0, 0, 1,0 1,2 1,4 1,6 1,8 2,0 2, Толщина облачности (км) Рис. 30. Функции пропускания и коэффициент отражения высоко-слоистых облаков для видимого излучения с длиной волны 0,391 мкм для различных углов падения излучения в зависимости от толщины облака 1, Коэффициент отражения 0, =428 нм 0, Загрязненные слоистые 0, o Коэффициент пропускания Угол падения o o 0,10 o o 0, 0, 1,0 1,2 1,4 1,6 1,8 2,0 2, Толщина облачности (км) Рис. 31. Функции пропускания и коэффициент отражения загрязнённых слоистых облаков для видимого излучения с длиной волны 0,428 мкм для различных углов падения излучения в зависимости от толщины облака Заключение За последнее двадцатилетие накоплен объёмный экспериментальный материал, как по яркости ночного неба, так и по ее вариации в зависимости от периода наблюдения. Особое внимание при этом астрономами уделяется влиянию различных искусственных источников света, используемых как для освещения, так и в современных технологических процессах, на общую картину светимости неба в различных обсерваториях.

В результате этих исследований несколько изменились соотношения установленных интенсивностей различных компонентов свечения ночного неба.

В таблице 12 по данным работ [4,38,39] приводится вклад различных составляющих свечения ночного неба на длине волны =530 нм. Данные в работах [38,39] приведены в единицах S10, обычно используемых в астрономии, и пересчитаны в энергетические единицы. Соотношения между различными единицами приводятся в приложении А.

Таблица 12. Вклад различных составляющих в яркость свечения ночного неба на длине волны =530 нм. Данные на 1971 год [38,39] в сравнении с данными на 1998 год [4].

Вт/(м2 ср) Вт/(м2 ср) Компонента интенсивность в ед S 1971 г. 1998 г.

1,03·10-6 3,85·10- Зодиакальный свет 7,40·10-7 4,58·10- Суммарное свечение звёзд 3,38·10-7 1,47·10- Свечение атмосферы 0,51·10-8 0,55·10- Галактики 0, 21,85·10- Всего 299, Проведённые расчеты излучения верхних слоёв атмосферы, регистрируемые на высоте 30 км, неплохо согласуются с полученными в экспериментах “BABY” и “Nightglow” данными. Для наземных наблюдений на высоте 1 км расчетные данные в 2 – 2,5 раза меньше, наблюдаемых величин [24].

По данным работы [22] (см. Таб. 2) для излучения в диапазоне длин волн 3910±40 зарегистрированный на высоте 1,5 км над уровнем моря поток фотонов составляет 1,4·106 фотон·см-2·с-1·ср-1. В пересчёте к нашим условиям регистрации фоновое излучение в пределах угла поля зрения приёмника равного 1 и при полосе пропускания ±40 в безоблачную ночь составит 140 фотон·см-2·с-1. Мощная облачность ослабит фоновое излучение до фотон·см-2·с-1. Аналогичные оценки для излучения в диапазоне длин волн 3370±40 при наблюдениях в безлунную и безоблачную ночь дают значение 160 фотон·см-2·с-1, а при наличии плотной облачности – фотон·см-2·с-1.

Список использованных источников.

1. Будник А.П., Лунев В.П., Свиньин И.Р., Сипачев А.В.

Математическое моделирование люминесценции воздуха под действием радиоактивного излучения космически-земного происхождения. Тезисы докладов III Всероссийской конференции "Актуальные проблемы прикладной математики и механики", посвященной памяти академика А.Ф. Сидорова (Абрау-Дюрсо, 4- сентября 2006 г.). Екатеринбург: УрО РАН, 2006. с.с.24-26.

2. Хвостиков И.А. “Свечение ночного неба” // Успехи физических наук т.17 (1937) с.с. 121- 3. Young R.A. “The Airglow” // Scientific American v.214 (1966) p.p.103 112.

4. Leinert Ch., Bowyer S., Haikala L.K., Hannaer M.S., et al. “The reference of diffuse night sky brightness“// Astronomy & astrophysics supplement series v.127 (1998) p.p.1- 5. Turnrose B.E. “Absolute energy spectral distribution of the night sky at Palomar and Mount Wilson observatories” // Publications of Astronomy Society of Pacific v.86 (1974) p.p.545- 6. Leinert Ch., Visnen P., Mattila K., and Lehtinen K. “Measurements of sky brightness at the Calar Alto observatory” // Astronomy & astrophysics supplement series v.112 (1995) p.p. 99- 7. Hennes J.P. “Measurement of the Ultraviolet nightglow spectrum”. // J.Geophys. Res. v.71 (1966), p.p.761- 8. Sharp W.E., Rush D.W. “Chemiluminiscence of nitric oxide: The NO (C 2 A2 + ) rate constants” // J. Quant. Spectr. Rad. Trans. v. (1981) p.p.413-427.

9. Chakrabarti S. “EUV (800-1400 ) observations of the tropical airglow”.// Geophys. Res. Letters v.6 (1984) p.p.565- 10. Meier R.R. “Ultraviolet spectroscopy and remote sensing of the upper atmosphere” // Space Sci. Rev. v.58 (1991) p.p.1- 11. Broadfoot A.L., and Kendall K.R. “The Airglow Spectrum, 3100 – 10000” // Journal of Geophysical Research, Space Physics v.72, (1968) p.p. 426- 12. Aube V. “Light pollution modeling and detection in heterogeneous environment”// In: Proc. of STARLIGHT 2007 conference 19-22 April 2007. Editor Cipriano Maria. TENYDEA S.L. La Palma, Spain 13. Garstang R.H. “Mount Wilson observatory: the sad story of light pollution” // The Observatory v.124 (2001) p.p.14- 14. Massey P., and Foltz C.B. “The spectrum of the night sky over Mount Hopkins and Kitt Peak;

Changes after a Decade” // Publications of the Astronomical Society of the Pacific v.112 (2000) p.p.566- 15. Vlasov M.N. “The Photochemistry of excited species” // Journal of Atmospheric and Terrestrial Physics v.38 (1976) p.p. 807- 16. Barth C.A. “Three-Body Reactions” // Annales De Geophysique v. (1964) p.p.182- 17. “Measuring and modeling of light pollution” Editor P.Cinsano, // Journal of the Italian Astronomical Society v.71 (2000) 18. Patat F. “UBVRI Night sky brightness during sunspot maximum at ESO Paranal” // Astronomy & Astrophysics v.400 (2003) p.p.1183- 19. Mattila K., et al. “Sky brightness at the ESO La Silla Observatory 1978 to 1988” // Astronomy & astrophysics supplement series v.119 (1996) p.p.153- 20. Krisciunas K. “Optical Night-Sky brightness at Mauna Kea over the course of a complete sunspot cycle” // Publications of the Astronomical Society of the Pacific v.109 (1997) p.p.1181- 21. Greer R.G.H., Murtagh D.P., McDade I.C., et al. “Rocket photometry and the lower-thermospheric oxygen nightglow” // Philosophical Transaction A, Royal Society London v.A323 (1987) p.p.579- 22. Greer R.G. H., Murtagh D.P., McDade I.C., et al. “ETON 1: Data base pertinent to the study of energy transfer in the oxygen nightglow” // Planetary Space Sciences v.34 (1986) p.p. 771- 23. Mineo T., Catalano O., Agnetta G., et al. “Measurements of diffuse night sky background” // in Proc. Of The 28th International Cosmic Ray Conference. Tsukuba, Japan, 31 Jul - 7 Aug 2003. Editors: T.Kajita, Y.Asaoka, A.Kawachi, Y.Matsubara and M.Sasaki, Universal Academy Press, Inc. Tokyo, Japan, HE (2003) p.p.833- 24. Giarrusso S., Agnetta G., Biondo B., et al. "Nocturnal atmospheric UV background measurements in the 300-400 nm wavelengths band with BABY 2001, a transmediterranean balloon borne experiment" // In: Proc.

Of The 27th International Cosmic Ray Conference ICRC2001. Hamburg, Germany 07-15 August, 2001 Editors: K.-H.Kampert, G.Hainzelmann, and C.Spiering, Copernicus Gesellschaft, Vol. HE (2001), p.p.684-686, 25. Giarrusso S., Gugliotta G., Agnetta G., et al. "Measurements of the UV Nocturnal Atmospheric Background in the 300-400 nm Wavelengths Band with the Experiment BaBy during a Transmediterranean Balloon Flight" // In: Proc. of The 28th International Cosmic Ray Conference ICRC2003.

Tsukuba, Japan, 31 Jul - 7 Aug 2003. Editors: T.Kajita, Y.Asaoka, A.Kawachi, Y.Matsubara and M.Sasaki, Universal Academy Press, Inc.

Tokyo, Japan, Vol. HE (2003) p.p. 849- 26. Catalano O., Agnetta G., Biondo B., et al. “The atmospheric nightglow in 300-400 nm wavelength Results by the balloon-borne experiment “BABY”” // Nuclear Instruments and Methods in Physical Research v.A480 (2002) p.p.547- 27. Barbier L.M., Smith R., Murphy S., et al. “NIGHTGLOW: an instrument to measure the Earth’s nighttime ultraviolet glow—results from the first engineering flight” // Astroparticle Physics v.22 (2005) p.p.439– 28. Antonov R.A., Chernov D.V., Petrova E.A., et al. “First results of primary cosmic ray spectrum measurements using balloon-born detector SPHERE” // In: Proc. of The 26th International Cosmic Ray Conference ICRC1999. Salt Lake City, Utah, USA, August 17-25, 1999. Edited by Brenda L. Dingus, David B. Kieda, and Michael H. Salamon, University of Utah, Salt Lake City, UT, ICRC 1999 Vol. HE 2.2.34, pp.

29. Антонов Р.А., Коростелева Е.Е., Кузмичев Л.А., и др. «Статус аэростатного эксперимента по изучению космических лучей предельно высоких энергий (эксперимент СФЕРА)» // Известия РАН, Серия физическая т.68 (2004) с.с.1637- 30. Лебединский А.И., Краснопольский В.А., Кузнецов А.П., и др.

«Исследование излучения земной атмосферы в видимой и ультрафиолетовой области». // Труды Всесоюзной конференции по физике космического пространства. Москва. 10-16 июня 1965 г.

«Исследования космического пространства» (ред. Г.А.Скуридин) Москва. «Наука» 1965, с.с.77- 31. Warnecke G., Reed E.I., Fowler W.B., et al. “Meteorological results from multi-spectral photometry in airglow bands by OGO-4 satellite” // Journal of the Atmospheric Sciences v.26 (1969) p.p.1329- 32. Garipov G.K., Khrenov B.A., Panasyuk M.I., et al. “UV radiation from the atmosphere: Results of the MSU ‘‘Tatiana’’ satellite measurements” // Astroparticle Physics v.24 (2005) p.p.400– 33. Plastinin Yu.A., Karabadzhak G.F., Khmelinin B.A., et al. “Measurements of the UV Radiation Generated by the Soyuz Spacecraft Transport Capsule During Re-entry” // AIAA Paper, № 2007-0815, p. 21, 2007.

34. Суржиков С.Т. “Тепловое излучение газов и плазмы. Компьютерные модели физической механики” // М: Издательство МГТУ им.

Н.Э.Баумана, 2004. 544 с.

35. Марчук Г.И., Михайлов Г.А., Назаралиев М.А. и др. “Метод Монте Карло в атмосферной оптике” // Новосибирск: Наука. 1976. 216 с.

36. Ермаков С.М., Михайлов Г.А. “Статистическое моделирование”. // М.: Наука. 1982. 296 с.

37. Атмосфера. Справочник (справочные данные, модели), под ред. Ю.С.

Седунова. Л.: Гидрометеоиздат. 1991. 510 с.

38. Roach F.E., Smith L.L. “An observational search for cosmic light” // Geophysical Journal International v.15 (1968) pp.227- 39. Peebles P.J.E. “Physical cosmology” // Princeton, N.Y., Princeton University Press, 40. Erlick С., Frederick J., Saxena V.K., and Wenny B.N. “Atmospheric transmission in the ultraviolet and visible: Aerosols in cloudy atmospheres”// J.Geoph.Research v103 (1998) p.31941-31556.

41. Борен К., Хафмен Д. “Поглощение и рассеяние света малыми частицами” // Москва, Издательство Мир. 1986 г., с. 660.

42. McKee T.B., Cox S.K. “Scattering of Visible Radiation by Finite Clouds”.// Journal of Atmospheric Sciences v 31 (1974) p.p.1885-1892.

Приложение А.

Единицы яркости В различных работах авторы для представления результатов своих измерений используют свои, предпочтительные по тем или иным соображениям единицы измерения.

Величина Обозначение Определение Единицы измерения Излучённая Q Джоуль энергия F= Поток излучения dQ/dt Ватт (Дж/с) (мощность) Спектральная Ватт/нм;

F;

F dF/d;

dF/d мощность Ватт/мкм;

Ватт/А;

излучения Ватт/м Поток с единицы E dF/dS поверхности Интенсивность I Ватт/ср dF/d излучения Нит (Ватт/ср/м2) d2F/d/dS Светимость, L яркость Количество света Люмен с Q F = Световой поток Люмен dQ/dt Люкс (Люмен/м2) dF/dS Освещённость E dF/d Сила света Кандела I (Люмен/ср) Международная система единиц СИ.

Сила света J (кандела, [кд]) Кандела равна силе света в заданном направлении источника, испускающего монохроматическое излучение частотой 540·1012 Гц (длина волны излучения = 555 нм, соответствующая наибольшей чувствительности человеческого глаза), энергетическая сила света которого в этом направлении составляет 1/683 Вт/ср. Это определение относится к так называемому “дневному зрению”, то есть при освещенностях больше 3 кд/м2. При меньших освещённостях наибольшая чувствительность глаза достигается при длине волны 510 нм “ночное зрение”. Для этого случая вводится другое определение силы света 1/1720 Вт/ср.

Световой поток. При источнике с силой света I в телесный угол попадает световой поток = I. Размерность светового потока совпадает с размерностью силы света J, а единица светового потока есть кандела·стерадиан.

Этой единице присвоено название люмен (лм). Люмен равен световому потоку, испускаемому точечным источником в телесном угле 1 ср при силе света 1 кд.

Светимость и освещенность. Отношение светового потока к площади поверхности источника S называют его светимостью: R = / S.

Отношение светового потока к площади освещённой поверхности S называют освещённостью: E = / S. Обе эти величины имеют одну размерность лм/м2. Единица освещенности в системе единиц СИ – люкс (лк) это освещенность поверхности 1 м2 при световом потоке падающего на нее излучения в 1 лм.

Фотометрическая величина, характеризующая Яркость.

излучательную способность протяженных тел в данном направлении.

Яркость тела в данном направлении определяется энергией, излучаемой в ед. времени внутри единичного телесного угла элементом поверхности тела, проекция которого на плоскость, перпендикулярную выбранному направлению имеет единичную площадь. За единицу яркости в Международной системе единиц СИ принят нит - яркость поверхности, каждый м2 которой излучает в пределах угла 1 стерадиан поток, равный люмену.

Ламберт (Лб) – внесистемная единица яркости, которая соответствует яркости излучения: 1 Лб = 3183 кд/м2.

Стильб (Сб) –единица яркости в системе СГС;

1 Сб = 1 кд/см2 = кд/м2.

Апостильб (асб) –единица яркости;

1 асб = 104/(4·) сб = 1/ кд/м2.

Фот (фот) – единица освещенности в системе СГС;

1 фот = 1 кд·ср/см2 = 104 кд·ср/м2.= 104 лк.

1 Лб = 104 асб = 1/ сб = 3183 кд/м2.

Рэлей. Единица яркости. Если подсчитать число фотонов, падающих на единицу поверхности в единицу времени в пределах телесного угла 1 стерадиан в интервале длин волн 1 - Фотон/(см2 ср с ) фотон на см2 в секунду в диапазоне длин волн шириной 1, то для удобства можно ввести специальную единицу измерения: 1 Рэлей, который соответствует числу фотонов на см2 в секунду. Единица 1 Рэлей/(с ср ), соответствует испусканию 106 /4 фотонов на см2 в секунду в телесный угол 1 стерадиан на.

Многие авторы используют энергетические единицы: Вт/(м2 ср мкм), Вт/(см2 ср мкм) или в системе СГСЕ в единицах эрг/(см2 с ср ). Пересчёт единиц по линейке:

1 Вт/(м2 ср мкм) = 10-4 Вт/(см2 ср мкм) = 0,1 эрг/(см2 с ср ).

Используется также единицы янский (Jansky): 1 Jy = 10-26 Вт/(м2 Гц).

Отметим, что при пересчёте длины волны в частоту нужно учитывать спектральную ширину излучения:

c 1 Вт/(м2 ср мкм) = 10 6 Вт/(м2 ср Гц), Традиционные астрономические единицы. Звёздные величины. Визуально звёзды различаются блеском и цветом. Блеск определяется величиной светового потока, попадающего в глаз наблюдателя через зрачок, то есть, величиной освещённости зрачка светом звезды. Для оценки блеска звёзд применяется логарифмическая шкала с основанием (100)0,4. То есть шкала строится так, чтобы разница в 5 звёздных величин отвечала изменению создаваемой освещённости в 100 раз. Звездная величина m связана с освещённостью E: m = 2,5 lg E + const. Это определение позволяет построить относительную шкалу яркости звёзд, а введение стандартных наборов звёзд позволяет определить постоянную и получить абсолютную шкалу.

Определяемая таким образом звездная величина зависит от спектральной чувствительности приёмника излучения. Существуют астрономические атласы звездных величин для различных областей спектра излучения. Эти спектральные диапазоны определяются максимальной чувствительностью регистрирующего прибора и им присваивается соответствующее название:

• визуальная звездная величина mv (максимум чувствительности глаза наблюдателя приходится на длину волны =555 нм);

• фотовизуальная, или желтая звёздная величина mpv или V (при фотографировании через стандартный жёлтый светофильтр);

• фотографическая или синяя звёздная величина mp или B (при использовании синего светофильтра);

• болометрическая звёздная величина mb при регистрации всего излучения во всем диапазоне длин волн.

Вводится ещё одна единица яркости астрономического неба - единица S10, определяемая как число звёзд звездной величины 10m на квадратный градус дуги, дающих яркость эквивалентную наблюдаемой. Эта величина относится к звездам класса А0, которые имеют примерно постоянную светимость в широком диапазоне длин волн видимого участка спектра. Это удобные единицы при калибровке измерений по звездам. Для видимого участка спектра яркость ночного неба колеблется в диапазоне 100 – 1000 в единицах S10.

1 S10 = 18,89m на квадратную минуту дуги = 27,78m на квадратную секунду дуги.



Pages:   || 2 |
 




 
2013 www.netess.ru - «Бесплатная библиотека авторефератов кандидатских и докторских диссертаций»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.