Расчет видимости звезд и далеких огней - Забелина И.А.
Скачать (прямая ссылка):
т
от р = 0 до р — 45' ухудшение видимости изменялось от 2,1 при
т
В = 10~3 кд/м2 до 3,6 при В = 10 кд/м2. По кривым рис. 54 легко определить допуск на р при известных Ер и В. Поскольку различие в зависимостях Е% — f (р) и Е'р — f (р) невелико, при яркости В с 10"4 кд/м2 для определения допусков на диаметр пятна рассеяния можно пользоваться кривой, полученной при наблюдении круглых равносветлых пятен.
Зависимость ухудшения видимости звезд Дтр от яркости фона при различных р показана на рис. 55 и может непосредственно использоваться при оценке видимости звезд через оптические приборы. Если визуальный прибор имеет пятно рассеяния неправильной формы (но приближающейся к прямоугольной), то эффективность прибора изменится пропорционально ухудшению видимости звезды или любого другого источника, определяемому отношением порогового блеска источника, видимого невооруженным глазом Ен, к пороговому блеску Е'р источника, наблюдаемого через прибор с аберрационным пятном рассеяния, и обратно пропорционально коэффициенту формы q, тогда
ЛГр.р = N^EjE'^q. (152)
Пользуясь этой формулой, можно рассчитать для прибора пороговый блеск ЕPi р или звездную величину звезды тр р с учетом
131
того, что наблюдения производятся при полевом угле fy, а прибор имеет аберрационное пятно рассеяния
Ер,$= Ен/Ыр,$ — EpqlN$, (153)
mP,p — 2,5 lg N Р>р + tnH, (154)
или
mP,p — 2,5 lg Nftl/q — Am'p -f- (155)
Сравним полученную формулу (155) с формулой (139) для расчета пороговой звездной величины т$, изменяющейся в зависи-
мости от полевого угла рг, где тр = 2,5 lg N$ + тн.
Рис. 55. Ухудщение видимости звезд при различных диаметрах аберрационных пятен рассеяния (р, ...') и яркостях
фона
Полагая, что mPi р = тр — Дтр, и вычитая из выражения (139) выражение (155), получим
Дтр = 2,5 lg q + Atn'p. (156)
Если пятно рассеяния круглой формы (q — 1), то Дтр = Апц. Поэтому на графике рис. 55 по оси ординат вместо Дтр дано Дтр, т. е. ухудшение видимости происходит непосредственно в пространстве предметов.
Основные результаты исследований зависимости видимости звезд от пятна рассеяния можно сформулировать следующим образом.
Получено семейство кривых, выражающих зависимость порогового блеска звезды в пространстве изображений от диаметра аберрационного пятна рассеяния. Кривые могут быть использованы для определения допусков на размеры пятна рассеяния при яркостях фона В с 10 кд/м2.
132
Получено семейство кривых, выражающих зависимость Дтр от В при разных р, по которым можно определить ухудшение видимости непосредственно в пространстве предметов.
Выведены формулы для расчета эффективности прибора с учетом размеров и формы пятна рассеяния, а также формулы для расчета в этом случае порогового блеска и пороговой звездной величины звезды или любого другого точечного источника,.
Этими формулами можно пользоваться при расчетах видимости в любом интервале яркостей фона, подставляя значения Л/р, соответствующие заданному световому интервалу.
21. ВЛИЯНИЕ ПАРАМЕТРОВ ИЗМЕРИТЕЛЬНЫХ МАРОК ПРИБОРА
НА ВИДИМОСТЬ ЗВЕЗД
В поле зрения визуальных оптических приборов, предназначенных для наблюдения и измерения координат звезд, маяков или сигнальных огней и применяемых в астрономии, в речной, морской навигации и в других отраслях науки и техники, должны быть одна или несколько измерительных марок, которые, обеспечивая точность решения измерительной задачи, по возможности не должны ухудшать видимости звезд или маяка.
Естественно, что при наблюдении точечного источника вместе со светящейся измерительной маркой, которая создает дополнительный фон, пороговый блеск источника увеличивается. Однако закономерности зрительного восприятия одновременно наблюдаемых источников, подобных звездам, и марок еще недостаточно изучены.
Целью нашего исследования [121 был выбор комфортной яр-
т
кости марок, их цветности и размера при наблюдении звезд от 4,0
т
до 0,0 звездной величины, а также качественная и количественная оценка влияния параметров кольцевых марок на видимость звезд заданных величин. Под комфортной понимается такая яркость марок, которая наименьшим образом ухудшает видимость звезд и не вызывает повышенного зрительного утомления при одновременном наблюдении звезды и марки.
Исследования проводились в два этапа: в первом—определялись параметры марок; во втором оценивалось ухудшение пороговой видимости, вносимое применением в приборе кольцевых светящихся марок с разными параметрами. Выбору параметров марок предшествовал анализ ряда исследовательских работ.
Из работы [35] известно, что марки одинакового углового размера (10 угл. мин при ширине кольца 2 угл. мин) с равными по субъективному восприятию яркостями, но разным цветом оказывают неодинаковое влияние на видимость ориентиров, находящихся в непосредственной близости от них.
Цветность марки следует ограничить желто-красной областью спектра. К этому выводу приводит анализ работы [19], в которой
133
показано, что точечный ориентир при одновременном наблюдении его с другими ориентирами разных цветов, отнесенный на расстояние в угловой градус, лучше всего виден, если дополнительный ориентир имеет цвет в диапазоне длин волн X = 588-^-638 нм. В пользу этого предположения говорит еще и тот факт, что большинство звезд (в окрестностях Солнца около 90%) относится к спектральным классам 56-/С4, что соответствует бело-желтооранжевому цвету [43]. При выборе цветности следует также рассмотреть еще один вопрос. Известно [41, 77 ], что глаз фокусирует на сетчатую оболочку желтую часть спектра, вследствие чего крайние части спектра, красная и синяя, изображаются недостаточно четко. Величина хроматической аберрации глаза для крайних видимых излучений равна двум диоптриям. Подобное явление при наблюдении звезды приводит к некоторой нерезкости марки, что подтвердилось и в процессе наших исследований. Возникшая в силу описанных причин нерезкость требует переаккомодации при переводе взгляда со звезды на марку или наоборот и, как следствие, к повышенному зрительному утомлению. Таким образом, для наших исследований были выбраны марки спектральных диапазонов 520— 700 нм (ОС-11), 560—700 нм
