Определение прозрачности земной атмосферы

Определение прозрачности земной атмосферы
Автор: Силантьев Максим Владимирович, руководитель: Татарников
Андрей Михайлович, МАЦ «Вега», [email protected]
Введение
Как известно земная атмосфера имеет несколько слоев: тропосфера, стратосфера,
мезосфера, термосфера и экзосфера – эти слои отличаются друг от друга температурой и
газовым составом. Чем выше находится определенный слой, тем он разреженнее, и тем
меньше там давление. Атмосфера состоит из азота (78%), кислорода (21%), других газов
(около 1%). Эти газы способствуют тому, что небо имеет голубой цвет. Молекулы газов
наиболее сильно рассеивают синюю составляющую спектра солнечного излучения. Из-за
этого и создается впечатление, что небо имеет голубоватый цвет. Так же в атмосфере
содержатся пыль и аэрозоли, которые поглощают и рассеивают некоторую часть света,
идущего от небесных объектов. Для исследования этой пыли и аэрозоли в нашей
обсерватории была построена установка для измерения яркости неба.
Идея измерения пропускания атмосферы родилась у нас уже давно. На обсерватории
ведется большая работа по измерению яркости атмосферы Земли. Для обработки подобных
наблюдений требуется в том числе знать и пропускание атмофсеры.
Пропускание атмосферы в зените можно определить, определяя яркость какого-либо
объекта на разных высотах. Для этой цели мы сконструировали прибор для измерения
яркости Солнца. Солнце мы взяли потому, что это самый яркий объект на небе, и его яркость
легче всего измерить.
Метод
Будем считать атмосферу Земли плоской. Ослабление света в атмосфере происходит в
соответствии с законом Бугера. Записывается он в виде: I= I0e-, где I — это количество
энергии прошедшей через атмосферу, I0 — количество энергии до вхождения в атмосферу,
 — оптическая тоща атмосферы. Оптическая толща зависит от зенитного расстояния
Солнца (рис. 1): =0/cos(z), где 0 — это пропускание атмосферы в зените, z — зенитное
расстояние. Измеряя яркость неба на двух разных высотах, мы получаем систему уравнений:
I1=I0 e-1
I2=I0 e-2
1
В этой системе мы можем выразить
1 и 2 через 0 и зенитное
расстояние, и получить систему с
двумя неизвестными, которую
можно легко решить:
I1=I0 e-0/cos(z1)
I2=I0 e-0/cos(z2)
В итоге мы находим величину
поглощения в зените
0=ln(I1/I2)*(1/cos(z2)
0:
– 1/cos(z1))
Для увеличения точности можно
использовать все имеющиеся
измерения попарно, а потом
Рис. 1. Поглощение в атмосфере зависит от длины пути луча
света в ней, а длина пути зависит только от зенитного
расстояния Солнца.
усреднить полученные значения.
Устройство прибора
Прибор состоит из четырех частей: блок
питания, усилитель, блок приемника сигнала
и вольтметр, с помощью которого мы
измеряем поступивший сигнал. Сначала
рассмотрим третью часть, то есть блок
приемника сигнала. Он представляет собой
корпус размером 31 см * 7 см * 7 см с
откидной крышкой, крепящийся на треногу. В
нем имеется отверстие, через которое внутрь
поступает свет. На противоположной стенке
находится белый бумажный экран,
освещаемый Солнцем. Свет, рассеянный
экраном попадает на фотодиод, закрепленный
в специальной подставке с помощью
прижимного винта. Для уменьшения
паразитной засветки в корпусе имеются
Рис. 2. Внешний вид установки.
специальные диафрагмы. Также примерно на
таком же расстоянии от экрана как и фотодиод, но с другой стороны, находится лампочка,
которая служит для определения колебания чувствительности фотодиода (лампочка
2
закреплена так, для того чтобы свет от нее попадал на экран и отражался в фотодиод). Лампа
подключена к источнику постоянного тока. При этом мы как бы сравниваем яркость Солнца
и лампы. В корпусе на расстоянии примерно 10 см от отверстия находится крепление для
фильтров, через которые проводятся наблюдения. Снаружи блока находится прицел,
состоящий из двух штырьков и экран, на который проецируется их изображение. С помощью
этого приспособления можно легко наводиться на Солнце. Снизу к данному корпусу
крепится на два винта пластина, посредством которой осуществляется крепление блока
приемника на штатив.
Усилитель, служит для усиления сигнала поступающего от фотодиода, а также для
установки «нуля» на вольтметре. Для этого на нем есть специальный переключатель, с
помощью которого можно перейти на специальный режим установки нуля, а также имеется
переменное сопротивления для более тонкой установки. Усилитель сделан на основе двух
операционных усилителей.
Принцип работы прибора
Перед тем как прибор навести на Солнце надо установить на вольтметре ноль
(значение, от которого будет отсчитываться все последующие). Для этого надо перевести
переключатель на усилителе в режим установки нуля и с помощью переменного
сопротивления установить нуль. Потом надо переключить в другой режим, и проводить
непосредственно наблюдения. При наблюдениях надо навести прибор так, чтобы блок
приемника сигнала смотрел на Солнце. Далее свет от Солнца попадает в отверстие в блоке
приемника сигнала, проходит сквозь светофильтр и попадает на белый листок бумаги,
закрепленный на экране, который расположен в конце корпуса. Оттуда часть света попадает
в фотодиод, который преобразует его в электрический ток, и этот ток поступает на
усилитель, где он усиливается, и уже оттуда на вольтметр, то есть на прибор, с помощью
которого мы можем его измерить.
Проведя несколько таких наблюдений с разными светофильтрами, мы можем по
методу, который я описывал ранее, найти пропускание атмосферы. Для проверки колебания
чувствительности фотодиода и усилителя за период наблюдений периодически включается
лампа, свет которой тоже отражается от листка бумаги и попадает на фотодиод. По разности
полученных данных можно судить об изменениях чувствительности прибора.
3
Наблюдения с прибором
Сначала выбирается открытая площадка, с которой хорошо видно небо и Солнце (и
чтобы не очень далеко находилась розетка). Далее на эту площадку ставится прибор, корпус
приемника сигнала настраивают так, что бы Солнце попадало в отверстие в корпусе
приемника сигнала. Это делается с помощью прицела, установленного сбоку этого же
корпуса. После того, как прибор будет наведен на Солнце, с помощью усилителя надо
произвести установку нуля, для этого его надо повернуть тумблер в первое положение.
После чего переключить тумблер в рабочее положение.
Сначала измеряется темновой ток. Для этого надо закрыть чем-нибудь входное
отверстие и измерить сигнал, потом надо измерить сигнал от лампы. Потом надо установить
один из фильтров и измерить сигнал от Солнца. После всего этого надо опять измерить
темновой ток, и снова поменять фильтр, и так со всеми используемыми фильтрами. И так
делать в течение дня через каждый час.
Полученные результаты
В августе 2002 года для проведения астрономических наблюдений мы выезжали в
Крым. Среди приборов экспедиции была установка для определения прозрачности
атмосферы. Наблюдения с установкой проводились в каждый полностью ясный день. Таких,
к сожалению, было немного.
Измерения прозрачности мы проводили через интерференционные фильтры с
пропусканием на длинах волн 4800, 5610, 6563, 8060 ангстрем. Они были подобраны таким
образом, чтобы полностью отрезать всю кривую чувствительности фотодиода от 4000 до
13000 А, кроме выбранного диапазона. Ширина полосы пропускания фильтров была у всех
примерно одинакова — 30 А.
Мы надеялись получить кривые спектрального пропускания земной атмосферы.
Однако точность наших первых наблюдений (особенно в синей части спектра) и малое
количество ясных дней не позволило нам этого сделать. Мы определили, что оптическая
толща атмосферы в Крыму во время нашего пребывания там была примерно равна 0.3. Тогда
мы решили провести сравнение поглощения крымской атмосферы и подмосковной. Для
этого мы провели серию наблюдений по возвращении в г. Железнодорожный (конец
августа). Это было время, когда в Подмосковье уже горели леса. У нас получилось, что
оптическая толща атмосферы в г. Железнодорожном в это время была существенно больше
крымской и это хорошо заметно из наших наблюдений —
= 0.5-0.7, т.е. до поверхности
Земли доходило меньше половины прямого солнечного света.
4
Таблица средних значений оптической толщи земной атмосфреы
Оптическая толща в
Крым
Железнодорожный
0.3-0.35
0.5-0.7
зените (0)
Заключение
Изготовленный нами прибор для определения пропускания земной атмосферы
работает. Уже сейчас он позволяет измерить разницу в прозрачности чистой и грязной
атмосферы.
В работе над прибором и в наблюдениях кроме автора принимала участие Силантьева
Анна.
К началу летнего сезона мы надеемся доработать наш прибор. В частности, повысить
его чувствительность в синей области; повысить точность контроля чувствительности
прибора; автоматизировать часть функций. Помимо этого, в прибор при его изготовлении
была заложена возможность измерения и яркости Луны для определения прозрачности
ночной атмосферы. К сожалению, испытать его в этом режиме нам еще не удалось. Ясные
ночи пришлись в основном на новолуние или на малые фазы. Надеемся, что в 2003 году нам
удастся провести серию дневных и ночных наблюдения для сравнения дневной и ночной
прозрачности атмосферы.
Литература
М. Эклз, Э. Сим, К. Триттон, Детекторы слабого излучения в астрономии. Изд. «Мир», 1986
В. В. Соболев, Курс теоретической астрофизики, глава «Атмосфера Земли» с. 263.
Изд. «Наука», 1967.
5