§ 10. Задачи наблюдений серебристых облаков

Наблюдения серебристых облаков несложны и доступны любому любителю астрономии. Хотя серебристые облака плавают в верхних слоях земной атмосферы и не являются, строго говоря, астрономическим объектом, внимание, уделяемое им на протяжении столетия астрономами и любителями астрономии, не случайно.

Прежде всего, серебристые облака наблюдаются на небосводе в ночные часы, когда многие любители астрономии ведут наблюдения других небесных объектов и явлений. Регистрация появления серебристых облаков может явиться как бы «побочным продуктом» этих наблюдении.

Но главное, конечно, не в этом. История науки дает нам немало фактов, показывающих, что изучение атмосфер других планет неразрывно связано с изученном нашей собственной атмосферы Астрономические методы порой приходится применять для изучения атмосферных явлений. Целый ряд явлений в нашей атмосфере так или иначе связан с процессами, происходящими на Солнце, с метеорными явлениями и т. д.

Приведем, несколько поучительных примеров. Выдающийся советский астроном академик В. Г. Фесенхов (1889–1972), изучая теорию рассеяния света атмосферами планет, много своих работ посвятил оптике земной атмосферы: рассеянию солнечных лучей газовой и аэрозольной компонентами атмосферы, свечению ночного неба, яркости и цвету дневного и сумеречного неба. Одновременно он изучал и такие явления, как зодиакальный свет и противосияние, — свечение облака межпланетной пыли в плоскости земной орбиты.

Известный исследователь метеоров член-корреспондент АН СССР В. В. Федынский (1908–1978), развивая методы изучения дрейфа метеорных следов, показал, какое значение имеют эти исследования для более глубокого понимания циркуляции земной атмосферы. Другим способом изучения атмосферной циркуляции являются наблюдения движений серебристых облаков, на что В. В. Федынский не раз обращал самое пристальное внимание.

Один из виднейших советских астрономов-фотометристов, исследователь планет профессор В. В. Шаронов (1901–1964) с середины 50-х годов активно включился в исследования серебристых облаков, организовал их фотометрические наблюдения, в течение семи лет возглавлял комиссию по исследованиям серебристых облаков Комитета по Между на род ному геофизическому году.

Зачинателями исследований серебристых облаков в нашей стране были такие известные астрономы, как И. С. Астапович, Л. А. Кулик, Е. Л. Кринов, В. А. Мальцев, Д. Я. Мартынов, И. И. Путилин, Н. Н. Сытинская. Автор этой книги, астроном по специальности, занимается изучением серебристых облаков с 1936 г.

Большое внимание уделяют наблюдениям серебристых облаков советские любители астрономии и в наше время. Их работу организует и направляет Всесоюзное, астрономогеодезическое общество (ВАГО); при Центральном совете ВАГО существует отдел серебристых облаков, возглавляемый в настоящее время В. А. Ромейко. Отдел ежегодно, начиная с 1979 г, выпускает сводки наблюдений серебристых (мезосферных) облаков за предыдущий год: «Мезо-81», «Мезо-82» и т. д. Другой центр исследований серебристых облаков существует при Томском отделении ВАГО, где под руководством Н. П. Фаст составлены и опубликованы два каталога появлений этих облаков. Общее руководство всеми исследованиями серебристых облаков в СССР осуществляет Комиссия по мезосферным исследованиям Междуведомственного геофизического комитета при Президиуме АН СССР.

Прежде чем приступить к систематическим наблюдениям серебристых облаков, надо четко поставить перед собой задачи наблюдений. Ведь наблюдения могут быть различными, их организация, методика и проведение зависят от поставленных задач. Наблюдать «просто так», лишь бы увидеть или сфотографировать серебристые облака, бессмысленно.

Задачи любительских наблюдений серебристых облаков могут быть предложены следующие.

1. Синоптические наблюдения, т. е. систематические наблюдения сумеречного сегмента с целью установления факта наличия или отсутствия серебристых облаков, а в случае их видимости — регистрации некоторых характерных признаков (протяженность по азимуту и высоте, яркость, морфологические формы).

Для выполнения — лих. наблюдений нужна площадка с открытым северным горизонтом, часы и призменный бинокль (можно наблюдать и невооруженным глазом).

2. Исследование структуры. Может производиться путем визуальных наблюдений, фотографирования или замедленной киносъемки. Ценность наблюдений возрастает по мере перехода от первого метода к третьему. Необходимые инструменты: бинокль, один-три фотоаппарата типа «Зенит», кинокамера.

3. Изучение движений серебристых облаков. Производится путем их последовательного фотографирования или замедленной киносъемки. Помимо фотоаппарата и кинокамеры, может понадобиться теодолит (для определения координат земных объектов).

4. Определение высот. Для решения этой задачи нужно фотографировать серебристые облака в заранее согласованные моменты из двух пунктов, разделенных расстоянием в 20÷30 км. Фотоаппараты в обоих пунктах должны быть одинаковыми. Нужны точные часы, проверяемые по радио. Для обработки наблюдений понадобится специальная палетка.

5. Фотометрия и поляриметрия. Производится по фотографиям. Однако для выполнения этих задач нужны дополнительные приспособления: трубчатый фотометр или специальный фонарь для калибровки снимков, насадка с просвечивающим экраном для стандартизации, для поляриметрии нужны три совершенно одинаковых фотоаппарата и три поляроида. Придется сделать и небольшое устройство для одновременности экспозиций.

Некоторые из описанных выше задач можно выполнять по одним и тем же наблюдениям. Так, одни и те же фотографии можно использовать для изучения структуры, движений, определения высот и фотометрии серебристых облаков, если принять все необходимые меры для обеспечения пригодности фотографий к решению этих задач, а именно, если записаны точные моменты экспозиций (иначе не удастся измерить высоты и скорости), если на снимках вышли звезды или земные ориентиры с известными координатами (нужны для определения высот и скоростей), если проведены стандартизация и калибровка снимков (для фотометрии). Наблюдатель-синоптик может в перерывах между записями фотографировать серебристые облака- При этом надо работать так, чтобы ни одна из поставленных задач не страдала.

Естественно, что кружок любителей астрономии может сделать больше, чем наблюдатель-одиночка. При наличии нескольких фотоаппаратов задачи можно разделить между двумя-тремя группами наблюдателей. Одна группа ведет только синоптические наблюдения, другая группа фотографирует с целью измерения высот и скоростей (и выполняет теодолитные измерения), третья занимается фотометрией и поляриметрией, четвертая осуществляет замедленную киносъемку.

Нужно твердо запомнить, что проведение даже успешных наблюдений — это только полдела. Вторая половина работы — это обработка наблюдений. Обработка состоит в проведении измерений фотографий и в выполнении некоторых вычислений, чтобы получить искомые величины (значения высот деталей серебристых облаков, векторов их скоростей, значения яркости в фотометрических единицах, степени поляризации и т. д.). Обработку завершает обобщение результатов, т. е. построение графиков или составление таблиц, куда, заносятся все полученные величины, а затем их анализ и формулировка полученных выводов.

Для обработки наблюдений могут потребоваться специальные лабораторные приборы. Так, для обработки фотометрических и поляриметрических наблюдений понадобится микрофотометр, для измерений снимков специальные палетки, которые можно будет изготовить самим, для вычислений понадобятся микрокалькуляторы и таблицы.

О том, как производить все виды наблюдений, а также их обработку, будет подробно рассказано в следующих параграфах.

 

§ 11. Синоптические наблюдения

Синоптические наблюдения — термин, заимствованный из метеорологии. Он происходит от греческого слова «синопсис», что означает обзор. Эти наблюдения имеют целью статистику появлений серебристых облаков. По данным синоптических наблюдений строятся распределения появлений серебристых облаков по широтам, сезонам и другим признакам (долготам, баллам яркости и т. д.).

Возможность увидеть серебристые облака во многом зависит от погоды, точнее, от наличия обычных, тропосферных облаков в сумеречном сегменте. Начиная с Международного геофизического года (1957), состояние сумеречного сегмента принято оценивать по следующей буквенной шкале:

А — сумеречное небо совершенно безоблачно,

Б — сумеречное небо частично, до 50 %, закрыто отдельными облаками нижнего или верхнего ярусов,

В — сумеречное небо до 80 % закрыто тропосферной облачностью,

Г — сумеречное небо видно только через небольшие окна в тропосферных облаках,

Д — сумеречное небо полностью закрыто тропосферными облаками.

Одна из этих букв проставляется в графе 6 журнала наблюдений (приводим его форму).

Сразу же предупреждаем наблюдателей, что четкое, разборчивое заполнение журнала наблюдений — совершенно необходимое требование. Журнал надо заполнять так, чтобы записи мог разобрать любой человек, знакомый с методикой наблюдений. Если допущена ошибка, неверное слово или цифры надо аккуратно зачеркнуть одной чертой так, чтобы было видно, что зачеркнуто, и сверху или сбоку написать верное значение или слово. Категорически запрещается стирать, замазывать или зачеркивать «наглухо» ошибочное место. Не следует его также ставить в скобки, как делают в школе.

Наименование наблюдательного пункта обычно совпадает с названием того населенного пункта, где ведутся наблюдения (например, Малаховка, Сигулда, Лесное). Если наблюдения ведутся в городе, где могут работать и другие наблюдатели, к названию города добавляется присвоенная данному наблюдательному пункту цифра (например, Ярославль-2, Новосибирск-4 и т. д.). Цифра (номер пункта в данном городе) присваивается местным отделением ВАГО, а если в этом городе отделения ВАГО нет, — отделом серебристых облаков Центрального совета ВАГО.

Координаты наблюдательного пункта следует определить с помощью теодолита одним из методов, изложенных в гл. Непостоянной части «Астрономического календаря» (7-е изд.—М.: Наука, 1981).

Время указывается местное декретное. В заголовке графы 2 надо указать различие этого времени с московским в часах (например, мос. +3 часа). Нужно помнить, что в период наблюдений серебристых облаков, а точнее, с 1 апреля до 1 октября, в нашей стране действует летнее время, идущее на 1 час впереди зимнего. Разность местного времени с московским при этом, как правило, не меняется (исключения возможны в случае, если в какой-нибудь области, крае или республике летнее время введено не будет).

Время надо указывать с точностью до минуты. Наблюдения ведутся каждые 15 минут, начиная с целого часа или с числа минут, кратного 15, т. е., например, 22 ч 00 мин, 22 ч 15 мин, 22 ч 30 мин, 22 ч 45 мин и т. д.

Поскольку ночь наблюдений охватывает обычно две даты, в графе 1 надо указывать обе, например, 15–16.VII.

Календарь наблюдений, где указаны часы потенциальной видимости серебристых облаков, соответствующие погружениям Солнца от 6 до 18°, приведен в Приложении.

Наличие серебристых облаков в графе 3 указывается одним из следующих слов: «есть» или «нет». Если из-за проходящей или частичной облачности наблюдатель не вполне уверен в отсутствии серебристых облаков, в графе 3 пишется «нет?». Ту же запись делают в случае других помех (городское освещение, туман). Если же сумеречный сегмент чист и наблюдатель, осмотрев его в бинокль, совершенно убежден в отсутствии серебристых облаков, в графе 3 пишется «нет!». Если сегмент полностью закрыт тропосферными облаками (балл Д в графе 6), в графе 3 делается прочерк (—). Точно так же неуверенность в наличии серебристых облаков передается вопросительным знаком («есть?»), а полная уверенность восклицательным («есть!»).

В графе 4 отмечается яркость серебристых облаков по следующей 5-балльной шкале:

1 — очень слабые серебристые облака, едва заметные на фоне сумеречного сегмента, обнаруживаются только при очень внимательном осмотре неба,

2 — облака замечаются легко, но их яркость весьма мала,

3 — облака хорошо заметны и резко выделяются на фоне сумерек,

4 — яркие облака, привлекающие к себе внимание,

5 — исключительно яркие серебристые облака.

В графу 5 заносятся обозначения наблюдаемых морфологических форм серебристых облаков, в соответствии с классификацией, приведенной в § 4, например, II-а, III-а, IV-b.

О том, как заполняется графа 6, было сказано выше. Общая облачность (графа 7) и облачность нижнего яруса (графа 8) оценивается по 10-балльной шкале, применяемой в метеорологии, от 0 (совершенно безоблачное небо) до 10 (небо полностью закрыто облаками).

Наконец, в графе 9 записываются все обстоятельства, которые так или иначе относятся к данному наблюдению (дождь, туман, усталость наблюдателя).

Журнал наблюдения за каждую дату подписывается наблюдателем. Если наблюдают двое, подписываются оба.

Желательно (ради однородности наблюдательного ряда), чтобы наблюдения в данном пункте вели один или два наблюдателя, но не более. Некоторое время оба наблюдателя должны вести наблюдения одновременно и независимо (для их сопоставления).

Важнейшее условие для ценности синоптических наблюдений — их систематичность. Наблюдения нужно вести в течение всего сезона наблюдения.

По окончании наблюдательного сезона нужно подвести итоги наблюдений: подсчитать распределение появлений по месяцам и декадам, по часам суток, по баллам яркости, по морфологическим формам. Сводку наблюдений нужно выслать в Центральный совет ВАГО (адрес — на с. 123).

Сведения об интервалах времени, когда могут наблюдаться серебристые облака в течение всего периода их видимости (календарь наблюдений) для широт 45–60°, приведены в Приложении 2.

 

§ 12. Фотографирование серебристых облаков

Фотографировать серебристые облака можно любым фотоаппаратом («Любитель», «Зоркий», «Киев», «Зенит», «ФЭД-2», «Смена» и др.), а также фотокамерами, изготовленными специально для получения крупномасштабных снимков. Наиболее подходящими являются фотокамеры с фокусным расстоянием оптики от 10 до 50 см и с размерами кадра от 9х12 до 18x24 см. Это могут быть аэрофотокамеры или самодельные камеры, построенные на базе объективов типа «Ортагоз» (от фотоаппарата «Фотокор»», F = 135 мм, 1:4,5, формат пластинок 9x12 см), «Индустар-51» (F = 210 мм, 1:4,5, кадр 13х15 см), «Индустар-37» (F = 300 мм, 1:4,5, кадр 18x24 см), «Индустар-52» (F = 500 мм, 1:5, кадр 18х24 см). Крупномасштабные фотографии намного удобнее для измерений координат деталей, чем малоформатные.

Если наблюдатель — не одиночка, а входит в состав кружка, то организация, при которой состоит кружок (отделение ВАГО, станция юных техников, дом или дворец пионеров и школьников, планетарий), вполне может получить от соответствующих учреждений списанные аэрофотокамеры. Очень удобны для съемки серебристых облаков аэрофотокамеры «АФА-ИМ» с объективом «Индустар-51» и «НАФА-6» с объективом «Индустар-52». Обе они работают на широкой 19-сантиметровой плетке, рулон которой рассчитан на 50—150 кадров, а перемотка осуществляется от электропривода.

Любители-одиночки могут фотографировать серебристое облака малоформатными аппаратами, рассчитанными на размер кадра 24х36 мм или 6x6 см. И такие снимки представляют научную ценность. При съемке аппарат должен быть отфокусирован на бесконечность. Снимать надо при полном отверстии. Поскольку относительное отверстие любительских фотоаппаратов заключено в пределах от 1:2 до 1:4,5, а чувствительность применяемой пленки от 65 до 250 единиц ГОСТ, время экспозиции будет в пределах от нескольких секунд до 2–3 минут.

Приводим таблицу для расчета временя экспозиций, составленную по данным М. А. Дирикиса для чувствительности пленки 250 "ед. ГОСТ при относительном отверстии 1:3,5. Аргументом является погружение Солнца под горизонт (отрицательная высота) в градусах.

Для других относительных отверстий и чувствительности пленки экспозиции нетрудно пересчитать, полагай величину экспозиции обратно пропорциональной чувствительности и квадрату относительного отверстия (надо помнить, что последняя величина меньше единицы, например, относительное отверстие, обозначаемое как 1:2, численно равно 0,5, обозначению 1:4,5 соответствует число 0,22 и т. д.).

Для фотографирования серебристых облаков аппарат (или аппараты, если их несколько) следует укрепить на прочной установке. Нельзя фотографировать с рук или со штатива-треноги. В качестве установки может служить деревянная доска или металлическая пластинка толщиной не менее 5 мм, укрепленная под углом 10° к горизонту. На нее с помощью винтов, пропущенных снизу через проделанные в доске отверстия, крепятся фотоаппараты. Чтобы аппараты нельзя было случайно повернуть или сбить с точной установки по азимуту, на доске укрепляются специальные планки-фиксаторы, к которым прижимаются корпусы аппаратов. Пример такой установки показан на рис. 37.

Рис. 37. Установка для фотографирования серебристых облаков с тремя аппаратами, развернутыми для панорамной съемки.

Здесь на одной доске установлены три одинаковых фотоаппарата «ФЭД-2». Сама установка тремя винтами закрепляется на столе или на столбе. Аппараты развернуты для панорамной съемки всего северного горизонта. Средний аппарат направлен точно на север, два других — под углом 30° от этого направления к востоку и западу.

Экспозиции делаются при помощи тросиков. Указатель длительности экспозиции ставится на отметку «В». Чтобы при съемке тремя аппаратами экспозиции производились одновременно, применяется нехитрое приспособление из двух планок, соединенных пружинками. В одной из планок проделываются отверстия, в которые пропускаются тросики так, чтобы своими головками они упирались в другую (верхнюю) планку. Помимо пружинок обе планки соединяются штифтами (пружинки можно заделать внутрь штифтов). Нажатие всех трех тросиков производится одновременно двумя руками, как показано на рис. 38. Если применяется один аппарат, это устройство не нужно.

Рис. 38. Устройство для одновременного производства экспозиций на трех аппаратах.

Длительность экспозиций определяется по секундомеру, выверенному метроному или в крайнем случае по часам с длинной секундной стрелкой.

Для предохранения объективов аппаратов от росы следует применять специальные насадки, в качестве которых можно использовать солнечные бленды, как показано на рис. 37. При их отсутствии насадки можно сделать из картона, который надо зачернить черной тушью.

Как показал опыт, серебристые облака выгодно снимать со светофильтром ЖС-17, повышающим контраст облаков с фоном неба. В этом случае, а также при применении поляроидов (см. § 16), налет росы с поверхности светофильтров надо снимать чистыми фланелевыми тампонами. Касаться поверхностей объективов и светофильтров руками, а также носовым платком категорически запрещается. По окончании работы объективы надо закрыть крышками.

Моменты экспозиций выбираются те же, что и при синоптических наблюдениях (§ 11), т. е. кратные 15 минутам. Начало экспозиции делается в нулевую секунду (15 мин 00 с, 30 мин 00 с и т. д.). Чтобы обеспечить такую точность, надо иметь хорошие часы, которые регулярно проверять по радиосигналам времени и систематически записывать в специальный журнал их поправки. Если есть возможность, для наблюдения нужно выделить специальные часы с большой секундной стрелкой, которые не носятся на руке, а хранятся в горизонтальном положении в футляре. При таком хранении постоянство хода часов заметно улучшается.

Для снятия показаний часов и производства записей в журнал наблюдений нужно иметь фонарик. Чтобы яркий свет фонаря не резал глаза, фонарик следует прикрыть красным светофильтром.

Наблюдения записываются в журнал фотографирования, по приводимой форме.

Проявление фотоматериалов. Наблюдатель должен непременно сам проявлять, фиксировать, проминать и сушить пленки или пластинки с фотографиями серебристых облаков, не доверяя проявление пленок фотолабораториям сети бытового обслуживания или фотографам-профессионалам. Дело в том, что правила лабораторной обработки научных фотографий гораздо строже, чем для обработки любительских снимков. Нарушение этих правил может сделать снимок непригодным для обработки.

Нужно помнить, что основным документом, результатом наблюдения является негатив. Именно негативы подлежат научной обработке, измерению и исследованию. Фотоотпечатки — это не более как картинки, разумеется, необходимые как иллюстрации наблюдавшегося явления, а порой подлежащие опубликованию в научной печати. Но основная работа ведется с негативами. Поэтому следует стремиться к получению высококачественных негативов, а для этого надо не только соблюдать приведенные выше рекомендации но фотографированию, но и правила лабораторной обработки.

Проявитель надо составлять незадолго до времени проявления. Можно рекомендовать такой состав проявителя:

метол — 7,5 г,

сульфит натрия безводный — 100 г,

вода дистиллированная — до 1 л.

Время проявления — 20 минут при температуре 20 °C. Время и температуру проявления надо выдерживать с возможно большей точностью. Каждую пластинку или пленку надо проявлять в свежем растворе. Если кювета достаточно велика, в нее можно погружать одновременно несколько пластинок. Но последовательное проявление нескольких пластинок или пленок в одном растворе, применение подкрепляющих добавлений не допускается. Нельзя также применять в научной фотографии усиление или ослабление негативов.

После проявления пластинки ополаскиваются в воде и погружаются в фиксаж. В качестве фиксирующего раствора рекомендуется простой фиксаж следующего состава:

гипосульфит — 250 г,

вода дистиллированная — до 1 л.

Применение быстродействующих фиксажных растворов недопустимо, так как они несколько ослабляют негативное изображение. Фиксирование надо проводить в темноте до полного исчезновения невосстановленных солей серебра и затем еще столько же времени. Во время работы надо следить за тем, чтобы не занести хотя бы каплю фиксажа в проявитель. Для этого лучше всего работать вдвоем: один работает только с проявителем, а другой — только с фиксажем. Если работать приходится одному, надо разделить эти функции между левой и правой руками.

После окончания фиксирования пластинки или пленки промываются не менее 30 минут в проточной воде и ополаскиваются дистиллированной водой. Если наблюдатель не располагает дистиллированной водой, перед просушкой надо удалить крупные капли воды мягкими тампонами. При проявлении пленок в круглых фотобачках надо иметь в виду, что условия проявления внутренних и наружных витков спирали значительно различаются. Поэтому лучше пленки проявлять не в круглых бачках, а изготовить специальную рамку для наматывания пленки зигзагообразно, в 6–8 рядов; для проявления вся рамка с пленками погружается в глубокую кювету или бачок прямоугольного сечения. Дальнейшая обработка производится так же, как и в случае пластинок.

После завершения лабораторной обработки и просушки пленки и пластинки тщательно просматривают с помощью лупы. Этот просмотр имеет целью выбрать снимки, пригодные для научной обработки, для изготовления фотоотпечатков, а также выявить возможные дефекты съемки. К последним относятся: неточная фокусировка, неправильный подбор времени экспозиций, дефекты самой пленки или пластинки (царапины, пузыри и т. д.), дефекты от некачественного проявления или промывки, засветы от посторонних источников света, размытость изображения из-за оседания росы на объективе, несрабатывание затвора и пр.

Все снимки нумеруются теми же номерами, под которыми они занесены в журнал, на каждой пластинке или пленке ставится дата съемки, например, так: 26.07.83, что должно означать 26–27 июля 1983 г. (из двух дат, разделенных полуночью, для краткости записи указывается первая дата). Нумерация снимков производится простым карандашом по эмульсии, дата пишется чернилами со стороны стекла или целлулоида.

В дальнейшем хранить негативы в рулончиках пленок не рекомендуется. Их надо разрезать по кадрам и вставить в специальные бумажные или картонные кармашки, помещаемые в альбоме для хранения пленок, как показано на рис. 39. Все данные (дата и номер снимка) пишутся на кармашке.

Рис. 39. Кармашки для хранения пленок

Пластинки лучше всего хранить в вертикальном положении и не вплотную одна к другой, как они лежат в коробках, а разделяя их прокладками из картона или плотной бумаги, имеющими форму прямоугольной рамки, так что только внешние части пластинок (шириной не более 5 мм) будут касаться этих прокладок. Коробки с пластинками и альбомы с пленками надо хранить в шкафу в сухом помещении. На каждой коробке или альбоме надо написать год и даты съемки, объект съемки (серебристые облака), фамилию наблюдателя (наблюдателей).

Фотографии серебристых облаков — важный научный документ, поэтому они должны сохраняться надолго. В случае отсутствия условий для хранения, прекращения наблюдений, невозможности их обрабатывать все наблюдения нужно передать Центральному совету или ближайшему отделению ВАГО (адрес приведен в конце книги).

 

§ 13. Киносъемка серебристых облаков

Мы уже не раз говорили о преимуществах, которые представляет замедленная киносъемка серебристых облаков перед серией обычных фотографий для изучения динамики облачных полей и особенно волновых движений.

Развитие в нашей стране кинолюбительства, наличие в продаже большого количества любительских кинокамер позволяет рекомендовать тем любителям астрономии, которые имеют или могут приобрести 16-миллиметровую любительскую кинокамеру, использовать ее для замедленной киносъемки серебристых облаков. Разумеется, если есть возможность использовать репортерские или профессиональные кинокамеры (например, во дворце, пионеров или на станции юных техников, где есть кружок кинолюбителей) с 35-миллиметровой пленкой, это даст еще лучший результат благодаря большему масштабу и четкости изображения.

Для выполнения замедленной киносъемки следует применить раферную или цейтраферную редукторную приставку. Раферная приставка замедляет весь процесс киносъемки, увеличивая и время экспозиции, и время закрытия кадра обтюратором кинокамеры. При съемке ярких серебристых облаков этот способ годится, но если облака не очень яркие, он приведет к бесполезной потере времени, которое можно было бы использовать для увеличения времени экспозиции.

Цейтраферная приставка обеспечивает длительную экспозицию и быструю смену кадров, после чего начинается новая экспозиция. Это позволяет получить значительный выигрыш во времени экспозиции при той же скорости съемки по сравнению с раферным способом.

Оптимальная длительность экспозиции при замедленной киносъемке 5—10 секунд. Смена кадров при использовании цейтраферной приставки занимает не более 0,5 секунды. Таким образом, замедление съемки при скорости демонстрации 24 кадра в секунду будет в 120–140 раз и во столько же раз будет успокоена динамика поля облаков при просмотре фильма. Ночь (4 часа) пройдет на экране за 1–2 минуты.

Выбранные условия съемки в течение ночи менять не следует. Однако приходится считаться с тем, что в течение ночи яркость сумеречного сегмента и самих серебристых облаков сильно меняется. Эго можно компенсировать изменением действующего отверстия объектива с помощью диафрагмы. Правда, в этом случае фильм нельзя будет использовать для фотометрических целей. Желательно использовать кинопленку с большой широтой и высокой чувствительностью. Для того чтобы каждый кадр можно было привязать по времени, т. е. знать точный момент съемки, рекомендуется применять следующий прием. Раз в 10 минут (с точностью до секунды) объектив на 10 секунд закрывается крышкой. На пленке 1–2 кадра выйдут светлыми, непроэкспонированными. По ним можно будет найти момент каждого кадра, поскольку за 10-минутный интервал (600 секунд) пройдет, в зависимости от избранного времени экспозиции, 60—120 кадров. Сосчитав число кадров между неэкспонированными, нетрудно определить скорость съемки и момент каждого кадра. Моменты закрытий объектива надо записывать в журнал. При просмотре фильма неэкспонированные кадры мешать не будут, так как на позитиве они выйдут темными.

Прежде чем приступать к замедленной киносъемке серебристых облаков, надо потренироваться в съемке обычных (тропосферных) облаков, которые имеют очень быстрые видимые движения (разумеется, снимать их, даже в начале сумерек, надо с меньшим временем экспозиции, чем серебристые облака — не более 5 секунд). Далее, надо поснимать сумеречный сегмент, меняя экспозиции, для более удачного выбора экспозиции, наилучшим образом соответствующей имеющемуся киноматериалу и аппаратуре. После завершения пробных съемок, проявления и просмотра пленки можно приступать к съемке серебристых облаков.

Кинокамера должна быть установлена на прочном штативе, допускающем поворот по азимуту, поскольку область появления серебристых облаков заранее наблюдателю неизвестна. На специальном столике или подставке размещается раферная или цейтраферная приставка с редуктором.

При ориентировке камеры необходимо, чтобы поле ее зрения захватывало часть горизонта с земными ориентирами. Их горизонтальные координаты надо определить с помощью теодолита. При отсутствии четких ориентиров их надо сделать самому, установив к северу, северо-востоку и северо-западу от наблюдательного пункта три столба с лампочками наверху, питаемыми от батареек или аккумуляторов. На время съемки их надо включать, по окончании — выключать.

Одновременно с киносъемкой рекомендуется проводить крупномасштабное фотографирование серебристых облаков, как было рассказано в § 12. Сравнение кинокадров с крупномасштабными фотографиями (9х12 или 18x24) позволит привязать измерения на кинокадрах к более точным измерениям на фотографиях, что повысит точность результатов.

Снятые кинофильмы придется отдавать для проявления в специальные лаборатории по обработке любительских кинофильмов. Если в данном городе есть киностудии научно-популярных или учебных кинофильмов, желательно договориться с ними о проявлении снятых вами фильмов о серебристых облаках. К кинофильму можно затем доснять титры и вмонтировать их, чтобы фильм был понятен каждому без пояснений. При желании можно фильм «озвучить», записав рассказ о заснятом явлении на магнитофон. В титрах и звуковом сопровождении надо указать объект съемки, год и место наблюдений, ночь съемки, обратить внимание на характерные явления (наличие волновых образований, двухслойность серебристых облаков, движения в разных направлениях, образование вихрей). Можно отмечать основные морфологические формы.

Приведем пример такого дикторского текста:

«Серебристые облака — самые высокие облака земной атмосферы. Они плавают на высотах 75÷90) километров. Этот фильм снят по методу замедленной киносъемки летом 1982 года в Перхушкове Московской области членами отдела серебристых облаков Московского отделения Всесоюзного астрономо-геодезического общества Валентином Ивановым и Игорем Николаевым под руководством Виталия Александровича Ромейко».

(Этот текст идет под монтаж из неподвижных фотографий серебристых облаков или под повтор кадров кинофильма, которые еще будут показаны в дальнейшем, на «своем месте».)

«Ночь с 5 на 6 июля. Уже в 21 час 45 минут появились, яркие серебристые облака. Преобладают формы II-а, III-а и III-b по морфологической классификации. Движение направлено на юго-запад. Выходя за пределы сумеречного сегмента, серебристые облака исчезают. Видно, как поднимается звезда Капелла, а за ней бета Возничего» и т. д.

Каждый из таких отрывков занимает 30÷40 секунд времени. Между отдельными фразами можно делать паузы. Озвученный таким образом фильм можно с успехом показывать на занятиях кружка, на собрании отделения ВАГО, на слете юных любителей астрономии, на вечерах отдыха и других культурных мероприятиях. Он может быть использован также как сопровождение лекций, читаемых в планетарии или в красных уголках предприятий, в школах и иных местах,

 

$ 14. Развертка полей серебристых облаков на земную поверхность и определение их движений

Получить хорошие фотографии или кинокадры серебристых облаков — это только полдела. Дальше нужно их обработать, чтобы получить те или иные научные результаты, в зависимости от поставленной задачи. Об этом уже говорилось в § 10.

Здесь мы опишем простую методику перехода от фотографии, представляющей собой изображение серебристых облаков в проекции на небесную сферу, к схеме пространственного расположения этих образований в проекции на земную поверхность. Такая операция называется развертыванием, а ее результат — разверткой.

Для успешного решения этой задачи необходимо знать следующие величины:

1) Фокусное расстояние фотокамеры; как правило, оно слегка отличается от указанного на оправе объектива; однако в первом приближении можно использовать номинальное значение F.

2) Положение центра снимка и его горизонтальные координаты.

3) Положение линии горизонта на снимке.

4) Географические координаты наблюдательного пункта.

Рассмотрим простой способ определения координат центра снимка. Для его обозначения на снимке проводим простым карандашом по эмульсии негатива близ его центра отрезки диагоналей, пересечение которых и обозначит центр снимка. Для удобства делаем в этом месте легкий накол иголкой.

Для определения координат этого центра, азимута A0 и высоты h0, необходимо иметь на снимке несколько точек с известными координатами A, h. Это могут быть городские сооружения (вершина шпиля башни, заводской трубы и т. д.) или специально установленные столбы с лампочками наверху, о которых уже говорилось. Не рекомендуется выбирать в качестве ориентиров верхушки деревьев или тонкие приемные телеантенны, так как они могут раскачиваться ветром. Координаты выбранных ориентиров определяются с помощью теодолита.

В качестве опорных точек можно использовать и звезды, для которых по известному моменту съемки и экваториальным координатам вычисляются горизонтальные координаты А, h. Как это делать, рассказано в Постоянной части «Астрономического календаря» и в учебниках общей астрономии для вузов. В значения высоты звезд вводятся поправки за рефракцию.

Если аппарат имеет наклон оптической оси к плоскости горизонта на угол α (α ~= 10°), то целесообразно ввести вспомогательную систему сферических координат, наклоненную на угол α к горизонтальной системе (рис. 40).

Рис. 40. Вспомогательная система сферических координат ζ , η .

Роль «азимута» будет играть угол ζ роль «высоты» — угол η. На снимке мы с помощью прямоугольной прозрачной палетки или измерительного прибора измеряем прямоугольные координаты деталей х, y отсчитываемые от найденного нами центра снимка. Если координаты приходится отсчитывать от другого начала (обозначим их х', у'), то нужные нам координаты х, у мы найдем по формулам

x = х' + хc, у = у' — уc, (23)

где xc, ус — координаты центра снимка в той же системе.

Далее по значениям х, y находим сферические координаты ζ, η по формулам

tg ζ = x/F, (24)

tg η = (y/F)∙(cos ζ), (25)

При этом мы полагаем, что координаты центра снимка ζ0— 0, η0 = 0, и учитываем знаки каждой координаты, считая их положительными вверх и вправо от центра. Найдя для каждого ориентира значения ζ, η, вычисляем разности А — А0 по формуле

sin (А — А0) = (cos η∙sin ζ)/cos h, (26)

Значения A, h нам известны из прямых измерений теодолитом (а для звезд из вычислений). Точки, для которых А — А0 > 10° и h — h0 > 10°, отбрасываем, для остальных по А — А0 и известным А находим A0 и из полученных значений (которые должны слабо отличаться друг от друга) находим среднее. Это и будет азимут центра снимка. Его высота h0 находится по формуле

h0 = (h — η)/cos (A — A0), (27)

Значения h0, полученные по разным ориентирам, тоже усредняем. Отдельные значения h0 должны отличаться друг от друга не более чем на 2–3'. Если получатся более сильные расхождения, значит, допущены ошибки в измерениях или вычислениях, и их надо проверить.

До сих пор мы предполагали, что изображение линии горизонта на снимке параллельно нижней стороне кадра. Однако если мы применяем три аппарата для панорамной съемки, как показано на рис. 37, для двух крайних аппаратов это условие выполнено не будет. Поэтому приведем формулы, с помощью которых можно построить изображение линии горизонта в этом случае.

Уравнение этой линии в прямоугольных координатах имеет вид)

Поскольку Нам известно h0 и для каждого ориентира его высота h, мы можем решить квадратное уравнение (28) относительно у (х берем из измерении) для каждого ориентира.

Откладывая затем отрезки, равные у, вниз от точки ориентира, получим ряд точек горизонта, которые должны лечь на дугу малой кривизны, близкую к прямой линии.

Однако полученная линия горизонта — лишь первое приближение, поскольку координаты х, использованные нами в уравнении (28), измерены в системе, слегка повернутой относительно проекции линии горизонта. Выйти из положения можно двумя способами. Во-первых, можно заново измерить значения х, у, сориентировав ось х палетки или измерительного прибора параллельно найденной в первом приближении линии горизонта, и затем повторить расчет по формуле (28). Мы получим новую линию горизонта, которая должна пройти близко от первой или даже может совпасть с ней.

Второй способ состоит в том, что измеряется угол поворота γ найденной в первом приближении линии горизонта относительно оси, проходящей параллельно нижней стороне кадра. Новые координаты х, у выразятся тогда через старые х', у' формулами

x = x'∙cos γ + y'∙sin γ,

y = — x'∙sin γ + y'∙cos γ, (29)

причем угол γ считается положительным, если поворот осей координат происходит против часовой стрелки, и отрицательным, если по часовой стрелке. После этого по значениям х, у вновь находим линию горизонта.

Оба способа целесообразно применять параллельно, для взаимного контроля. Подчеркиваем, что все эти расчеты, измерения и построения нужно делать не для каждого кадра, а лишь один раз для данной ориентации аппарата. Поэтому целесообразно заранее позаботиться о фиксации положения как аппаратов на установочной доске, так и самой доски на столбе (столе). Этим мы намного облегчим себе работу по обработке фотографий.

Необходимо еще раз подчеркнуть необходимости производить математическую обработку фотографий серебристых облаков, без которой они превратятся в красивые, но почти бесполезные картинки. Не надо бояться вычислений. Напротив, надо научиться быстро и правильно вычислять и, что не менее важно, правильно и аккуратно записывать результаты вычислений. Ни в коем случае нельзя вычислять на клочках бумаги, а тем более — выбрасывать потом эти листки. Все вычисления надо вести в специальной тетради, причем записываются не только окончательные, но и все промежуточные результаты вычислений. Формулы, по которым ведутся вычисления, выписываются сверху, после чего все обозначения, к числа располагаются столбиками. Арифметические знаки действий (плюс, минус и др.), а также знак равенства не пишутся. Перед отрицательными величинами ставится знак минус. Приведем пример расположения вычислений (табл. 2).

Хотя согласно правилам, изложенным выше, данные по ориентиру № 6 следует исключить из обработки, так как (А — А0) > 10°, этот ориентир дает значение h0 в хорошем согласии с остальными и лишь А0 для него «отскакивает» на 0°,06, т. е. на 3',6 от среднего значения.

Сейчас в продаже имеются микрокалькуляторы «Электроника», доступные по цене и позволяющие быстро вычислять логарифмы, тригонометрические и обратные тригонометрические функции. При использовании микрокалькуляторов надо иметь в виду, что и в работе с ними может быть допущена ошибка (как вычислителем — например, нажал не на ту кнопку, так и самим прибором), поэтому рекомендуется каждый расчет проводить дважды; лучше всего, если это делают разные вычислители (это называется вычислением «в две руки»). При наличии расхождений производится третий расчет. Если расчеты производятся с помощью таблиц и арифмометра (когда нет калькулятора), это тем более необходимо.

Итак, все необходимые величины нам известны, и можно приступить к операции развертывания фотографии.

Для измерения координат серебристых облаков на снимках удобнее всего приготовить специальную палетку. Если фотографирование ведется с малоформатной камерой типа «Зенит», измерять самый кадр неудобно, и нужно воспользоваться фотоувеличителем. Заложив кадр в фотоувеличитель, кладем на столик лист бумаги и подбираем масштаб увеличения, который в дальнейшем будем использовать при обработке всех снимков. Под этот масштаб мы и рассчитаем палетку.

Эффективное фокусное расстояние F', соответствующее масштабу увеличенного изображения, равно

F' = F∙(L/l), (30)

где F — фокусное расстояние объектива камеры, L и l — длины одних и тех же отрезков на увеличенном и оригинальном изображениях (это может быть любая из сторон кадра или его диагональ).

Формулы для расчета прямоугольных координат узловых точек палетки имеют вид

Задавая значения h, А через градус и зная F', h0, A0, мы без труда найдем х, у для значений h, А — А0, соответствующих целым градусам. Нанеся по значениям х, у точки на лист бумаги, соединим их отрезками прямых (из-за малой кривизны дуг нет надобности пользоваться лекалом). Пример такой палетки для F' = 250 мм и h0 = 6°07′ представлен на рис. 41.

Рис. 41. Палетка для измерения координат серебристых облаков для F' = 250 мм и h 0 = 6°07′

Теперь мы можем начать измерения. Накладываем палетку на изображение поля серебристых облаков так, чтобы линия горизонта и оптический центр, наколотый иголкой, на изображении совпали с соответствующей линией и точкой на палетке (рис. 42).

Рис. 42. Наложение палетки на снимок серебристых облаков.

Затем измеряем координаты h, А — A0 (которые потом переводим в h, А) тех точек поля серебристых облаков, которые мы хотим отобразить на земную поверхность.

Расстояние S от точки наблюдения до проекции точки серебристого облака с учетом рефракции можно вычислить по следующей формуле, выведенной М. И. Буровым:

S = 7429∙(-tg h + √(tg2h + 0,0221)), (33)

где S — расстояние в километрах. Еще проще определить это расстояние с помощью номограммы, изображенной на рис. 43.

Рис. 43. Номограмма для определения расстояний.

Значения S приведены также в Приложении 3 в конце книги.

Определив S, берем хорошую географическую карту, помечаем на ней пункт наблюдений и откладываем от него расстояние S каждой точки поля серебристых облаков в направлении, соответствующем ее азимуту А (при этом надо помнить, что азимут 180° соответствует направлению на север). Мы получим проекции этих точек на земную поверхность. По отдельным точкам можно восстановить очертания всего облачного поля. Для удобства следует изготовить отпечаток снимка, зеркальный относительно линии горизонта: на этом отпечатке верх и низ поменяются местами, а левая и правая стороны останутся соответственно слева и справа. Такой отпечаток будет передавать общую конфигурацию облачного поля, но с перспективными искажениями. Напомним, что верхние части поля расположены ближе к нам, чем нижние, поэтому мы и рекомендуем изготовить такой зеркальный отпечаток. Кроме того, на нем будет наглядно видна волновая структура облаков (см. рис. 12).

Нанеся на карту положения тех или иных деталей по нескольким последовательным снимкам, измеряем затем по карте их смещения между двумя соседними положениями. Поделив эти смещения на интервалы времени между снимками, получим значения скоростей движения этих деталей.

Впрочем, производить измерения по карте не обязательно — необходимые нам смещения можно вычислить. Пункт наблюдения и оба положения проекции детали серебристого облака образуют сферический треугольник на поверхности земного шара (рис. 44), в котором мы без труда находим две стороны s1, s2 (угол между^ними α = А1 — А2 нам известен), зная расстояния S1, S2:

s1,2 = (180/π)∙(S1,2/R). (34)

Здесь R = 6389 км — радиус кривизны земной поверхности в широтном поясе, где наблюдаются серебристые облака. Третью сторону треугольника λ найдем по формулам

где β — вспомогательный угол, противолежащий стороне s2.

Рис. 44. Сферический треугольник на поверхности Земли (к определению смещения серебристых облаков).

От величины λ — дуги смещения в градусах — делаем переход к смещению L в километрах по формуле

L = (π∙λ/180)∙R. (37)

Поделив L на интервал времени t, получим скорость движения данной детали серебристого облака. Скорости надо свести в таблицу для данной ночи, и если они мало отличаются друг от друга, найти среднюю скорость. Потом надо сопоставить между собой скорости движения для разных ночей, построить график распределения по скоростям.

 

§ 15. Определение высот серебристых облаков

Определить высоты серебристых облаков можно из одновременных (корреспондирующих) фотографий, полученных с двух концов базиса, длина и ориентировка которого известны. Существует несколько способов определения высот серебристых облаков. Мы здесь изложим сравнительно простой способ, предложенный М. А. Дирикисом и Ю. Л. Францманом.

Введем прямоугольную геоцентрическую систему координат с началом в центре Земли. Ось X направим к точке пересечения экватора с начальным (гринвичским) меридианом, ось Y — к точке экватора с восточной долготой 90°, ось Z — к северному полюсу Земли.

Далее введем две топоцентрическне системы координат с началом в каждом из двух пунктов наблюдений. Оси расположим параллельно осям основной геоцентрической системы.

Определенные путем измерения на фотографиях горизонтальные координаты точки облака h, А переводим в экваториальные координаты t, δ по известным формулам

В формулах (38) φ — широта пункта наблюдения, δ — склонение, t — часовой угол данной точки облака. Далее для сокращения записи там, где формулы одинаковы для обоих пунктов, мы будем писать индекс i (i = 1, 2). Топоцентрические координаты точки С облака будут равны

где ri — расстояния до точки С от обоих наблюдательных пунктов по прямой (по лучу зрения). Введем обозначения (для краткости)

Тогда получим следующую систему из шести уравнений пятью неизвестными — геоцентрическими координатами точки С (Хс, Yc, Zc) и расстояниями r1, r2:

Эту систему можно решить методом наименьших квадратов, изложенным в Постоянной части «Астрономического календаря» (7-е изд. — М.: Наука, 1981, с. 521–532). Для тех, кто не знаком с этим методом, можно рекомендовать следующий порядок вычислений.

Отвлечемся на время от левых равенств в системе (41) и от величин Хс, Yc, Zc. Тогда у нас останутся три условных уравнения с двумя неизвестными r1, r2. Их решение по методу наименьших квадратов дает

где введены обозначения

Подставляя r1, r2 в уравнения (41), получим значения Хс, Yc, Zc. Из двух значений каждой из этих величин (по i = 1 и i = 2) берем среднее. Затем находим радиус-вектор точки С относительно центра Земли рс,

pc = √(Х2с + Y2c + Z2c), (44)

и наконец, высоту точки С серебристого облака

H = pc — R, (45)

где R — радиус Земли на широте проекции серебристого облака, которую можно найти по формуле

φ' = arcsin (Zc/pc); (46)

аналогично долгота проекции точки С равна

λ = arctg (Yx/Xc). (47)

Значения R для данной широты φ приведены в Приложении 4. Там же даны поправки для перевода геоцентрической широты φ' (получаемой из формулы (46)) в географическую широту φ. В среднем для зоны появлений серебристых облаков φ — φ' = 10'.

Таким образом, определение высот серебристых облаков методом Дирикиса-Францмана — операция несложная, но требует выполнения многих измерений и вычислений. Лучше всего эти расчеты производить на ЭВМ. Те кружки или группы наблюдателей серебристых облаков, которые имеют такую возможность (используя ЭВМ астрономических или иных научных учреждений, шефствующих предприятий и т. д.), должны составить программу и заложить в нее результаты измерений по всем фотографиям, полученным с двух пунктов. Формулы элементарны, и поэтому любая ЭВМ выдаст результаты за очень короткий срок.

Тем, кто не имеет такой возможности, придется считать на микрокалькуляторах или с помощью таблиц, что тоже не представляет принципиальных трудностей. Придется, правда, потрудиться, но зато наблюдатели и вычислители будут вознаграждены интересными и ценными результатами, которые они получат.

 

§ 16. Фотометрия, колометрия и поляриметрия серебристых облаков

Исследование оптических свойств серебристых облаков удобнее всего проводить методами фотографической фотометрии и колориметрии. Колориметрия — это та же фотометрия, но проводимая через светофильтры. Наконец, по фотографиям, снятым через поляроиды, можно проводить поляриметрию. Методика получения и обработки фотографий во всех трех методах одна и та же, поэтому мы будем описывать их параллельно.

Для того чтобы фотографии серебристых облаков были пригодны для фотометрической обработки, они должны быть высокого качества, хорошо проявлены, отфиксированы и промыты. Но этих требований недостаточно. Фотографии, предназначенные для фотометрии, должны быть калиброваны и стандартизованы.

Калибровка фотографий. Чтобы по почернению негатива определить отношение, яркостей объекта в различных точках (или разных объектов), нужно получить соотношение между почернением и освещенностью. Почернение измеряется с помощью микрофотометра по поглощению луча, проходящего в приборе сквозь изображение на негативе и регистрируемого отсчетами на шкале микрофотометра.

Если мы произведем засветки на фотопластинке или плёнке при измерении освещенности в геометрической прогрессии, а затем измерим оптические плотности на микрофотометре, то мы сможем построить характеристическую кривую фотоэмульсии, выражающую соотношение между освещенностью Е и оптической плотностью почернения D (рис. 45).

Рис. 45. Характеристическая кривая фотопластинки.

Характеристическая кривая состоит из нескольких участков. Начальный участок, где кривая идет полого, называется участком или областью недодержек. Следующий участок, где кривая близка к прямой, — это область нормальных выдержек (времени экспозиции). Наконец, верхний участок, где наклон кривой снова уменьшается, — область передержек.

При фотометрии серебристых облаков нужно стремиться к тому, чтобы изображения облаков оказались в области нормальной экспозиции. С другой стороны, при фотографической фотометрии необходимо все снимки делать с одинаковым временем экспозиции. Поэтому, учитывая многолетний опыт наблюдателей, будем делать все снимки (включая калибровочные и стандартизационные) с временем экспозиции 30 секунд. Чувствительность пленок должна быть 90—130 единиц ГОСТ.

Для калибровки можно использовать трубчатый фотометр, подробно описанный в книге «Солнечное затмение 31 июля 1981 года и его наблюдения» (М.: Наука, 1981). Однако в этот фотометр пленку надо заряжать отдельно, что сопряжено с некоторыми неудобствами. Лучше поэтому для калибровки снимков серебристых облаков использовать рекомендуемый О. Б. Васильевым калибровочный фонарь, который нетрудно сделать самому. Устройство его следующее (рис. 46).

Рис. 46. Калибровочный фонарь.

Нужно сделать прочный и светонепроницаемый ящик из толстой многослойной фанера длиной 40 см и сечением 20х26 см. Передняя и задняя крышки его должны быть съемными, но прочно соединяться с корпусом. На задней крышке с внутренней стороны укрепляем несколько электроламп так, чтобы они давали равномерное освещение передней рамки, куда вставляется для проверки равномерности освещения матовое стекло 18х24 см.

Возьмем лист плотной черной бумаги или тонкого картона такого же, как и стекло, формата и вырежем в нем 8 круглых отверстий диаметром 3 см. На каждое отверстие наклеим заранее засвеченные и проявленные кусочки пленки (лучше использовать пленку 6x6 см и слегка обрезать ее по краям). Засветку этих пленок надо сделать с временем экспозиции, возрастающим в геометрической прогрессии: 1, 2, 4, 8, 16, 32, 64, 128 секунд. Чтобы засветки не получились в области передержек, источник света надо подобрать достаточно слабый. Можно использовать для этого тот же фонарь, закрытый одним матовым стеклом, а яркость ламп понизить с помощью реостата, включенного последовательно с фонарем. Пленки вставляются в кассеты, устанавливаемые в нескольких метрах от фонаря, крышка кассеты открывается так, чтобы пленка была обращена эмульсией к фонарю, а фонарь включается выключателем на нужное число секунд. После выключения фонаря закрываем крышку кассеты и ставим на ее место другую и т. д. Работа должна производиться в полной темноте, никаких других источников света, кроме фонаря-осветителя, не должно быть. Лучше всего эту часть работы провести ночью.

После проявления, фиксирования, промывки и просушки засвеченные таким образом пленки надо в свою очередь прокалибровать, так как плотности засветок не пропорциональны времени экспозиции. Сделать это можно с помощью фотоэлектрического фотометра, пропуская свет от стандартного источника сквозь наши пленки и замеряя показания фотометра.

После калибровки (результату которой надо записать в специальную таблицу) пленки, как уже было сказано, наклеиваются на отверстия в листе бумаги или картона, который зажимается между двумя матовыми стеклами 18х24 см, после чего весь этот «слоеный пирог» вставляется в переднюю рамку калибровочного фонаря (только что служившего нам осветителем). Прибор готов.

Добавим еще, что фонарь надо покрасить снаружи черной матовой, а внутри — белой матовой краской.

Фонарь устанавливается в 10–12 м от фотоаппаратов, которыми мы будем вести съемку серебристых облаков, так чтобы он был на 2° выше линии горизонта. Лампы фонаря включаются в сеть или питаются от аккумуляторов. В цепь вводятся реостат, которым можно регулировать яркость ламп, и микроамперметр. Предварительно с помощью движка реостата надо подобрать яркость ламп так, чтобы при фотографировании фонаря самое яркое отверстие уже попадало в область передержек, а самое слабое было недодержано. Эго даст нам гарантию, что область нормальных времен экспозиции будет полностью охвачена изображениями 8 отверстий фонаря.

Фонарь включается за 10 минут до начала съемки серебристых облаков и фотографируется одновременно с ними на тех же кадрах пленки. По окончании работы его выключают. Во время работы надо следить за постоянством силы тока, питающего фонарь. Это делается с помощью микроамперметра и реостата.

Фотометрическая стандартизация. Калибровочная шкала дает нам как бы масштаб шкалы почернений, позволяет перевести отношения плотностей в отношения яркостей. Задача стандартизации — получить нуль-пункт этой шкалы, который позволит нам выразить все яркости в абсолютной шкале. Для этого надо получить на нашей пленке засветку от стандартного источника света, создающего на пленке освещенность, значение которой нам известно.

Таким источником является Солнце. Но свет Солнца очень ярок, и его надо ослабить по крайней мере в миллион раз. Для этого можно использовать рассеивающий или просвечивающий экран. По ряду причин следует предпочесть просвечивающий экран, так как насадку с таким экраном можно направить непосредственно на Солнце, установив ее на тот же аппарат, которым производилась съемка серебристых облаков.

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

Рис. 47. Устройство стандартизационной насадки.

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

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

Рис. 46. Фотоаппарат со стандартизационной насадкой.

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

K = r1∙r2∙(s/L2), (48)

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

где К — определенный нами коэффициент ослабления насадки, b — яркость данной точки поля в условной системе единиц калибровочной шкалы, Ьэ — яркость просвечивающего экрана насадки, расположенного перпендикулярно солнечным лучам за пределами земной атмосферы, в той же системе единиц, π1 и π2 — параллаксы Солнца в моменты наблюдения Солнца и серебристых облаков соответственно. В этой формуле подразумевается, что и серебристые облака, и засветка от экрана, освещенного Солнцем, фотографировались с одним и тем же временем экспозиции. Для такой стандартной и постоянной при всех фотометрических работах длительности экспозиции рекомендуется выдержка в 30 секунд.

Однако полученная нами засветка от экрана насадки соответствует не яркости а яркости искаженной поглощением солнечных лучей в земной атмосфере. В соответствии с формулой (53) можно написать

Поглощение в атмосфере сильно ослабляет и видимую яркость серебристых облаков. К вопросам определении р и M(z) мы сейчас и перейдем.

Учет ослабления света атмосферой. Хотя выше мы не раз говорили о поглощении света Солнца, серебристых облаков и других светил атмосферой, этот термин, не совсем точен. Свет Солнца не столько поглощается, сколько рассеивается молекулами и атомами атмосферы, иначе говоря, прямой луч света, испытав взаимодействие с молекулой или атомом воздуха, изменяет свое направление и как бы выбывает из состава прямых солнечных лучей. Лучи, испытавшие акт рассеяния (часть лучей рассеивается многократно), формируют рассеянный свет неба — так радующий наш глаз голубой цвет дневного неба, а также все оттенки сумерек. Цвет неба определяется тем свойством рассеяния, что коэффициент рассеяния обратно пропорционален четвертой степени длины волны излучения (закон Рэлея). Поэтому лучи коротких длин волн (фиолетовые, синие, голубые) рассеиваются сильнее, чем более длинноволновые (желтые, оранжевые, красные). По той же причине Солнце, Луна и другие светила у горизонта кажутся красными — красный свет меньше всего рассеивается атмосферой.

Кроме рассеяния, лучи Солнца и других светил испытывают в атмосфере и истинное поглощение; т. е. поглощаются, передавая атому или молекуле свою энергию. Эта энергия расходуется на нагревание, возбуждение, диссоциацию и ионизацию атомов и молекул воздуха, о чем уже было рассказано в § 2. Но роль истинного поглощения в ослаблении потока видимых лучей мала сравнительно с ролью рассеяния. Мы будем говорить об ослаблении света атмосферой, имея в виду суммарное действие обоих процессов и избегая применяемого в науке термина экстинкция.

Состояние атмосферы в данный момент в данном пункте наблюдений характеризуется коэффициентом прозрачности р. Эта величина представляет собой отношение яркости светила, находящегося в зените и наблюдаемого сквозь атмосферу, к яркости того же светила за пределами атмосферы. Казалось бы, определить коэффициент прозрачности невозможно, не производя одновременных замеров яркости светила с поверхности Земли (притом в той ее точке, где это светило находится в зените) и из ближнего космоса. Однако это не так, и определять величину р можно за несколько часов наблюдений с данного места, причем наблюдать светило выгоднее не в зените, а на небольших высотах. Дело в том, что согласно закону Бугера ослабление света, идущего под углом z к вертикальному направлению, равно

Tz = psec z  (56)

Закон Бугера справедлив для не слишком больших z, а именно, для z =< 75°. Для больших z мы должны в формуле (56) писать уже не sec z, а М(z), где М(z) называется относительной воздушной массой, или функцией Бемпорада.

Существуют таблицы М(z) для больших z, однако они вычислены для так называемой средней атмосферы, а истинные М(z) сильно зависят от состояния атмосферы в данном месте и в данный момент (от ее температуры, запыленности и т. д.). Поэтому лучше определять М(z) непосредственно из наблюдений. Техника этих наблюдений такова.

Во вторую половину дня, предшествующего ночи наблюдений, направляем нашу стандартизационную насадку на Солнце и каждые 15 минут делаем засветку на пленке со стандартным временем экспозиции 30 секунд. Эти наблюдения продолжаются до самого захода Солнца, пока виден весь солнечный диск. Если ночью наблюдались серебристые облака, то утром наблюдения прозрачности атмосферы повторяются от восхода Солнца до полудня (ближе к полудню наблюдения можно производить реже, раз в полчаса).

Понятно, что такая нагрузка не под силу одному наблюдателю. Чтобы успешно работать, наблюдатель должен быть бодрым, а для этого надо хорошо высыпаться. Поэтому фотометрические наблюдения должны производиться двумя группами наблюдателей. Группа № 1 («совы») наблюдает с вечера до утра (или до исчезновения серебристых облаков), после чего ложится спать. Группа № 2 («жаворонки») ведет наблюдения атмосферной прозрачности днем до вечера, а затем идет спать до восхода Солнца, после чего проводит второй цикл наблюдений прозрачности — от восхода Солнца до полудня (можно закончить его и раньше). Чтобы каждый смог понаблюдать серебристые облака, «совы» и «жаворонки» через сутки могут меняться ролями.

Рассмотрим теперь порядок обработки полученного ряда наблюдений. Все засветки проверяем на микрофотометре и выражаем в системе единиц калибровочной шкалы. Не следует забывать, что каждая пленка с засветками от стандартизационной насадки должна быть прокалибрована, т. е. в нее следует с ночью впечатать изображения калибровочного фонаря. Если есть трубчатый фотометр, можно прокалибровать пленку и днем, используя Солнце в качестве осветителя. Поскольку и здесь время экспозиции должно быть равно 20 секундам, внешние отверстия фотомера следует прикрыть толстым молочным стеклом. Если применяются два разных калибровочных устройства, их шкалы надо привязать друг к другу по засветкам на одной и той же пленке обеих шкал.

Возьмем теперь формулу (53), подставим в нее  из формулы (52) и прологарифмируем. Вместо 0 для краткости будем писать E0. Получим

Нанесем теперь все точки на график, откладывая но оси абсцисс значении М(z), а по оси ординат — значения (lg Eu — С), где

Большинство точек для z =< 75° на прямую (рис. 49), тангенс угла которой к оси абсцисс будет равен lg p. проведя эту прямую до пересечения с осью ординат, найдем на ней значение С, а по формуле (58) lg E0.

Рис. 49. Бугеровский график.

Для того, чтобы определить и нанести на график значения М(z), нужно будет вычислить значение расстояния Солнца для всех моментов наблюдений. Это делается по известной формуле

где ω — широта места, δ — склонение Солнца, t — его часовой угол; значение t в градусах равно

t = 15∙(T — T0), (60)

где Т — момент наблюдения в часах, Т0 — момент истинного полудня (верхней кульминации Солнца). Этот момент в свою очередь равен

T0 = 12ч + (λ0 — λ) + η, (61)

где λ — долгота места в единицах времени, λ0 — долгота центрального меридиана пояса, по которому ведется счет времени в месте наблюдении, η — поправка на приведение среднего времени к истинному, равная уравнению времени, которое приводится в таблицах эфемерид Солнца в «Астрономическом календаре» на каждый год. Из тех же таблиц берем и δ. Значение λ0 берем, исходя из следующих соображений. Поскольку период наблюдений серебристых облаков приходится на период действия в нашей стране летнего времени, то λ0 = 4 часа + ΔТ, где ΔТ — разность местного декретного времени с московским, а 4 часа — разность московского летнего времени с всемирным.

Исправлять за ослабление света в атмосфере нужно и яркость самих серебристых облаков. Так как они наблюдаются, как правило, при z > 75°, при учете ослабления их света в атмосфере нельзя принимать M(z) = sec z, а надо использовать значения M(z), полученные из описанных выше наблюдений Солнца в ближайший вечер или утро.

Переход от наблюденной яркости серебристых облаков к исправленной за атмосферное ослабление производится по формуле

B0 = Bн∙p- M ( z )  (62)

Для определения таких характеристик серебристых облаков, как альбедо, нужно учитывать еще и атмосферное ослабление лучей Солнца, освещающих серебристые облака (см. § 5, формула (12)). Если величина Т2, в этой формуле нам теперь известна из наблюдений Солнца и равна

Т2 = p M ( z ) , (63)

то стоящая в той же формуле величина Тτ (прозрачность атмосферы на пути Солнце — облако) не может быть определена непосредственно из наблюдений и ее нужно уметь рассчитывать.

Световой поток, идущий от Солнца и освещающий серебристые облака, испытывает ослабление не только вследствие рассеяния и поглощения, но и вследствие рефракционного расхождения лучей. Это явление связано с тем, что чем ниже в земной атмосфере проходит луч, тем сильнее он преломляется (рис. 50), и сечение пучка лучей dS расширяется, превращаясь в dS '> dS. Соответственно убывает поток излучения, приходящийся на единицу поверхности, перпендикулярной пучку, т. е. освещенность.

Рис. 50. Схема рефракционного ослабления луча, проходящего через атмосферу Земли.

Нетрудно показать, что отношение освещенности при отсутствии рефракции Е к освещенности Е', искаженной рефракцией, равно

где H* — шкала высот (см. формулу (2) на с. 16), L — расстояние ВС на рис. 18, равное

а угол ψ1 определяется формулой (5), § 3; θ — это удвоенный угол рефракции, величина которого зависит от значения минимальной высоты Н0, которой достигает освещающий серебристое облако луч Солнца. Эта высота определяется по формуле

Значения угла б в функции Н0 приведены в Приложении 6.

Нам осталось учесть ослабление освещающего солнечного луча за счет рассеяния и поглощения в атмосфере на пути «Солнце — облако», и мы получим следующее выражение для Т1:

Значения Мθ0(Н0) — воздушной массы, проходимой лучом на минимальной высоте Н0 при z = 90°, приведены в Приложении 6. Кроме того, ее можно рассчитать по формуле Лапласа

где Р — давление на высоте Н0 в миллибарах, Т — температура на той же высоте в градусах абсолютной шкалы Кельвина.

Теперь мы имеем все необходимые величины для учета атмосферного ослабления как света Солнца, к которому мы привязываем с помощью стандартизации яркость серебристых облаков, так и света самих серебристых облаков, а также освещающих их лучей Солнца. Порядок вычислений будем применять следующий:

1) Из обработки лабораторных экспериментов по формулам (51) и (48) определяем раз и навсегда коэффициент пропускания насадки К.

2) Из ряда наблюдений Солнца со стандартизационной

насадкой по формулам (57) и (58) строим бугеровский график и определяем прозрачность атмосферы p. Этот же график послужит нам для определения значений M(z) для больших z.

3) По формулам (54) и (55) получаем для каждого отсчета микрофотометра, переведенного в относительные яркости Ь, видимые абсолютные яркости серебристых облаков Вн.

4) По формуле (62) находим истинные яркости серебристых облаков В0.

5) По формулам (63), (67) и (12) вычисляем видимое альбедо серебристых облаков Ан.

Входящие в эти формулы вспомогательные величины находим по другим формулам этого параграфа.

Обращаем внимание читателей на то, что величина M(z) в формулах (53), (55), (57) — это атмосферная масса на пути луча Солнца, фотографируемого нашей насадкой, а в формулах (62) и (63) эта величина соответствует атмосферной массе на пути луча «серебристое облако — наблюдатель», поэтому в эти формулы надо подставлять M(z), соответствующее зенитному расстоянию Солнца в первом случае и серебристых облаков во втором.

Колориметрические наблюдения. Научившись производить фотометрию серебристых облаков по их фотографиям, мы можем перейти к более сложному виду наблюдений — фотографической колориметрии. Вся методика работы остается прежней, но фотографирование ведется одновременно тремя фотоаппаратами, установленными так, чтобы их оптические оси были параллельны друг другу. На объективы аппаратов ставятся три светофильтра, по возможности с узкой полосой пропускания (не более 300 А°), с максимумами чувствительности в синей, желто-зеленой и красной областях спектра. Нужно, чтобы применяемая фотопленка была достаточно чувствительна во всех этих областях спектра, поэтому следует применять пленку типа изохром или изопанхром.

Как уже было сказано, экспозиции на всех трех аппаратах производятся одновременно, для чего применяется устройство, изображенное на рис. 38.

Калибровка каждой пленки производится, как и при одноцветной фотометрии, по изображениям Отверстий калибровочного фонаря. Для каждого цвета строится отдельная характеристическая кривая.

Стандартизация снимков для каждого цвета производится отдельно, одной насадкой, но с заменой светофильтров. Это значительно усложняет работу, так как для замены светофильтров насадку надо каждый раз снимать, а потом снова устанавливать. От этого можно избавиться, изготовив три отдельные насадки. В этом случае можно стандартизационные экспозиции производить одновременно тем же устройством. Но тогда нужно произвести фотометрическую привязку всех трех насадок друг к другу. Для этого надо снять светофильтры с аппаратов и получить засветки от Солнца одновременно тремя насадками, а затем произвести их фотометрическое сравнение, хотя бы в относительных единицах. В случае использования трех насадок их надо «закрепить» за аппаратами, т. е. ставить всегда насадку № 1 на аппарат № 1 и т. д. Это нужно еще и потому, что фотоаппараты могут слегка отличаться друг от друга (по фокусному расстоянию, относительному отверстию и т. д.) и описанное выше фотометрическое сравнение будет сделано для постоянно используемых комбинаций «аппарат + наладка».

После получения результатов, т. е. видимых яркостей серебристых облаков в трех областях спектра, можно определить их специальные показатели цвета в звездных величинах, как это принято в астрономии. Для этого рассчитаем величины

и образуем разности m1— m2 и m2 — m3. Это и будут специальные показатели цвета. Индекс «1» здесь относится к красным лучам, «2» — к желто-зеленым, «3» — к синим. Если специальные показатели цвета положительны, значит, свет серебристых облаков краснее света Солнца, если отрицательны — то голубее.

Многие любители астрономии не раз получали цветные Фотографии серебристых облаков, чаще всего на обратимой пленке для применения их в качестве слайдов. Получают цветные снимки и на фотобумаге. Однако такие снимки имеют лишь чисто иллюстративное значение, хотя порой и очень красивы. Научная обработка цветных фотографий пока еще не освоена, ибо при этом значительно усложняется процесс и методика калибровки снимков (нужно получить не только яркостную, но и цветовую шкалу), а также их лабораторной обработки.

Поляриметрия серебристых облаков. Поляриметрия по методике во многом напоминает колориметрию, только вместо цветных светофильтров на объективы фотоаппаратов ставятся анализаторы, в качестве которых могут быть использованы выпускаемые нашей промышленностью и имеющиеся в продаже поляризационные светофильтры (поляроиды). На первый аппарат поляроид ставится так, чтобы плоскость его поляризации была вертикальна; плоскости поляризации поляроидов на втором и третьем аппарате должны быть наклонены на угол 60° в противоположные стороны (рис. 51). Экспозиции производятся одновременно на всех трех аппаратах.

Рис. 51. Схема расположения поляроидов на трех аппаратах.

Нужно помнить, что малейшее различие в пропускании оптики фотоаппаратов может привести к появлению ложной поляризации. То же самое может получиться при различии в чувствительности фотопленок или в режиме их проявления. Чтобы избежать этого, нужно всеми тремя аппаратами снимать миру, в качестве которой можно использовать калибровочный фонарь. Свет миры должен быть обязательно естественным, поэтому перед работой нужно проверить, не создает ли просвечивающий экран миры поляризации. Для этого нужно фотографировать миру одним аппаратом при трех положениях поляроида, с поворотом на 60°. Главное здесь — соблюдение равенства экспозиций. Если при трех положениях поляроида засветки от миры будут совершенно одинаковой плотности, ее свет естественный.

Пусть яркости миры (при использовании калибровочного фонаря измеряется яркость отверстия, дающего засветку средней плотности) на каждом из трех снимков с поляроидами равны В1, B2, В3. Пусть далее имеет место следующее соотношение между ними:

k1∙B1 = k2∙B2 = B3 (70)

Коэффициенты k1, k2 мало отличающиеся от единицы, определяются из снимков миры, после чего все яркости, полученные по фотографиям с первым аппаратом, умножаются на k1, а со вторым аппаратом — на k2.

Из яркости серебристых облаков вычитается яркость прилегающих участков сумеречного неба. Только после этого мы получим истинную яркость серебристых облаков. Пусть для трех аппаратов эти яркости будут I1, I2, I 3 , (мы не используем здесь букву В, чтобы не спутать яркость серебристых облаков с яркостями миры). Степень поляризации p и угол положения плоскости поляризации ср определяются по формулам В. Г. Фесекова:

где φ1 — угол положения плоскости пропускания поляроида на первом аппарате (если она вертикальна, как на рис. 50, то φ1 = 0).

Для измерений поляризации выбирают наиболее характерные детали серебристых облаков, легко отождествимые на всех трех снимках. Сдвиг измеряемой точки на одном снимке по отношению к другому может привести к появлению ложной поляризации или к искажению результата.

Значения степени поляризации р интересно нанести на график в функции угла рассеяния β, который равен

β = h —  (73)

где h — высота точки поля серебристых облаков,  — высота Солнца ( < 0). Такой график р(β) может быть использован для заключения о размерах частиц, из которых состоят серебристые облака.

 

§ 17. Применение метода эквиденсит

Обработка фотографий серебристых облаков классическими методами фотографической фотометрии, подробно описанными в предыдущем параграфе, требует большой затраты времени. Этот недостаток свойствен и фотометрии любых других астрономических объектов.

Такое положение заставило астрономов искать иные, более быстрые методы фотометрической обработки фотографий. В середине 60-х годов распространение получил так называемый метод эквиденсит, когда линии равной плотности — эквиденситы — на фотографии того или иного небесного объекта получаются путем некоторого сложного фотографического процесса, основанного на эффекте Сабатье.

Этот эффект был открыт в 1850 г., на заре развития фотографии, французским ученым П. Сабатье и состоит в следующем. Если после съемки и частичного (неполного) проявления пластинки подвергнуть светочувствительный слой равномерной засветке актиничным (т. е. действующим на данную эмульсию) светом по всей поверхности пластинки, а после этого довести проявление до конца, на фотографии образуется частично, а иногда и полностью обращенное позитивное изображение. Причиной этого является отчасти экранирование оставшихся невосстановленными после первого проявления кристаллов галоидного серебра зернами серебра первоначального (негативного) изображения, отчасти десенсибилизация (понижение чувствительности) этих кристаллов продуктами окисления проявителя. То и другое после равномерной засветки слоя приводит к возникновению в местах расположения зерен негативного изображения вторичного (позитивного) изображения.

Фотографический метод эквиденситометрии основан на использовании происходящего в результате эффекта Сабатье наложении негативного и позитивного изображений одного и того же объекта. При печатании с этой комбинации контрастного позитива на нем появляются линии равной оптической плотности почернения — эквиденситы.

Практически поступают так. Оригинальные негативы проявляют обычным образом, как было описано в § 12; после просушки с этих негативов делают контактным способом контратицы, которые и подвергаются процедуре, кратко описанной выше. Контрастирование производится на контрастные плаетинки FU-5 (если их нет в распоряжении, то на самые контрастные, какие можно достать). Время выдержки при первой экспозиции (при контрастировании) подбирается так, чтобы после первого проявления изображение самых ярких частей облаков оставалось сильно недодержанным. Тогда после второй засветки (равномерным светом) и второго проявления мы получим эквиденситы для самых слабых участков серебристых облаков, поскольку их изображение при пересъемке на контрастный позитив придется на прямолинейную часть характеристической кривой.

Для получения эквиденсит более ярких частей облачного поля увеличиваем длительность первой выдержки вдвое, переводя позитивное изображение ярких облаков из области недодержек в область нормальной экспозиции. Длительности обеих стадий проявления и второй экспозиции оставляем постоянными (рекомендуемые длительности будут приведены ниже).

Таким образом, мы будем иметь две системы эквиденсит I порядка: одну для более слабых, а другую для более ярких частей облачного поля. (В ходе дальнейшей обработки они объединяются.) При большом перепаде яркостей в облачном поле может потребоваться и третья система эквиденсит, т. е. процесс их получения повторяется трижды.

Поскольку ширина эквиденсит I порядка может быть слишком велика (это зависит от распределения яркостей и контрастов в облачном поле, а также от условий проведения самой эквиденситометрии), процесс контратипирования может быть повторен. При этом получаются эквиденситы II порядка, представляющие собой парные линии, соответствующие геометрическим местам точек равной оптической плотности по обе стороны эквидепситы I порядка. Дальше, если надо, получают таким же путем эквиденситы III порядка.

Для иллюстрации метода на рис. 52 приводим системы эквиденсит, полученные по фотографии планеты Юпитер 13–14 марта 1968 г. в Астрофизическом институте Академии наук Казахской ССР. Буквами А, В, С, D обозначены последовательные изображения но мере увеличения первой выдержки (в случае Юпитера пришлось проводить контратипирование 4 раза). Цифры 1, 2, 3 соответствуют эквиденситам I, II, III порядка.

Рис. 52. Эквиденситы Юпитера, полученные по фотографии 13–14 марта 1968 г. (вверху) в Астрофизическом институт AН КаэССР:

А , В , С , D — последовательные стадии контратипирования (с ростом первой экспозиции); 1 , 2 , 3  — эквиденситы I, II, III порядков.

Как и в случае обычной фотографической фотометрии, описываемый метод требует проведения калибровки.

Для этого удобнее всего впечатывать на первую эквиденситограмму специальный непрерывный фотометрический клин на пленке или пластинке, который кладется рядом с негативом или накладывается на незасвеченный участок последнего (таковым практически является часть негатива с изображением земной поверхности). Эквиденситы клина обычно имеют форму цепных линий, поэтому измеряют положения эквиденсит вдоль оси симметрий этих фигур.

Непрерывный фотометрический клин нетрудно изготовить самому с помощью приспособления, описанного М. Е. Набоковым и изображенного на рис. 53.

Рис. 53. Ящик-Книга — устройство для изготовления фотометрического клина (по М. Е. Набокову ). Справа — форма кривой выреза.

Это — светонепроницаемый ящик, имеющий на передней торцевой стенке треугольную прорезь, ограниченную с боков двумя симметричными показательными кривыми (экспонентами). Форма этих кривых определяется уравнением

у = ± ах, (74)

где х, у — прямоугольные координаты точки на кривой, отсчитываемые от точки, расположенной на середине оси прорези (на рис. 53 справа — точка О), а — основание экспоненты, в качестве которого удобно выбрать число, 100,1~= 1,26. Тогда форма кривой будет близка к изображенной на рис. 53.

Вырез в передней стейке делается в тонком картоне, который укрепляется на более твердое (например, фанерное) основание. В этом основании тоже делается вырез, но в виде обычного треугольника, более широкого, чем вырез в картоне.

Задняя стенка ящика имеет рамку для вставки кассеты с пластинкой. Точно посередине ящика вставляется вертикальная ширма, закрывающая ровно половину ящика. Все внутренние поверхности в ящике должны быть зачернены, а прорезь в передней стенке прикрыта матовым стеклом.

Экспозиции при изготовлении фотометрического клина подбираем опытным путем. Очевидно, что разные участки пластинки из-за наличия ширмы в середине ящика будут получать разную освещенность: левый (если смотреть со стороны прорези) край пластинки будет освещен всем отверстием, правый — только самой узкой его частью. Освещенность будет пропорциональна площади освещающей поверхности или при данной форме кривой величине 100,1х. Отношение освещенностей для двух точек клина с координатами х1 и х2 будет равно

а в шкале звездных величин

m(x1) — m(x2) = 0.25∙(x1 — x2), (76)

т. е. разность звездных величин некоего источника света, наблюдаемого сквозь наш клин в точках х1 и х2 пропорциональна расстоянию между этими точками. За единицу при этом принимается величина у(0) в формуле (74).

Чтобы не засвечивать сразу всю пластинку, можно сделать в задней стенке узкую горизонтальную прорезь шириной 1 см и поставить два зажима, прижимающих кассету с пластинкой вплотную к этой прорези. Тогда из одной пластинки можно будет сделать несколько клиньев. Пластинки для этой цели надо брать низкой чувствительности. По окончании работы пластинка разрезается на отдельные полосы-клинья алмазом или стеклорезом, каждая из них прикрывается со стороны эмульсии такой же полоской чистого стекла, и клин оклеивается по краям бумагой.

Вернемся к процессу эквиденситометрии. В качестве проявителя для пластинок с эквиденситограммами И. И. Брейдо рекомендует парааминофеноловый проявитель следующего состава:

парааминофенол - 7 г,

сульфит безводный - 50 г,

сода безводная - 50 г,

вода - до 1 л.

Этот проявитель был найден лучшим для данной цели из 9 исследованных составов. Температура проявителя должна быть 20 °C. Время первого проявления 45 секунд, после чего пластинку, не погружая в фиксаж, промывают в течение 1 минуты в проточной воде и подвергают в течение 10 секунд второй засветке равномерным освещением при освещенности в 30 люкс (примерно такую освещенность дает 40-ваттная электрическая лампочка на расстоянии 1 м). Пластинка при этом лежит в кювете с водой (надо позаботиться, чтобы вода после укладывания пластинки в кювету совершенно успокоилась). Второе проявление (после второй засветки) продолжается 2 минуты, после чего пластинку на 10 минут погружают в фиксаж, а затем в течение 20 минут промывают в проточной воде и высушивают.

При получении эквиденсит II порядка длительность первой засветки берется 140 секунд, а второй — 20 секунд. Весь остальной режим остается прежним. Так же поступаем при получении эквиденсит III порядка.

Но вот, наконец, все эквиденситы получены и пора приступать к построению изофот. Строить их можно как по эквиденситам II, так и III порядка. Этот процесс состоит из двух частей: перевода эквиденсит с негатива на бумагу и определения относительных или абсолютных яркостей, соответствующих каждой эквиденсите.

Первая часть работы особых пояснений не требует. Строить изофоты можно как в масштабе 1:1, так и с увеличением. В последнем случае используем проекционный фонарь для стеклянных (8,5x8,5 см) диапозитивов или иное проекционное устройство, проектируем изображение на лист белой бумаги, следя, чтобы не было искажений изображения (например, из-за наклона луча к плоскости экрана), и обводим эквиденситы карандашом (во избежание ошибок вначале лучше это делать именно карандашом, а потом уже обводить тушью или Чернилами). Для удобства работы лист бумаги лучше положить на стал, а проектор установить сверху. Чтобы бумага не сдвигалась, ее надо укрепить кнопками или липкой лентой.

Если для получения эквиденсит I порядка использовались (как это обычно делается) 2–3 негатива, то последовательно переводим на один лист бумаги эквиденситы II и III порядков, соответствующее каждому из них. Надо только позаботиться, чтобы все они имели одинаковую ориентацию, что достигается различными способами (совмещение краев пластинок при контратипировании, впечатывание специальных меток и т. д.).

Вторая часть работы состоит в том, что для каждой эквиденситы мы должны определить соответствующее ей значение относительной или абсолютной яркости. Проще определить относительные яркости. Для этого используем эквиденситы впечатанного рядом с изображением серебристых облаков фотометрического клина, о чем уже говорилось выше. Предварительно клин должен быть проградуирован- на микрофотометре и построена градуировочная кривая, связывающая линейные отсчеты на шкале клина (если клин самодельный, такую шкалу нетрудно нанести тушью на стекло или на бумагу, которой оклеен клип) с относительной яркостью, которую можно принять равном коэффициенту пропускания клина в данной точке. Этот коэффициент для многих точек клина (лежащих на его оси) определяем лабораторным путем, как описывалось в § 16, и строим градуировочную кривую. Если клин хорош, она будет близка к прямой (рис. 54).

Рис. 54. Градуировочная кривая фотометрического клина (по И. И. Брейдо ):

I — отсчеты школы клина, D — его плотность, Е отн и m отн — относительная яркость в обычной шкале и в шкале звездных величин.

Измеряем на оси клина по его шкале положения эквиденсит и по градуировочной кривой переводим их в относительные яркости. Теперь каждой эквиденсите можно приписать определенное значение относительной яркости и тем самым превратить их в изофоты, построенные в относительных единицах.

Чтобы получить значения яркостей в абсолютных единицах, надо определить абсолютную яркость хотя бы для одной точки, лежащей на одной из изофот. Это делается методом, подробно описанным в § 16. Сочетание абсолютной фотометрии с эквиденситометрией может привести к большой экономии времени, поскольку полная операция обработки снимка методом эквиденситометрии занимает около четырех часов, тогда как обработка того же снимка обычным фотометрическим путем потребует многих дней, кроме того, для нее нужен микрофотометр, а в описанном методе он не нужен. Да и абсолютное определение яркости потребуется в одной-двух точках.

В настоящее время разработаны и изготовлены электронные устройства, позволяющие непосредственно получать эквиденситы, без фотографического процесса. Одним из них является автономный комплекс обработки изображений Вычислительного центра Сибирского отделения АН СССР. Комплекс позволяет очень быстро (за несколько минут) получать эквиденситы изображений астрономических объектов и серебристых облаков. Вдобавок промежутки между эквнденситами на экране дисплея прибора получаются цветными. Вся картина напоминает физическую карту местности, где разными цветами обозначены разные интервалы уровней высот на суше и глубин в океане. В сущности весь метод эквиденсит напоминает по идее построение такой карты, только роль высот играют яркости.

Представим себе объемное изображение поля серебристых облаков (или любого другого светящегося объекта), где поверхность приподнята на высоту, пропорциональную яркости облаков в данной точке. Мы получим некоторый «фоторельеф». Распилим его теперь воображаемой пилой параллельно горизонтальной плоскости на некоторой высоте, ближе к основанию. Очертания кромки спила дадут нам эквиденситу для наиболее слабых частей облачного поля. Сделаем теперь новый спил на уровне повыше — получим еще одну эквиденситу, для более ярких, частей, и т. д.

Автоматический комплекс СО АН СССР действует по принципу цветового разделения различных оптических плотностей негатива. Специальное приспособление дает возможность считывать координаты и значения оптической плотности в любой точке изображения. Другой телевизионный экран установки показывает кривую распределения оптической плотности негатива по осям координат. Переход от плотностей к яркостям не представляет труда.

С осени 1978 г. на этом комплексе работают юные любители астрономии, члены кружка при Клубе юных техников СО АН СССР, под руководством В. И. Кириченко. Они уже построили с его помощью эквиденситограммы Луны, кометы Уэста, большой туманности Ориона, а также серебристых облаков (рис. 55) по снимкам, полученным ими же.

Кружки любителей астрономии, состоящие в контакте со специальными астрономическими учреждениями, научными институтами, вузами, имеющими такие приборы, могут последовать примеру новосибирцев и использовать эти приборы для исследований серебристых облаков, а также и других небесных объектов.

Рис. 55. Фотография серебристых облаков 23–24 июня 1978 г. и ее эквиденситограмма, полученные астрономическим кружком Клуба юных техников СО АН СССР под руководством В. И. Кириченко .