Энциклопедия Кругосвет
Универсальная научно-популярная онлайн-энциклопедия
АСТРОКЛИМАТ
АСТРОКЛИМАТ, это совокупность атмосферных условий, влияющих на качество астрономических наблюдений. Важнейшие из них – прозрачность воздуха, степень его однородности (влияющая на «резкость» изображения объектов), величина фонового свечения атмосферы, суточные перепады температуры и сила ветра.Говоря о наземных астрономических наблюдениях, следует помнить, что они производятся со дна воздушного океана. Сжатая до плотности воды, наша атмосфера имела бы толщину 10 м. Представьте, что вы наблюдаете в телескоп звезды со дна водоема такой глубины. Практически этим и заняты астрономы, работающие на уровне моря. Волнение воздушного океана, плавающие в нем облака и пыль, свечение газов и поглощение ими света звезд, – все это вынуждает астрономов «стремиться к всплытию», к продвижению в верхние слои атмосферы.
Строительство обсерваторий высоко в горах, размещение телескопов на самолетах, аэростатах и, наконец, на борту космических аппаратов позволяет в той или иной степени избежать вредного влияния атмосферы, но создает новые трудности, прежде всего финансовые. Особенно дорого стоят космические обсерватории; поэтому, за редким исключением, они создаются для наблюдения тех видов излучения, которые совсем не проходят сквозь атмосферу к поверхности Земли, например рентгеновского или инфракрасного. Для наблюдения в оптическом диапазоне астрономы до сих пор размещают большую часть своих приборов на поверхности Земли, но при этом стараются выбирать место и создавать условия, максимально выгодные для наблюдений.
Прозрачность атмосферы.
В оптическом диапазоне прозрачность земной атмосферы достаточно велика: свет звезды, находящейся в зените, при наблюдении с уровня моря ослабляется на 25–50% (слабее – у красного, сильнее – у голубого конца спектра), а с высоты современной горной обсерватории (2500–3000 м) в среднем на 20%. Но атмосферное поглощение меняется в зависимости от высоты светила над горизонтом. При наблюдении звезды в зените луч света проходит минимальный путь через атмосферу и поэтому испытывает минимальное поглощение. Чем больше угловое расстояние звезды от зенита, тем длиннее путь луча в атмосфере и, соответственно, сильнее ослабление света.Для того чтобы исправить наблюдаемую яркость светила за дополнительное поглощение света в атмосфере (как говорят, «привести наблюдения к зениту»), к наблюдаемой звездной величине необходимо прибавить следующие величины (Dm):
| Высота звезды над горизонтом | Dm |
| 90 | 0,0 |
| 70 | 0,01 |
| 50 | 0,06 |
| 40 | 0,12 |
| 30 | 0,23 |
| 20 | 0,43 |
| 15 | 0,65 |
| 10 | 0,99 |
| 5 | 1,77 |
| 3 | 2,61 |
Эти поправки даны для высоты местности на уровне моря; при увеличении высоты они уменьшаются. При этом имеется в виду, что качество неба отличное. При худшем качестве неба (высокая влажность или запыленность, перистые облака) поправка становится все больше и неопределеннее, особенно вблизи горизонта.
В ультрафиолетовом (УФ) диапазоне прозрачность атмосферы резко снижается: для волн короче 280 нм она практически непрозрачна. В инфракрасном (ИК) диапазоне прозрачность атмосферы очень неоднородна: существует несколько мощных полос поглощения молекулами кислорода и воды. Поэтому для наблюдения в близком ИК диапазоне телескопы устанавливают в сухих высокогорных районах, например в чилийской пустыне Атакама или на вершинах древних гавайских вулканов (высота более 4000 м). В далеком ИК и в УФ диапазонах наблюдения возможны только с космических станций (см. ВНЕАТМОСФЕРНАЯ АСТРОНОМИЯ).