Также по теме

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):

Таблица приведения наблюдения к зениту
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).

Качество изображения.

При выборе места для строительства обсерватории астрономов в первую очередь интересует количество ясного ночного времени. Оно измеряется в суммарном годовом количестве часов безоблачного неба в период астрономической ночи, когда погружение Солнца под горизонт превосходит 18 градусов и уже не заметны сумеречные явления. Для старых университетских обсерваторий, размещенных вблизи крупных городов Европы, это время составляет порядка 200–300 часов в год (Пулково, Рига, Москва); для горных обсерваторий, располагающихся в южной части бывш. СССР (Крым, Кавказ, Казахстан, Узбекистан), это 1000–1500 час, а для наиболее современных обсерваторий в горах Чили и на Гавайях – 2500–3000 час.

Однако даже совершенно ясная ночь может не удовлетворять астрономов по качеству изображения объектов. Воздушные слои разной плотности по-разному преломляют световой луч. Если воздух спокоен, это приводит лишь к смещению изображения как целого. Но если слои воздуха с различной температурой, а следовательно и плотностью, хаотически перемешаны, то изображение звезды дрожит и размывается, мелкие детали на поверхности планет не видны, точно измерять положение и яркость звезд невозможно. Качество изображения обычно характеризуют угловым диаметром кружка, в виде которого предстает изображение звезды в телескопе. Приемлемым для наблюдений считается качество изображения в 2–3І, весьма хорошим – в 1І. На лучших высокогорных обсерваториях бывают изображения в 0,5І и даже 0,35І. Далеко не каждая ясная ночь отличается высоким качеством изображения. В частности, ветренная погода ухудшает качество изображения – звезды сильно мерцают и дрожат; это связано с усилением турбулентности в атмосфере.

Поскольку крупный телескоп стоит очень дорого, а эффективность его работы прямо зависит от астроклимата в пункте наблюдения, астрономы посвящают немало сил выбору места для строительства обсерватории. Предварительный отбор перспективных мест производится на основе метеорологической информации, а затем организуются многомесячные (иногда и многолетние) экспедиции для изучения выбранных мест. С помощью небольших экспедиционных приборов, имитирующих наблюдение с крупным телескопом, проводятся измерения качества изображений звезд в разные сезоны года. Окончательное решение о строительстве обсерватории принимается, исходя из полученных экспедициями результатов и, в немалой степени, экономических обстоятельств: наличия электрических и водных источников, морских портов, аэродромов и дорог, поскольку доставка и монтаж большого телескопа и прежде всего его многометрового зеркала представляет сложную транспортную проблему.

Даже в самых хороших, с точки зрения астроклимата, горных вершинах, таких, как Серро-Параналь в чилийской пустыне Атакама, Мауна-Кеа на о.Гавайи, Рока-де-лос-Мучачос на о.Ла-Пальма в архипелаге Канарских островов, прозрачность атмосферы и качество изображения непрерывно изменяются. Поэтому астроном-наблюдатель регулярно делает записи в журнале наблюдений с указанием состояния неба и размера изображения звезд. При высокоточном измерении блеска переменных звезд приходится до и после измерения изучаемой звезды определять также блеск специально выбранных звезд сравнения («стандартов»), про которые известно, что они светят очень стабильно, поэтому изменение их видимой яркости целиком связано со свойствами атмосферы Земли.

Одним из простых способов дать количественную оценку качества неба является указание на самую слабую звезду, видимую невооруженным глазом. Хотя каждый человек по-своему определяет самую слабую звезду, в среднем эта величина примерно одинакова для всех людей с нормальным зрением. Индивидуально для каждого наблюдателя такой метод определения качества неба дает весьма надежную относительную оценку. Для определения слабейшей из видимых звезд принято использовать область неба вблизи северного полюса мира. Эта область имеет несколько преимуществ: на средних северных широтах она незаходящая; ее высота не меняется в течение ночи и года, так что изменением прозрачности атмосферы с высотой можно пренебречь. В этой области нет ярких звезд и не бывает планет, которые бы слепили глаза. Слабые звезды довольно далеки друг от друга и поэтому легко отождествляются. Кроме того, поле вокруг Полярной звезды имеет простую конфигурацию и легко запоминается.

Загрязнение ночного неба искусственным светом.

Помимо естественных факторов, влияющих на астроклимат, в 20 в. он испытал существенное влияние цивилизации. Важнейшим отрицательным фактором стало ночное освещение городов, сделавшее невозможным проведение в них астрономических наблюдений.