j Стоянии')- ]0 - Марса (в зените), / - Юпитера (прн противостоянни); 12 - Сатур-Г(при противостоянии).

0,1 0,2 0,5 I

SO too 200 ,мкм

Кроме деления на группы по звездной величине, все звезды делят на спектральные классы в зависимости от их собственной температуры (табл. 3.24). Каждый класс обозначают буквами О, В, А, F, G, К, М, R, N к S к дополнительно делят на 10 групп от О до 9, так что звезду характеризуют двумя знаками, например В2, А7, GO и т. п. По таким обозначениям можно установить температуру поверхности звезды и охарактеризовать распределение излучаемого лучистого потока по спектру.

Таблица 3.24

Классы звезд и соответствующие им температуры

Характеристики наиболее ярких звезд приведены в табл. 3.25, а на рис. 3.14 показаны графики изменения спектральной энергетической освещенности, создаваемой яркими звездами в верхних слоях атмосферы. Значения спектральной энергетической освещенности получены расчетным путем в предположении, что звезды излучают подобно черному телу. Максимум спектральной плотности излучения большинства наиболее ярких звезд приходится на диапазон длин волн О, 5 ... I мк.м. Эквивалентный световой поток от звезд, падающий на земную поверхность, составляет 2.4 5 10-8 лм/сма, или около 3-10 Вт/(см2-мкм) при монохроматическом

излучении с длиной волны 5,5 мкм. Облачность может сильно уменьшить значение освещенности, создаваемой .Луной и звездами, что иллюстрируется графиком, приведенным на рис. 3.15.

Атмосфера, облака, полярные сияния. Следует различать собственное излучение атмосферы, обусловленное наличием в ней водяного пара, углекислого газа и озона, и рассеянное излучение Солнца.

Экспериментально установлено [35], что в диапазоне 3 ... 4 мкм почти в любых условиях энергетические яркости собственного н рассеянного излучения одинаковы. В области более коротких волн рассеянное излучение является преобладающим, так что собственное излучение ночью невелико, а днем им можно вообще пренебречь., При длинах волн более 4 мкм доминирует собственное излучение.

Температура атмосферы находится обычно в пределах 200-300 К, поэтому максимум интенсивности собственного излучения атмосферы лежит в районе 10 мкм. Максимальное значение спектральной энергетической яркости, рассчитанное теоретическим путем, составляет 10-з Вт/(смг . ср мкм).

На рис. 3.16 представлены экспериментальные кривые спектральной энергетической яркости ясного ночного неба по измерениям на высоте 3300 м над уровнем моря при окружающей температуре 8° С и по измерениям на уровне моря при окружающей температуре 27° С [35]. Распределение энергетической яркости по спектру зависит от температуры воздуха, содержания в атмосфере паров воды и озона и от угла визирования относительно горизонта. При угле визирования 0° энергетическая яркость такая же, как у черного тела при окружающей температуре. При увеличении угла визирования энергетическая яркость для данной волны уменьшается. Макси-

ю

П-1Э

0.1 о,г

5 К,мт

Рис. 3.14. Расчетные значения спектральной энергетической освещенности, создаваемой наиболее яркими звездами в верхних слоях атмосферы: / - Кентавр; 2 - Сириус; 3 - Ахернар; 4 - Ригель; 5 -Бега; 6 - Альтаир; 7 - Капелла; в - Мира; 9 - Арктур; 10 - Бетелыейзе; II - Канопус; 12 - Альдебараи.

.. мы коивых, изображенных на рис- зле. Графики освещенности земной о 1й rootbetctbvrot цент- поверхности: /-полная Луна, ясно; 2-, рис. 3.1Ь, а, соотье11.1вую1 цен1 полная Луна, средняя облачность: 3 - Лу-

пам полос поглощения водяного ны нет, ясно; 4 -Луны нет, средняя об-пяпя №.3 мкм), озона (9,6 мкм) лачность; 5 -Луны иет, сильная облач-пара V /1с икм) ность. (По оси абсцисс отложено время

И углекислого газа (Ю мкм/. окончания астрономических сумерек.)

Кривые на рис. 3.16, б по- у у -г

называют, что в областях до 7 мкм и свыше 15 мкм распределение энергетической яркости излучения атмосферы по спектру достаточно хорошо описывается законом Планка для абсолютно черного тела при соответствующей температуре. Близ центров полос поглощения энергетическая яркость неба практически равна энергетической яркости черного тела. Так как в этих участках спектра атмосфера почти непрозрачна для инфракрасных лучей, наблюдатель регистрирует излучение от ближайших слоев атмосферы, имеющих температуру окружающей среды. По мере удаления от центров полос энергетическая яркость падает, так как уменьшается коэффициент излучения более далеких и более холодных слоев атмосферы. Сравнивая рис. 3.15, а, б, можно заметить также сильное влияние окружающей температуры на величину энергетической яркости.

Таблица 3.25

Характеристики наиболее ярких звезд

Название

Полушарие

Температура, К

Создаваемая звездой

освещенность, лк

энерг. освещенность, Вт/см

Канопус

Альфа Кентавра

Капелла

Процион

Ахернар

Бета Кентавра

Альта ио

Бетельгейзе

Альфа Креста

Альдебаран

Поллукс

Спика

Антарес

Фомальгут

Денеб

Регул

Ю Ю Ю С С С Ю С

ю

ю

с

с

ю

с

с

ю

ю

ю

с

с

11200 6200 6000 11200 4700 3750 13000 5450 15000 23О0О 7500 3050 22500 3130 4200 22500 3400 9100 9700 13600

1,15-10-= 5,60-10-8 4,00-10-е 3,00-10-е 2,90-10-е 3,30- 10-е 2,70-10-6

2,25 1,95 1,75 1,50. 1,60-1,40-1,40-1.10-1,26-1,25-1,40-1,00-8,97-

10-6 10-е 10-6 10-6 10-6 10-6 10-6 10-6 10-е 10-6 10-6 10-6 10-

1,73-10-

6,30-10->2

4,30-10-=*

4,64-10-2

3,12.10-2

6,80-10-2

5,04-10-12

2,40-Ю-г

5,30-10-2

1,07-10-4

1,76-10-

7,10-10-2

8,54-10-2

3,52-10-=

1,79-10-2

7,70-10-2

3,70-10-

1,82-10-2

1,41-10-2

1,84-10-2