Способ измерения яркости искусственных протяженных светящихся образований в ионосфере Советский патент 1992 года по МПК G01J1/10 

Изобретение относится к геофизике и может быть использовано для измерения энергетической яркости в отдельных участках спектра искусственных светящихся облаков, образуемых в ионосфере при проведении активных экспериментов и регистрируемых в процессе наземных оптических наблюдений с помощью высокочувствительных приемников изображений с усилителями яркости.

Известен способ калибровки телевизионных изображений протяженных астрономических объектов с помощью ступенчатого ослабителя, позволяющий производить только относительные измерения яркости.

Известен способ измерения яркости искусственного бариевого облака путем построения характеристической кривой по внефокальным изображениям звезд, зарегистрированным без фильтра, и последующего определения нуль-пункта калибровочной

кривой по фокальным изображениям звезд, зарегистрированным с фильтром

Недостатками известного способа являются как сложность его осуществления, так и сложность учета ошибок измерений: для калибровки изображений объекта по яркости требуется дважды регистрировать звезды, причем в разных режимах использования входной оптики; используются фокальные изображения звезд, структура которых (как точечных объектов) не соответствует структуре изображения протяженного объекта; при фотометрии фокальных изображений звезд применяется единица яркости звездная величина, что требует введения поправок за спектральный класс каждой звезды и служит одним из источников ошибок; измерение звезд приходится выполнять по всей площади рабочего поля приемника изображений, что снижает точность измерений из-за неодиородностей

СП 00

Ь

N

vj

поля и геометрических искажений, значительно возрастающих от центра поля к краю.

Цель изобретения - повышение точности измерений,

Поставленная цель достигается тем, что согласно способу, включающему наземную регистрацию изображений искусственных светящихся объектов и близлежащих звезд в выделенных участках спектра телевизионным методом, построение калибровочных кривых по измерениям изображений звезд и определение яркости обьектов, в тех же участках спектра регистрируют внефокаль- ные изображения расположенной вблизи объекта звезды с известным распределением энергии в спектре при 10-15-ступенчатом изменении их диаметра до предельно регистрируемой яркости на фоне свечения неба, измеряютуровень сигнала в каждом зарегистрированном внефокальном изображении звезды относительно уровня фона и определяют телесный угол, соответствующий проекции каждого внефокального изображения на небесную сферу, определяют заатмос- ферную энергетическую освещенность от звезды в каждом выделенном участке спектра по известному распределению энергии в ее спектре и определяют заатмосферную энергетическую яркость, соответствующую каждому внефокальному изображению звезды по измеренным значениям телесных углов, строят калибровочную кривую по измеренным значениям сигнала и определенным значениям яркости для каждого выделенного участка спектра, измеряют уровень сигнала в зарегистрированных изображениях объекта относительно фона и по калибровочным кривым определяют яркость объекта в каждом выделенном участке спектра.

Предлагаемый способ имеет следующие отличительные признаки: изображения как объекта, так и расфокусированной звезды регистрируют в выделенных узких участках спектра; для построения калибровочной кривой внефокальные изображения одной звезды регистрируют при ступенчатом изменении их площади, а следовательно, и яркости.

Использование внефокальных изображений звезды, зарегистрированных в выде- ленных участках спектра, устраняет присущую известному способу систематическую ошибку из-за использования для калибровки протяженного объекта точечных стандартов яркости.

Осуществление калибровки по внефо- кальным изображениям одной звезды обес- печивает однородность измерений и

уменьшение ошибок, поскольку не требуется вводить поправки, как по известному способу, за спектральный класс каждой используемой звезды, и минимальны погрешности, связанные с неоднородностью чувствительности рабочего поля приемника изображений и с его геометрическими искажениями, так как в отличие от известного способа используется только один участок

0 поля.

Ступенчатое изменение яркости вне- фокальных изображений звезды дает возможность соединить построение характеристической кривой по принципу ступенчато5 го ослабителя с калибровкой по звездным стандартам яркости и благодаря этому производить калибровку яркости протяженного объекта в энергетических единицах, исключив различные искажающие факторы, при0 сущие известным методикам калибровки.

Предлагаемый способ реализован при регистрации искусственных ионосферных облаков с помощью телевизонной системы на передающей трубке суперизокон ЛИ804

5 с чувствительностью 510 лк (разрешение 300 телевизионных линий). В рассматриваемых примерах входной объектив телевизионной камеры Гелиос-40 (F 85 мм, 1:1,5) обеспечивал поле зрения 12° х 16°. Перед

0 объективом был установлен интерференционный фильтр для выделения излучения ионизированного бария ( нм), Регистрация изображения с экрана ТВ-монитора осуществлялась кинокамерой РФК-5 на не5 гативную кинопленку НК-2, НК-3, КН-4 Плотности почернений на негативах с изображениями изучаемых объектов и звезд - стандартов яркости измерялись в лаборатории на микрофотометре,

0Построен ряд калибровочных кривых по

измерениям зарегистрированных внефокальных изображений стандартных звезд: Bera (a Lyr, 0,03m), Денеб ( а Суд, 1,25т) и Альтаир(а Aql, 0,76m). Распределениеэнер5 гии в спектре каждой из этих звезд Е пред- ставлено на фиг. 1, где также показано распределение энергии в спектре каждой звезды с учетом кривой пропускания фильтра.

0 Для каждой из названных звезд, зарегистрированных 08.08.88 в 22:16-22:28 летнего московского времени, измерена одна серия внефокальных изображений в центре поля зрения, а другая - после смещения

5 изображения звезды по горизонтали на 1 /3 расстояния центр-край поля зрения. Калибровочные кривые для центральной части поля зрения (сплошные линии на фиг. 2) проходят выше кривых для смещенных изображений (пунктир). Это связано со снижением чувствительности рабочей площади приемника изображений от ее центра к краю. В среднем по измерениям трех звезд снижение чувствительности в области длин волн А 455 нм составляет (14±5)%. Разброс точек, по которым построены калибровочные кривые, показывает возможность получения достаточно надежного положения и хода калибровочной кривой по 10-15 точкам, что в 2-3 раза меньше, чем по известному способу. Перекрываемый динамический диапазон МО2. При построении одной калибровочной кривой используется 10% рабочей площади приемника (макси- мальный диаметр внефокального изображения 5-6 град.). Регистрация одной серии внефокальных изображений занимает 1-2 мин.

После приведения к зенитному рассто- янию г 21°(Денеб) калибровочных кривых, построенных по Bere (z 10°) и Альтаиру (z 42°), разброс точек относительно средних значений яркости В при фиксированных значениях уровня сигнала не превышает ±10%. С такой точностью, следовательно, может быть произведена калибровка яркости протяженного обьекта, если зенитные углы звезды и объекта отличаются не более чем на 20°.

Калибровочные кривые были использованы для определения гркости искусственного облака в ионосфере, состоящего из ионов бария, и определения концентрации ионов и их полного количества в облаке.

Предлагаемый метод применяли также для определения яркости свечения неба в выделенных участках спектра (по близким по яркости внефокальным изображениям звезды) и для исследования характеристик приемника изображения: пороговой освещенности, неоднородностей поля в разных участках спектра.

Предлагаемый способ может быть использован также для измерений яркости других заатмосферных источников света - метеоров, полярных сияний, комет, как при наземной, так и при заатмосферной регистрации.

Процедура калибровки, обеспечивая максимальное соответствие условий прохождения оптического излучения от объекта и от используемого стандарта позволяет, кроме повышения точности измерений, определять характеристики атмосферы и при- емника изображений в условиях конкретного эксперимента.

Формула изобретения Способ измерения яркости искусственных протяженных светящихся образований в ионосфере, включающий наземную регистрацию их изображений и близлежащей звезды в выделенных участках спектра телевизионным методом, построение калибровочных кривых по измерениям изображений звезд и определение яркости объектов, отличающийся тем, что, с целью повышения точности измерений, регистрируют в тех же участках спектра вне- фокальные изображения расположенной вблизи объекта звезды с известным распределением энергии в спектре при 10-15-сту- пенчатом изменении диаметра ее внефокальных изображений до предельно регистрируемой яркости на фоне свечения неба, измеряют уровень сигнала в каждом зарегистрированном изображении звезды относительно уровня фона, определяют телесный угол, соответствующий проекции каждого внефокального изображения на небесную сферу, определяют заатмосферную энергетическую освещенность от звезды в каждом выделенном участке спектра по известному распределению энергии в спектре звезды, определяют заатмосферную яркость, соответствующую каждому внефо- кальному изображению звезды по измеренным значениям телесных углов, строят калибровочную кривую по измеренным значениям сигнала и определенным значениям яркости внефокальных изображений для каждого выделенного участка спектра, измеряют уровень сигнала в пределах изображения объекта относительно фона и по калибровочным кривым определяют яркость объекта в каждом выделенном участке спектра.

1758447

БЕГА (Ју)

ДЕМЕВ (л Cyg

АШУЫР (л. figl)

Использование: фотометрические измерения в геофизике. Сущность изобретения- телевизионным способом регистрируют вне- фокальные изображения объекта и ближайшей звезды-стандарта в выделенных участках спектра при ступенчатом изменении диаметра изображений звезды и соответствующих изменениях ее яркости, обеспечивая 10-15 градаций. Для построения калибровочной кривой определяют телесный угол, соответствующий проекции каждого внефокально- го изображения на небесную сферу, и находят их ззатмосферную энергетическую яркость. 2 ил.

500 400 500 600

X, ни

Фиг /

700 800

/