Фотометрических исследований Луны во время затмения

Тажгалиев Азамат, 11 кл. (2010 - 2011 уч. г.)

Введение

Целью фотометрии лунной поверхности является изучение её физических свойств. Свойства поверхности, такие как химический и минералогический состав, степень зрелости, проявляются в виде определённых значений комплексного показателя преломления, зависящего от длины волны, параметров рельефа и механической структуры поверхности. Эти параметры, в свою очередь, тесно связаны с оптическими параметрами поверхности, определяющими зависимость её яркости от геометрии рассеяния и входящими в закон отражения света.

Некоторые особенности лунной фотометрической функции известны уже давно. Галилео Галилей, анализируя отсутствие потемнения к лимбу в полнолуние, объяснял это наличием на Луне большого количества неровностей - гор, которые будто бы вызывают такой эффект благодаря тому, что всегда находятся склоны, видимые под углом 90° к лучу зрения. Инструментальные измерения Бугера подтвердили утверждение Галилея об отсутствии падения яркости от центра к краю диска Луны. Таким образом, Галилей и Бугер говорят о влиянии лишь макрорельефа лунной поверхности. Вторая особенность лунного закона отражения, сильное обратное рассеяние, с очевидностью следует из наблюдений: Луна в десять раз ярче в полнолуние, чем в четверти.

Гершель одним из первых измерил количественно изменение яркости Луны с фазовым углом, отметив систематическое увеличение яркости с уменьшением a, не связанное с изменением площади освещенного диска. Более поздние наблюдения выполнили Бонд, Цельнер, Пикеринг, Стеббинс и Браун, а также Вислиценус. Мюллер на основании этих наблюдений показал, что известные тогда законы отражения света Ламберта и Ломмеля-Зеелигера не могут описать наблюдения. При этом быстрое изменение блеска при малых углах фазы, как и у Галилея, объяснялось гористым строением поверхности.

Рассел переобработал результаты вышеупомянутых авторов и опубликовал фазовую кривую, которая впоследствии широко использовалась. Он отметил, что затенение видимых гор недостаточно для объяснения большой скорости изменения яркости с фазой и предположил, что большая часть лунной поверхности покрыта осколками пород (микрорельеф), создающими тени.

В трудах Барабашова, Маркова, Шенберга нашла дальнейшее развитие гипотеза об определяющем влиянии микрорельефа на закон отражения света лунной поверхностью. Были предложены и рассчитаны модели поверхности, покрытой образованиями различной геометрической формы, введено понятие пористости лунного грунта. Но эти модели не основывались на статистическом характере распределения неровностей микрорельефа.

Среди наблюдательных работ, позволивших с большой уверенностью формулировать основные особенности закона отражения света Луной, необходимо выделить работы по абсолютной фотометрии Сытинской и Шаронова, выполненные визуальным способом. Федорец фотографическим методом измерила яркость 172 деталей лунной поверхности. На заре космической эры исследования Луны этот каталог был основным источником информации о фотометрических свойствах отдельных районов лунной поверхности. Следует также упомянуть и работу Ван Дигелена, который сравнил свои наблюдения с результатами предшествующих работ и обнаружил, в общем удовлетворительное согласие.

Анализ этих наблюдательных данных показал, что лунная поверхность обладает следующими фотометрическими свойствами:

1) для образований с одинаковым альбедо яркость в полнолуние одинакова в любой точке диска;

2) все области без исключения имеют максимальную яркость в полнолуние;

3) если исключить различие в альбедо, изофоты для любой фазы приблизительно следуют по меридианам (таким образом, фотометрическая функция почти не зависит от фотометрической широты);

4) все образования с одинаковой долготой характеризуются сходными значениями фотометрической функции, хотя различия, связанные с местными условиями, все же существуют;

5) яркость всех областей до (или после) полнолуния увеличивается (или уменьшается) быстрее, чем по линейному закону, такое поведение кривых характеризует свойство лунного закона отражения, называемое обратным рассеянием;

6) скорость увеличения яркости особенно велика при малых фазовых углах, этот факт известен как оппозиционный эффект.

Дальнейшие экспериментальные исследования позволили уточнить эти свойства лунной поверхности. В частности, было обнаружено, что яркость поверхности Луны всё же зависит от фотометрической широты, причём на больших углах фазы эта зависимость становится весьма существенной [1].

Лунное затмение

Когда при движении вокруг Земли Луна попадает в конус земной тени, которую отбрасывает освещаемый Солнцем земной шар, происходит полное лунное затмение. Если же в тень Земли погружается лишь часть Луны, то происходит частное затмение Луны.

Рис. 1. Луна проходит через тень Земли и почти полностью затмевается. Абсолютно полного затмения не происходит потому, что рассеянный в земной атмосфере солнечный свет немного попадает в область тени и слабо освещает Луну.

Полное лунное затмение может длиться примерно 1,5 — 2 ч (столько времени, сколько требуется Луне, чтобы пересечь конус земной тени). Его можно наблюдать со всего ночного полушария Земли, где Луна в момент затмения находится над горизонтом. Поэтому в данной местности полные лунные затмения удается наблюдать значительно чаще солнечных.

Во время полного лунного затмения Луны лунный диск остается видимым, но он приобретает обычно темно-красный оттенок. Это явление объясняется преломлением солнечных лучей в земной атмосфере. [2]

Во время затмения, даже полного, Луна не исчезает с неба, а приобретает красный оттенок. Яркость и цвет лунного диска подвержены сильным и непредсказуемым вариациям. Края тени достаточно неровные, а ее видимые размеры ощутимо превышают геометрические. Все эти факты наводили на мысль о тесной связи наблюдаемых свойств затмений с различными характеристиками атмосферы Земли и возможность исследовать саму атмосферу на основе анализа лунных затмений. Фактически это стало первым методом дистанционного зондирования атмосферы, так как объектом исследований являются области вблизи лимба Земли, видимого с Луны, которые могут быть удалены от пункта наблюдения на многие тысячи километров. Геометрическая схема аналогична космическим лимбовым измерениям атмосферы, начавшимся только в последние десятилетия XX века, роль спутника в данном случае играет Луна.

Математические теории лунных затмений строились, начиная с XVIII века, они непрерывно совершенствовались с учетом расширения знаний об атмосфере Земли.

Подробный анализ этих работ приведен в классической монографии Ф. Линка. Основу всех явлений, наблюдающихся во время лунного затмения, составляет атмосферная рефракция, на что указал еще Иоганн Кеплер в XVII веке. Благодаря рефракции лучи Солнца попадают в область геометрической тени и освещают Луну даже в полной фазе затмения.

Чем меньше высота перигея луча, тем сильнее он преломляется в атмосфере, заходя в более глубокие зоны тени. Тем самым, свойства различных областей тени, через которые проходит Луна во время затмения, определяется состоянием атмосферы на разных высотах и над разными пунктами на лимбе Земли, что существенно расширяет возможности удаленного зондирования.

Распространяясь сквозь атмосферу по касательной траектории, солнечные лучи

испытывают значительное поглощение, что и придает Луне красный цвет. Таким образом, измерения яркости Луны во время затмения позволяет исследовать распределение поглощающих субстанций атмосферы (аэрозоль, малые газовые примеси) над лимбом Земли.

Рис. 2. Распределение величины потемнения внутри земной тени во время затмений в 2004-2008 годах. Стрелка указывает на Северный полюс мира [3]

Рис. 3. Схема лунного затмения [4]

Рис. 4. Время контактов. Максимальная фаза в 21 час. 10 мин. [4]

Задача

Проследить, как на протяжении всего затмения меняется отражательная способность различных объектов поверхности Луны.

Наблюдения

Рис. 5. Наблюдения на менисково-зеркальном телескопе Кассегрена

Лунное затмение проходило 16 августа 2008 г. Наблюдение осуществлялось с помощью менисково-зеркального телескопа Кассегрена. С диаметром зеркала D = 150 мм, и фокусным расстоянием F = 2250 мм (рис. 5). В качестве приемника использовалась камера Саnon 350D. Получено 85 снимков, охватывающих интервал времени с 18 час. 57 мин. до 22 час. 15 мин. (время всемирное: самарское минус 5 час.). Как видно из рис. 4 наши наблюдения не полностью захватывают затмение. Это связано с наступление сумерек.

18 час. 57 мин.
19 час. 38 мин.
20 час. 11 мин.
20 час. 55 мин.

Рис. 6. Пример снимков при разных фазах затмения.

Слева показана схема, справа изображение, полученное в этот момент

Фотометрия затмения

Рис. 7. Фотографическая карта Луны [5]

Для фотометрии были выбраны объекты, находящиеся в восточной части Луны - Море Паров (№ 5) и кратер Менелай (№ 48). Это было сделано для того, чтобы их можно было наблюдать даже при самой большой фазе затмения.

В список вошли объекты с разной поверхностной структурой, чтобы можно было проследить, как на их отражательную способность влияет затмение.

Рис. 8. Море Паров и кратер Менелай. Кружком показана диафрагма, с которой осуществлялась фотометрия.

Рис. 9. Кривая разностей интенсивности отражения кратера Менелай и Моря Паров.

UT: 19^h,63	UT: 20^h,18
UT: 21^h,22	UT: 22^h,25

Рис. 10. Изофоты Луны в разные фазы затмения.

Заключение

Анализируя график на рис. 9 видно, что падения яркости также как и рост при приближении максимальной фазы происходит быстрее у кратера, чем в районе моря.

Используемые источники

1. ВЕЛИКОДСКИЙ Ю. И. УДК 523.34-83-652. ВЛИЯНИЕ АЛЬБЕДО И РЕЛЬЕФА НА ЗАКОН РАСПРЕДЕЛЕНИЯ ЯРКОСТИ ПО ДИСКУ ЛУНЫ

2. Е. П. Левитан. Астрономия. Учебник для 11 класса.

3. О.С. Угольников, И.А. Маслов. ДИСТАНЦИОННОЕ ЗОНДИРОВАНИЕ ЗЕМНОЙ АТМОСФЕРЫ НА ОСНОВЕ НАБЛЮДЕНИЙ ЛУННЫХ ЗАТМЕНИЙ

4. http://www.astrogalaxy.ru/771.html

5. Астронет: Astronet Карта видимой стороны Луны. http://www.astronet.ru/db/msg/1197906.