Содержание к диссертации
Введение
Глава I. Анализ методов решения основной задачи фотометрии искусственных объектов при оптическом мониторинге околоземного пространства 9
1.1. Космический мусор в околоземном пространстве и его воздействие на природу Земли 9
1.2. Факторы, влияющие на блеск ИКО и элементов искусственного космического мусора 19
1.3. Обзор методов решения прямой задачи фотометрии ИКО и элементов искусственного космического мусора 24
а). Расчет диффузной составляющей блеска ИКО 25
б). Расчет зеркальной составляющей блеска ИКО 28
в). Расчет блеска ИКО и элементов искусственного космического мусора при смешанном отражении 31
1.4. Методы решения обратной задачи фотометрии ИКО и элементов искусственного космического мусора 34
1.5. Выводы 40
Глава II. Разработка комплексной установки для физического моделирования оптических характеристик геостационарных ИСЗ как объектов околоземного космического пространства 41
2.1. Требования к условиям проведения физического моделирования 41
2.2. Анализ основных конструктивных характеристик установки для моделирования оптических характеристик геостационарных ИСЗ 44
2.3. Методика проведения экспериментов по физическому моделированию оптических характеристик геостационарных ИСЗ и элементов их поверхностей 52
а). Определение спектральной яркости поверхности ГИСЗ
б). Определение относительной величины светового потока, рассеянного моделью геостационарного ИСЗ 57
в). Точность проведения экспериментов по моделированию оптических свойств ИКО и их поверхностей 58
2.4. Выводы 61
Глава III. Исследование фотометрических и спектральных характеристик материалов поверхностей ИКО и космического мусора 63
3.1. Исследование рассеяния излучения различными материалами поверхностей ИКО 63
а). Зеркальное отражение 65
б). Диффузное рассеяние 66
3.2. Анализ спектральных характеристик материалов поверхностей ИКО 76
3.3. Выводы 87
Глава IV. Анализ метода физического моделирования оптических характеристик геостационарных ИСЗ с целью использования его результатов при мониторинге околоземного космического пространства 89
4.1. Исследование кривых блеска физических моделей геостационарных ИСЗ 89
4.2. Анализ экспериментальных полей рассеяния физических моделей геостационарных ИСЗ с целью идентификации элементов их конструкции 98
4.3. Вероятностные характеристики идентификации элементов конструкции геостационарных ИСЗ по данным физического моделирования их оптических характеристик 106
4.4. Выводы 115
Заключение 116
Литература
- Обзор методов решения прямой задачи фотометрии ИКО и элементов искусственного космического мусора
- Анализ основных конструктивных характеристик установки для моделирования оптических характеристик геостационарных ИСЗ
- Анализ спектральных характеристик материалов поверхностей ИКО
- Анализ экспериментальных полей рассеяния физических моделей геостационарных ИСЗ с целью идентификации элементов их конструкции
Обзор методов решения прямой задачи фотометрии ИКО и элементов искусственного космического мусора
В последнее десятилетие как результат техногенной деятельности человеческой цивилизации значительную актуальность приобрела проблема глобальной экологии - влияние загрязнения околоземного космического пространства на процессы, происходящие в атмосфере Земли, ее водных бассейнах, почве, на деятельность человека [91,92, 93].
Изучение загрязнения околоземного пространства как естественными (астероиды, кометы, метеоры, космическая пыль), так и искусственными (обломки космических аппаратов, образующие так называемый космический мусор) объектами имеет в настоящее время важнейшее значение как для астрономии и исследований космического пространства, так и для экологии Земли как планеты и безопасности жизни на ней. Здесь можно говорить не только об ущербе от падения тел естественного и искусственного происхождения, но даже и о возможности заражения земной природы радиоактивными и биологическими материалами.
Среди естественного космического мусора, попадающего в околоземное космическое пространство, можно выделить астероиды, метеорное и кометное вещество.
Между орбитами Земли и Марса, на расстояниях от 2.2 до 4.5 астрономических единиц от Солнца, располагается пояс астероидов. В нем к настоящему времени открыто около трех десятков тысяч малых планет размерами от нескольких сотен метров до сотен километров. Кроме того, около 200 астероидов, имея сильно вытянутые орбиты, заходят в перигелии внутрь земной орбиты, имея вероятность столкнуться с Землей (так называемая "астероидная опасность"). Некоторые оценки вероятности столкновения астероидов с Землей дают даже до одного столкновения в 2 млн. лет.
Несколько десятков периодических комет имеют вытянутые орбиты, пересекающие орбиту Земли. Источниками комет считается облако Оорта (именно оттуда пришли к Солнцу кометы века 1996 г. и 1997 г.) и пояс Койпера, располагающийся за орбитой Нептуна.
Наконец, орбиту Земли ежегодно пересекают несколько десятков метеорных потоков, состоящих из тел малого размера: менее 0.1 см - пылевой составляющей и от 0.1 см до 100 м - метеороидов.
Связь метеорных потоков с кометами, остатками которых они являются, очевидна. В 1908 г. произошло столкновение с Тунгусским телом, которое (наиболее вероятно) являлось фрагментом ядра кометы Энке, но принадлежало уже метеорному потоку (З-Тауриды, прародительницей которого и являлась комета.
Рассмотрим последствия столкновения Земли с элементами естественного космического мусора.
В работе [84] приведены результаты численного моделирования столкновения Земли с астероидом при падении его в океан: 1) при ударе астероидов диаметром 6-10 км в океан глубиной 4-5 км возникает водяной вал с высотой порядка глубины океана на расстоянии около 25 км от места удара (при скорости тела около 20-30 км/с). При уменьшении диаметра тела до 2 км высота вала уменьшается на тех же расстояниях примерно до 1 км; 2) при распространении волн от места удара их амплитуда затухает примерно обратно пропорционально радиусу, но остается достаточно высокой на больших расстояниях. Так, для тела диаметром 2 км высота волны составляет примерно 10 м на расстоянии до 2000 км. Цунами, возникающие при падении в океан и моря даже не очень крупных астероидов (и ядер комет) могут приводить к катастрофическим последствиям, носящим региональный и даже глобальный характер; 3) удар водяного вала о прибрежные горы на сравнительно небольших расстояниях от места удара (десятки и сотни км), особенно для достаточно крупных тел (диаметром 2-10 км и более), может приводить к существенному изменению рельефа; 4) выброс соленой воды морей и океана на высоты порядка 30-40 км может приводить к резкому падению прозрачности атмосферы, сложным химическим агрономическим процессам и, возможно, к разрушению озонового слоя.
Наиболее частыми являются столкновения Земли с веществом как регулярных, так и спорадических метеорных потоков. В результате в течение года в атмосферу Земли попадает несколько десятков тонн метеорного вещества. Наиболее крупные метеороиды, входящие в состав метеорных потоков, выпадают на Землю в виде метеоритов. За последнее столетие на Землю упали два крупных метеорита: Тунгусский (1908 г.) и Сихоте-Алиньский (1947 г.). Крупнейший метеорит упал в Аризоне примерно 50 тыс. лет назад. Оценка энергии Тунгусского явления дает величину около 6 Мт, энергии Сихоте-Алиньского - величину, соответствующую взрыву примерно до 20 Кт. Оценка массы Аризонского метеорита (астероида?) - 12 тыс. тонн, что дает энергию соударения с Землей эквивалентную 250 Мт. Авторы [69] провели расчет соответствия диаметра метеоритного (или астероидного) кратера магнитуде землетрясения, сопоставив энергию удара метеорита при скорости столкновения 40 км/с энергии землетрясения. Энергия сильнейшего (магнитуда 8.9 по шкале Рихтера) землетрясения сравнима по этим расчетам с энергией удара астероидного тела диаметром 2 км. Глобальность ожидаемой катастрофы при ударе с такой энергией подтверждается оценкой размера кратера, образующегося на Земле в результате соударения. Расчеты для энергии, соответствующей землетрясению в 8.9 балла, дают глубину кратера порядка 20 км, что равно средней толщине земной коры. Далее делаются следующие выводы: 1) астероиды диаметром менее 0.5 км вызывают локальные повреждения на поверхности Земли; 2) астероиды диаметрами от 0.5 км до 2 км вызывают серьезные повреждения регионального характера; 3) астероиды с диаметрами более 2 км способны вызвать катастрофу глобального масштаба; 4) кроме этого, при глобальной катастрофе в атмосферу выбрасывается большое количество пыли, что приводит к эффекту "ядерной зимы".
Однако, если космическое тело не является астероидом или метеороидом, а по структуре ближе к рыхлому кометному ядру, то последствия столкновения с Землей будут более катастрофичны; процессы, затрагивающие жизнь цивилизации, начнутся уже в верхней атмосфере. Это ударные волны, запыление, резко снижающее прозрачность атмосферы, различные световые эффекты.
Вместе с тем, оценка частоты столкновений дает величины, значительно более низкие по сравнению с частотой разрушительных землетрясений: для тел типа Тунгусского метеорита от 200 до 700 лет, астероидов с диаметром от 0.5 до 2 км - частота составляет 70-20 тысяч лет, астероидов диаметром более 2 км - 1 млн. - 300 тыс. лет.
Таким образом, астероидная и метеоритная (включая ядра комет) опасность существует и способна достаточно активно воздействовать на природу Земли. Однако, вероятность столкновения Земли с крупными элементами естественной составляющей космического мусора весьма мала, что показывает вся история существования нашей планеты.
Наиболее близкой и значительно более актуальной для экологии такой динамической системы, как система "Земля - околоземное пространство", является проблема искусственного космического мусора [83, 89-91, 102, 126].
В первые годы освоения космического пространства вопрос о его загрязнении и влиянии этого загрязнения на земную природу вообще не ставился. Околоземная область функционирования искусственных космических объектов достаточно обширна: ее объем составляет величину порядка 1014 - 1015 км3. Но все же, активная антропогенная деятельность в последние годы стала весьма ощутимо сказываться и здесь.
Анализ основных конструктивных характеристик установки для моделирования оптических характеристик геостационарных ИСЗ
Следует отметить, что полученные значения Ъ (Л) характеризуют спектральную яркость образца в направлении, в котором производятся измерения (характеризуемом угламиф5,фы,,АЗ), то есть фактически индикатрису рассеяния Ъх (ф) Поскольку измерения проводились относительно баритового экрана с почти ортотропной поверхностью (тщательно определенной индикатрисой рассеяния) и геометрическим альбедо а0 (Л), равным 1 в области 400 - 800 нм, яркость Ь (Я), приведенная к нормальным углам падения и рассеяния, будет характеризовать спектральное альбедо а(Л) исследуемой поверхности. Альбедо поверхности ГИСЗ в области длин волн АЛ найдется как
Описанная методика применялась для получения индикатрис рассеяния и определения спектрального альбедо диффузных поверхностей ГИСЗ. Для определения спектрального коэффициента отражения гх зеркальной поверхности ГИСЗ использовались два способа. Первый способ связан с непосредственной нормировкой излучения по потоку d P0 (Л, S, і), падающему от осветительного устройства на исследуемую поверхность, и соответствующего ему значению напряжения dU0 (Л, S, і) на выходе приемного устройства. Здесь S - площадь освещенного участка поверхности, / - угол падения. В этом случае расчет спектрального коэффициента отражения проводился по соотношению = dU(X,S,i, p,d) Гх dU0(A,S,i) К } где в значения dU (Л, S, і, (р, d) вносились поправки за расстояние d от поверхности до приемного устройства и за угол рассеяния, который при измерениях зеркальной составляющей совпадает с фазовым углом (р. Во втором способе использовался вторичный стандарт, для которого г0(Я) определялся по (2.13). Тогда аналогично случаю диффузного рассеяния спектральный коэффициент отражения зеркальной поверхности г(А, р) = { Го(Л, р). (2.14) Таким образом получены значения спектрального альбедо ал диффузной поверхности и спектрального коэффициента отражения излучения зеркальной поверхностью модели ГИСЗ относительно источника света установки.
Относительно Солнца спектральная яркость поверхности для этих случаев определялась по Bx=\b,ExdX, (2.15) гдед- спектральная освещенность исследуемой поверхности Солнцем (13.5 104 лк на расстоянии 1 а.е.). б). Определение относительной величины светового потока, рассеянной моделью ГИСЗ В данном случае приемным устройством регистрируется поток йФ(Х), рассеянный моделью ГИСЗ в направлении наблюдателя (заданное углами фып A3) в телесный угол dco dФ{X) = YЪi(X) ъmфn dSt da, (2.16) где bt (Л) и dSj - яркость и площадь /-го элемента поверхности ИСЗ Этот случай и является реализацией проведения оптических наблюдений искусственных спутников Земли, элементов космического мусора. Для геостационарных ИСЗ в установке реализованы также следующие случаи их наблюдений: а) в пункте наблюдений наблюдается ГИСЗ и с течением времени в результате изменения положения Солнца его блеск изменяется (это наиболее распростра ненный случай наблюдений ГИСЗ); б) наблюдается ГИСЗ, блеск которого меняется вследствие изменения его точки стояния, а также случай, когда в фиксированном пункте наблюдений делается обзор зоны ГИСЗ.
Следует отметить, что исследования автора проводились фактически для интегральной чувствительности установки в данной монохроматической спектральной полосе. В этом случае приемник излучения регистрировал весь спектральный монохроматический поток, рассеянный образцом в телесный угол dco в направлении N, не вырезая из него каких-либо узких спектральных участков (спектральная чувствительность фотокатода достаточно широка). Поэтому автором не рассматривались вопросы о перераспределении по спектру рассеянного поверхностями и моделями излучения. Их, в принципе, можно решить в случае, если рассеянный поток пропускать через монохроматор, дополнительно установленный перед фотокатодом приемника и калиброванный относительно монохроматора осветительного устройства. в). Точность проведения экспериментов по моделированию оптических характеристик ГИСЗ и элементов их поверхностей
Определение потока от модели ГИСЗ или его образца поверхности производится при измерении напряжений на выходе приемного устройства, характеризующих величину и изменение величины этого потока им0д = июм -l/ф- Um, (2.17) где UMod - напряжение, сформированное потоком от модели ГИСЗ, иф - напряжение, сформированное фоном, Um - темновое напряжение ФЭУ - УПТ. Относительный поток от модели можно тогда рассчитать как Ф = - -, (2.18) контр где UK0Hmp - напряжение, соответствующее потоку от контрольного источника света. Математическое ожидание значения напряжения в каждой точке измерений а его средняя квадратическая ошибка вычислялась с учетом коэффициента Стьюдента v=bs p (Ui-UMOdf. (2.20) В наших экспериментах UMOd получалось чаще всего из 10-ти измерений, в этом случае bs=0.24. На рис. 2.8. представлено распределение относительной ошибки одного измерения в виде а = — —. Параметры распределения: U мод аср=100 10"4, аа = 58 Ю-4, А = 0.34, = 0.73. Это распределение довольно сильно вытянуто вверх и смещено вправо, и не является нормальным. Считая отсюда, что относительная ошибка одного измерения напряжения на выходе составляет 1%, исходя из (2.18) можно считать, что относительная ошибка измерения потока Ф от модели ГИСЗ составляет 1.4%. Критерием отброса ложных измерений служит условие За
Поскольку установка для физического моделирования оптических характеристик ГИСЗ представляет собой электронно-механическую систему, ошибка измерений выходного напряжения складывается: 1) из ошибки, связанной с нестабильностью работы блока питания ФЭУ, УПТ, систематической ошибки измерительного вольтметра ; 2) ошибки, обусловленной неточностью работы механической системы при движении источника и приемника излучения друг
Анализ спектральных характеристик материалов поверхностей ИКО
Диффузное рассеяние света реальными астрономическими объектами, лишенными атмосферы, то есть главным образом, спутниками планет, астероидами, метеорным веществом удобнее описывается законом Ломмеля - Зеелигера (табл. 1.З.), который в отличие от закона Ламберта для ортотропных поверхно 67 стей учитывает вторичное излучение от рассеивающей поверхности. На вид фазовой функции заметное влияние оказывают микро- и макроструктура такой поверхности. Наличие этих структур приводит к взаимному затенению частиц поверхности друг другом [116] и появлению эффекта противостояния при малых фазовых углах. Эффекты затенения дают в некоторых случаях интересные результаты: автором проведена лабораторная фотометрия цилиндрической модели ИСЗ, поверхность которой покрыта порошком СаСОз с довольно высоким альбедо в видимой области (до 0.5 [77]). Наклон фазовой кривой этой модели больше, нежели у рассеивателей Ламберта и Ломмеля - Зеелигера, расхождение с ними увеличивается по экспоненциальному закону с фазовым углом (кривая 4 на рис.3.5.). Несмотря на то, что такой порошок не является однократным рассеивателем, влияние взаимозатенения частиц поверхности приводит к практическому совпадению кривой 4 с фазовой кривой образцов лунного грунта с таким же размером фракций [6]. Для объяснения рассеяния света лунной поверхностью Хапке [115] в свое время была предложена модель поверхности, состоящей из мелких зерен, собранных случайным образом в открытую пористую решетку. В этой решетке направление падения является преимущественным для выхода света. Фотометрическая функция Хапке выражается в виде интегрального закона рассеяния следующим образом [115] F(q )=L(q ) S(tp) B((p). (3.1)
В связи с этим представляют интерес яркостно - фазовые характеристики образцов стеклотканей (рис. 3.2. - 3.4). Фотометрия их проводилась для случая, когда поверхность образца направлена к источнику света S (угол между направлением на S и главной нормалью п к поверхности равен углу падения і), то есть в используемой системе координат разность долгот между S и N A3 = 0, фазовый угол р= (f s- фы Приведенные на рис. 3.2. - 3.4. кривые яркости by стеклотканей в визуальной области V показывают, что последние не являются идеальными рассеивателями. Особенностью рассеяния света нитями стекловолокна является значительное боковое рассеяние при р - і « 90 , что приводит к возникновению избытков рассеяния в этих диапазонах фазовых углов. Вместе с тем, ячеистая структура стекловолокна, образованная перпендикулярно прошитыми друг другу нитями, явление глории в самих нитях приводят к кривым, вид которых (совершенно неожиданно) описывается функцией Хапке. Такой же вид в том же диапазоне фазовых углов имеют кривые яркости образца стеклотекстолита (№ 5), поверхность которого представляет собой пористую непрозрачную решетку, дающую как эффект обратного рассеяния (связанный, главным образом, с исчезновением теней), так и диффузно-направленную составляющую. Исследованная автором поверхность, образующаяся при протравливании зеркальной алюминиевой модели ГИСЗ концентрированным раствором щелочи, также дает эффект диффузно-направленного рассеяния.
Интересно отметить тот факт, что подобные фазовые кривые характерны для многих поверхностей, имеющих пористую структуру. В работах [3,27,31] суммированы факторы, увеличивающие наклон фазовых кривых и дающие заметный эффект оппозиции при диффузном рассеянии, Это, как уже отмечалось, главным образом, микро- и макронеоднородности рассеивающей поверхности.
На рис. 3.5. приведены фазовые кривые зеркальной цилиндрической модели ГИСЗ (6, 7), цилиндрической модели ГИСЗ с поверхностью из стеклоткани, а также цилиндрических моделей с поверхностями, покрытыми СаС03 (4) и протравленными (5). Для сравнения приведена фазовая кривая диффузного ламбертовского цилиндра и кривые, рассчитанные по функции Хапке (3.1) для различных параметров упаковки h.
Используя значения наклонов фазовых кривых перечисленных моделей (табл. 3.1.), можно в принципе выделить такие поверхности, рассеяние кото рыми в определенных диапазонах фазовых углов близко к ламбертовскому.
Изменение яркости образца стеклоткани № 1 в функции угла AS для различных углов падения і, нормированное на единицу площади при і = / = 0 (і -угол рассеяния). На врезке фазовые кривые модели лунного грунта для различных параметров упаковки h. Изменение яркости образца № 3 в функции угла A3 для различных углов падения /, нормированная на единичную площадь при і = / =0. удовлетворяющее ламбертовскому рассеяние может быть получено для поверхности, покрытой (напыленной или осажденной электролитически) окисью магния MgO. В наших экспериментах такая поверхность применялась, как было указано выше, в качестве стандартного экрана. Из исследуемых ближе всего по наклонам к ламбертовским оказались фазовые кривые диффузной составляющей зеркальной цилиндрической модели ГИСЗ. SO ioo
Поскольку одним из наиболее распространенных покрытий поверхностей СКО является материал Д - 16 (образец 2) с внешним слоем из белой эмали ЭП -140, автором на основании проведенных экспериментов были построены пространственные индикатрисы рассеяния этого образца. Процесс измерения и обработки результатов проводился в несколько модернизированной системе Таблица 3.1.
Диффузная составляющая зеркальной цилиндрической модели 0.013 координат (как, например, в [95]). В ней азимутом А задавалось положение плоскости SON и в ней измерялся фазовый угол ср. Остальные координаты: разность долгот источника и приемника излучения установки Ад- = 0, спутнико-центрическая широта источника ф3 = 90, фазовый угол р = 90 - фм угол падения излучения на образец і =(S,h), где п - нормаль к поверхности образца. Полученная пространственная индикатриса рассеяния материала D - 16 в области V для углов падения 0, 5, 20 представлена в табл. 5 Приложения и частично иллюстрирована на рис. 3.6 - 3.8. Обращает на себя внимание тот факт, что диффузная составляющая рассеяния довольно близка к ламбертовскому -величина bv весьма мало меняется с р при любых А. у t гр ад
В работе [54] в приближении геометрической оптики рассмотрено рассеяние света случайной шероховатой изотропной поверхностью в функции углов падения и рассеяния, спектрального альбедо рассеяния, показателя преломления материала покрытия. Коэффициент яркости шероховатой поверхности рассматривался с учетом затенения света неровностями поверхности следующим образом: характерный радиус кривизны неровностей считался много больше длины волны падающего света. Шероховатости представлены изотропной стационарной случайной функцией поверхностных координат с одинаковой в каждой точке плотностью вероятности их распределения. Затенение определялось функцией, аналогичной (3.3). На основании предложенной теоретической модели проведена оценка параметров образца материала D - 16 и образца белого шероховатого диффузного покрытия (X) в сравнении с экспериментальными индикатрисами, представленными на рис. 3.6. - 3.8., методом нелинейного регрессионного анализа. Минимум глобальной невязки вида (2.23) между теоретическими и экспериментальными данными находился методом наименьших квадратов. Получено достаточно хорошее совпадение теоретической модели с экспериментом (рис. 7, 8 Приложения для образца № 2 и рис. 9, 10 Приложения для образца X).
Анализ экспериментальных полей рассеяния физических моделей геостационарных ИСЗ с целью идентификации элементов их конструкции
Анализ результатов экспериментов по получению кривых блеска стандартных моделей ГИСЗ показал, что метод физического моделирования дает возможность решения прямой задачи спектрофотометрии искусственных космических объектов и их фрагментов. Однако, как известно, для решения задач идентификации объектов, элементов их конструкций (последующей искусственной составляющей космического мусора) наличия только одной кривой блеска явно недостаточно. Полную информацию об отражающих излучение элементах конструкции ИСЗ несет его поле рассеяния. Фактически, поле рассеяния составляют пространственные индикатрисы рассеяния, полученные для углов облучения и рассеяния света объектом во всем интервале их изменения [10]. Реально для наблюдающихся ГИСЗ возможно получение данных об их полях рассеяния в виде кривых блеска при различных склонениях Солнца 5 . Тогда каждая функция f (ср) ГИСЗ при фиксированном 8 будет являться сечением его поля рассеяния; ограничением является предельное значение склонения Солнца 8 2327 .
В литературе [1, 8] были опубликованы результаты телевизионной фотометрии ГИСЗ, полученные в разное время (то есть для разных склонений Солнца) на одном инструменте - МТМ - 500 Крымской астрофизической обсерватории. Они показали, что вид кривых блеска этого объекта существенно зависит от величины склонения Солнца. В этом случае конструкция ГИСЗ должна, видимо, иметь достаточно крупные элементы, рассеяние излучения которыми заметно на кривых блеска. В работе [10] рассмотрено поле рассеяния ГИСЗ, которое получено из нескольких кривых блеска для различных склонений Солнца. Авторам удалось установить конструктивный состав и отождествить наблюдавшийся объект с ГИСЗ Интелсат - 5.
Автором представлены здесь результаты проведенных экспериментов по получению кривых блеска модели, близкой по конструкции к Интелсат - 5 [62]. Цель - установление критериев решения основной задачи фотометрии ГИСЗ и элементов космического мусора по результатам физического моделирования .
Модель представляла собой диффузный алюминиевый цилиндр, обращенный торцевой частью к подспутниковой точке (измерения проводились в спутнико-центрической системе координат, подобной изображенной на рис. 2.6). Торцевая часть цилиндра зачернена во избежание дополнительного рассеяния. Две плоские солнечные панели расположены у дальнего от наблюдателя торца цилиндра перпендикулярно плоскости экватора; их отражающая поверхность покрыта черным лаком для получения зеркального отражения с невысоким коэффициентом отражения. Две сферические антенны, расположенные также у дальнего конца объекта, находятся в плоскости экватора справа и слева от корпуса. Характер рассеяния падающего излучения поверхностями антенн - диффузно -направленный.
При проведении эксперимента приемник излучения установки перемещался в плоскости, параллельной плоскости экватора установки. Спутникоцентрическая широта приемника фи = 6.3, широта объектива осветительного устройства соответствовала склонению 5 Солнца, разность долгот A3 объективов освети 100 тельного и приемного устройства соответствовало моментам истинного солнечного времени. На рис. 4.5. - 4.7 представлена реализация фотометрии такой модели в интегральном свете (системе, близкой к V) для случаев, когда 1) долгота пункта наблюдений совпадает с долготой подспутниковой точки, ось цилиндра направлена на подспутниковую точку; 2) ось цилиндра отклонена к западу от подспутниковой точки на 2 (2W), долгота пункта наблюдений не изменилась; 3) при том же положении пункта наблюдений отклонение оси цилиндра от направления на подспутниковую точку составило 5 к западу (5W). Солнечные панели во всех случаях отслеживают объектив осветительного устройства
Вследствие такого расположения модели каждый элемент конструкции модели рассеивает падающее на него излучение в определенных направлениях. Зеркальная вспышка от СБ наблюдается в области - 5 АО +5. Ширина вспышки, таким образом, составляет 10. Сферические антенны расположены так, что угол между осью цилиндра и осью западной антенны равен 6, с осью восточной антенны он составляет 7. Наличие вогнутых антенн отчетливо проявляется на кривых блеска модели при углах, характерных для диффузно -направленного рассеяния. Это, например, два ярко выраженных максимума на кривых для ф5 = - 2, - 5 на рис. А.5.{A3 = - 12 для западной и АО = 14 для восточной антенны). Величина избытка блеска изменяется с изменением ф3, достигая максимального значения при ф8 = - 6, когда объектив приемного устройства с фы « 6 попадает в среднюю часть рассеянного антенной потокаКривые блеска физической модели ГИСЗ Интелсат-5 с диффузными антеннами для ориентации на подспутниковую точку.
Это полностью согласуется с индикатрисами рассеяния света как антеннами, так и другими элементами конструкции моделей, полученными отдельно от них.
При направлении оси цилиндра на подспутниковую точку, с долготой, равной долготе наблюдателя, кривые блеска модели симметричны относительно истинной полуночи при Л3= 0 (рис. 4.5.). Однако, изменение ориентации модели (рис. 4.6. - 4.7.) вносит значительную асимметрию в ход Кривые блеска физической модели ГИСЗ Интелсат-5 с диффузными антеннами для ориентации 5W. кривых блеска. Правые их части (после полуночи ) ввиду меньшей величины угла, под которым происходит рассеяние, становятся менее крутыми, чем левые (до полуночи ).