3.2. Результаты

Рис.18

Рис.18. Результаты измерений на красной линии (630нм) 16,03,2010г. На временной оси показан импульс нагрева, сплошная линия - сглаженная фотометрическая кривая. Длительность импульсного нагрева периодическая: 1.5 мин. нагрев, 4.5 мин. пауза, режим работы в процессе эксперимента не изменялся. Наблюдался эффект увеличения свечения в период работы мощного радиосредства. Координаты точек – Приложение1, Таблица1.

Рис. 19a

Рис. 19b

Рис.19. Результаты измерений на красной линии (630нм) 17,03,2010г. На временной оси показан импульс нагрева, сплошная линия - сглаженная фотометрическая кривая. (а) полный вид кривой, (b) участок кривой, отмеченный на рисунке выше пунктирной линией. Длительность импульсного нагрева периодическая: 2 мин. нагрев, 4 мин. пауза; 3 мин. нагрев, 3 мин. пауза – изменение режима осуществилось спустя час после начала работы и продлилось последующие полчаса, а затем установили первоначальный режим. Наблюдался эффект увеличения свечения в период работы мощного радиосредства. Координаты точек – Приложение1, Таблица2.

Р ис. 20а

Рис. 20b

Рис.20. Результаты измерений на красной линии (630нм) 18,03,2010г. На временной оси показан импульс нагрева, сплошная линия - сглаженная фотометрическая кривая. (а) полный вид кривой, (b) участок кривой, отмеченный на рисунке выше пунктирной линией. Длительность импульсного нагрева периодическая: 2 мин. нагрев, 4 мин. пауза, режим работы в процессе эксперимента не изменялся. Эффект увеличения свечения в период работы мощного радиосредства наблюдался достаточно слабо. В период с 16:20:43 до 16:31:32 по техническим причинам воздействие на ионосферу не осуществлялось. Координаты точек – Приложение1 , Таблица3.

Из построенных графиков были сделаны выводы о наличии эффекта (увеличения свечения в период работы мощного радиосредства), вследствие этого было принято решение получить численные значения.

3.3. Численная оценка потока излучения

Так как каждая квадратная секунда неба, свободная от звезд, дает в темную безлунную ночь столько же света, сколько одна звезда 22-й звездной величины, т.е.:

(4)

Обозначим через D диаметр телескопа (см), t – время накопления сигнала или счета фотонов (сек), η – квантовый выход фотокатода, τ – угловой диаметр видимого изображения звезды (в радианах), - число зарегистрированных фотонов объекта (фотон/сек·см²), - число зарегистрированных фотонов от фона неба (фотон/сек·см²·рад²).

Число зарегистрированных фотонов от нагрева можем посчитать через найденные выше число зарегистрированных фотонов от фона неба и усредненные значение число фотонов (ADU_Ф, ADU_Н) фона неба и нагрева соответственно:

(5)

Рассчитаем интенсивность добавочного свечения в Релеях, поскольку это наиболее распространенная единица измерения.

( 6)

фотон/(угл. сек)²·см²·сек·А^º - число зарегистрированных фотонов от фона неба.

Где - разница числа зарегистрированных фотонов от нагрева и фона неба, т.е.:

(7)

(8)

Эффект повышения уровня яркости фона в моменты нагрева ионосферы, наиболее лучше наблюдался 16 марта 2010 года. Оценка интенсивности добавочного свечения составила около 50-и релей, что согласуется с экспериментами на станции “HAARP” [6], и теорией Гуревича [1]. Обработанные численные значения - приложение, таблица 4÷6.

Рис. 21

Рис. 22

Сравнения нашего эксперимента и на станции «HAARP» (Рис.21, Рис. 22) показывает, что интенсивность стимулированного излучения в красной линии имеет тот же порядок величины. Несколько более высоких значений стимулированных излучений, которые дают эксперименты на HAARPе объясняются тем, что: во-первых, мощность радиоволны были заметно выше, а также расположением стенда вблизи полярного круга, где концентрация электронов в ионосфере заметно выше.

Кроме того, наши оценки близки к тем, что были получены в тот же период на стенде «Сура» группой из НИРФИ: С. М. Грач, ?. ?. Сергеев и др.

Для более точных оценок планировалось использовать в качестве опорного объекта – звезды из астрономических каталогов. Но для этого необходимо знать, какие определенные звезды в каждый момент времени находятся в поле зрения телескопа, это достаточно сложная задача из-за постоянного вращения Земли.

Для решения этой задачи в данной работе, была составлена программа в пакете «MatLab», позволяющая по времени кадра, времени экспозиции, и положению телескопа определять экваториальные координаты – Приложение2.