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.