Taivas

Kokeneet kirjoittajat eivät ole vielä tarkistaneet sivun nykyistä versiota, ja se voi poiketa merkittävästi 29. tammikuuta 2022 tarkistetusta versiosta . tarkastukset vaativat 22 muokkausta .

Taivas on avaruus maan tai minkä tahansa muun tähtitieteellisen kohteen  pinnan yläpuolella . Yleisessä tapauksessa panoraama, joka avautuu tästä kohteesta katsottuna avaruuden suuntaan.

Maanpäällinen taivas

Maan taivaan ulkonäkö riippuu vuorokaudenajasta, vuodenajasta ja tärkeimmästä säästä. Pilvet ja Maan satelliitti, Kuu , ovat usein näkyvissä siinä . Näkymä maan taivaalle sadepilvien yli lentävästä lentokoneesta voi poiketa merkittävästi sen silloisesta näkymästä maan pinnalta.

Pilvetön päivätaivas on sävytetty siniseksi . Auringonnousun ja auringonlaskun aikana taivaalla näkyy keltaisia , oransseja ja punaisia ​​sävyjä , ja toisinaan voit nähdä vihreän säteen .

Yöllä taivaan sininen ja sininen väri muuttuu tummansiniseksi, katso alla. Kuu , tähdet ja muut tähtitieteelliset kohteet ovat selvästi nähtävissä . Tähtitaivas  on kokoelma valaisimia, jotka näkyvät yöllä tai hämärässä taivaalla.

Pilvetön päivätaivas näyttää siniseltä, koska ilma tai pikemminkin siinä olevat suspendoituneet hiukkaset ja tiheyden vaihtelut hajottavat lyhytaaltoista (sinistä) valoa voimakkaammin kuin pitkäaaltoista (punaista). Tästä johtuen, jos katsomme auringon ulkopuolella olevaa taivaan osaa, näemme sinisen värin - tuloksena suuren määrän sinistä ja violettia sekä pienen määrän muita värejä sekoituksesta. Auringonlaskun punaista väriä selittää myös valon sironta . Auringonlaskun ja auringonnousun aikana valoaalto kulkee ilmakehässä paljon pidemmän matkan tangentiaalisesti maan pintaan kuin päivällä pystysuoraa pitkin. Tämän vuoksi suurin osa sinisestä ja jopa vihreästä valosta menee sivuille, kun taas auringon suora valo sekä sen valaisemat pilvet ja taivas lähellä horisonttia on maalattu punaisilla sävyillä .

Sironta ja absorptio ovat pääasialliset syyt valon heikkenemiseen ilmakehässä. Sironta vaihtelee sirottavan hiukkasen halkaisijan ja valon aallonpituuden suhteen funktiona . Kun tämä suhde on pienempi kuin 1/10, tapahtuu Rayleigh-sironta , jossa sirontakerroin on kääntäen verrannollinen aallonpituuden neljänteen potenssiin. Suurilla hiukkasten halkaisijan ja aallonpituuden suhteen arvoilla sironta muuttuu Mie-teorian mukaan ; kun tämä suhde on suurempi kuin 10, geometrisen optiikan lait alkavat toimia .

Muinaisten näkemyksen mukaan taivas ja maa ( muinaisilla kreikkalaisilla  - Uranus ja Gaia , muinaisilla egyptiläisillä  - Nut ja Geb ) olivat jumalien ja alkuaineiden esivanhuksia.

Taivaan väri ja kirkkaus

Taivaan kirkkaus vaihtelee vuorokaudenajasta, korkeudesta, suunnasta, Auringon sijainnista, kosteudesta, pölystä ja aerosolipitoisuudesta riippuen merkittävästi. Päivätaivaan kirkkaus yhdellä korkeudella, pelkästä valonsirontasta johtuen , voi vaihdella lähes kaksi suuruusluokkaa [1] [2] . Tässä on joitain kirkkausarvoja merenpinnan tasolla.

Taivaan kirkkaus merenpinnan tasolla
Korkeus Näennäinen kirkkaus Selitys
☉ jopa 20 000 cd / m² Kirkas taivas horisontissa auringon korkeudessa 30° ja ilmakehän läpinäkyvyys p = 0,80 [3]
10 000 cd/m² Päivällä taivas on kevyiden pilvien peitossa [4]
☉ 8120 cd/m² Kirkas taivas zeniitissä ☉ 60° korkeudella ja ilman läpinäkyvyys pienentynyt p = 0,64 [5]
☉ 5170 cd/m² Kirkas taivas zeniitissä ☉ 60° korkeudella ja keskimääräinen ilmakehän läpinäkyvyys p = 0,74 [5]
☉ 3080 cd/m² Kirkas taivas zeniitissä ☉ 30° korkeudella ja ilman läpinäkyvyys pienentynyt p = 0,64 [5]
☉ 2270 cd/m² Kirkas taivas zeniitissä ☉ 30° korkeudella ja keskimääräinen ilmakehän läpinäkyvyys p = 0,74 [5]
☉ 1490 cd/m² Kirkas taivas zeniitissä ☉ 30° korkeudella ja lisääntynyt ilmakehän läpinäkyvyys p = 0,83 [5]
☉ 790 cd / m² Kirkas taivas zeniitissä ☉ 10° korkeudella ja ilmakehän läpinäkyvyys p = 0,80 [6]
☉ OK. 1 cd/m² Taivas täydellisen auringonpimennyksen aikana ( 2008 eclipse ) [7]
OK. 0,005 cd/m² Täysikuun taivas [8]
0,01-0,0001 cd/m² Yön tummansininen taivas [5] [9]

Taivaan kirkkaus vähenee korkeuden kasvaessa, sen väri muuttuu sinisestä siniseksi ja sitten purppuraksi korkeuden kasvaessa . Tämä selittyy valon peräkkäisyydellä, joka siroaa ilmakehän paksuudella pitkin spektriä lyhytaaltosäteilystä pitkäaaltoiseen säteilyyn, eli ilmakehän ylemmät kerrokset sirottavat näkymättömiä UV-säteitä , violetit säteet alempia, sinisiä ja silloin siniset säteet hajoavat vielä alemmas [10] . Jos ilmakehämme olisi paksumpi, pilvetön päivätaivas voisi olla valkeahko ja vihertävän sävyinen, vielä paksumpi - keltainen, oranssi (kuten Saturnuksen kuussa Titan ja Venus , katso Maan ulkopuolinen taivas ) ja punainen. Nämä sävyt voidaan nähdä aamunkoitteessa , kuten edellä mainittiin.

Jos taivas on peitetty pilvillä , pilvillä , sumulla , sumulla ja muilla ilmiöillä, niin korkeudella kirkkaus kokonaisuudessaan putoaa epätasaisesti, vaiheittain, joillain alueilla se voi kasvaa, esimerkiksi pilvien poistuessa. Kirkas taivas vähentää kirkkautta asteittain, lähes eksponentiaalisesti [11] . 100–110 km:n korkeuteen asti kirkkaus laskee noin kaksinkertaiseksi 4–5 km [12] , 100 km:n yläpuolella kirkkauden lasku hidastuu ja riippuu yhä enemmän ionosfäärissä olevien atomien luminesenssiemissiosta [ 13] .

Tiedetään, että stratosfäärissä olleet ihmiset kuvailevat taivasta hyvin tummaksi, melkein kosmiseksi, eivätkä yllättäen löydä siitä tähtiä [14] [15] [16] . 1930-luvun alussa sveitsiläinen tiedemies Auguste Piccard odotti näkevänsä tähdet jo noustessa 15–16 km [17] . Lennettyään stratosfääripallolla FNRS-1 hän päätteli, että suuria tähtiä voidaan nähdä vähintään 20–25 kilometrin korkeudessa [18] . Mutta edes nämä korkeudet eivät riitä. Myöhemmät mittaukset ja laskelmat osoittivat, että stratosfääritaivaan todellinen kirkkaus päiväsaikaan vastaa melko kirkasta varhaista hämärää ja täydellistä auringonpimennystä , ensimmäisten tähtien näkyvyys paljain silmin siirtyy lähemmäs mesosfääriä . Mutta tähän asti viihdekirjallisuudessa ja vakavissa lähteissä on lausuntoja täysimittaisesta yötaivaasta päivällä 20-30 km korkeudessa ja kyvystä navigoida sinne tähtien mukaan [19] .

Seniitin havaittu ja kuvattu pimeys stratosfäärissä johtuu sen terävästä kontrastista Auringon kanssa, taivaasta lähellä horisonttia ja pallon valaistuista pinnoista hytin kanssa [20] [21] sekä heikentyneestä herkkyydestä. ihmisen silmät siniseen ja violettiin valoon päiväsaikaan . Lentovaikeudet ja happinälkä voivat edelleen vähentää silmien valoherkkyyttä. Hämärän aikaan herkkyys siniselle valolle kasvaa ( Purkinje-ilmiö ) [22] ja ihmisellä on paljon aikaa tottua valaistuksen vähenemiseen ja nähdä taivaan väri.

Samanlainen tumman taivaan ja avaruuden näennäisen läheisyyden vaikutus voidaan havaita ja kuvata lentokoneessa, vuoristossa ja joskus merenpinnalla korkealla ilman läpinäkyvyydellä, kun taivaan sininen väri on "tukossa" kirkas heijastuva pilvien hehku, lumiset vuorenrinteet ja lasirakennukset.

1950-luvun alussa korkean taivaan kirkkautta liioiteltiin käänteisesti, koska raketit olivat epätäydellisiä ja sitä ei kyetty kumoamaan suorilla havainnoilla. Sitten uskottiin, että 35-40 km:n jälkeen taivaan kirkkaus lakkaa laskemasta ja 135 km:iin asti se on 1-3% maasta eli noin 10 tuhatta kertaa enemmän kuin yötausta, mikä selittyy voimakkaalla päivällä. yläilmakehän luminoiva hehku [11] [23] [ 24] [25] . Myöhemmin tätä ei vahvistettu [26] [27] .

Seuraavassa taulukossa näkyvät pilvettömän taivaan kirkkauden keskiarvot zeniitissä , laskevat korkeuden mukana, Auringon sijainnissa 30-35 astetta horisontin yläpuolella. Taivaan näkymän ja hämärän vertailu on esitetty , mikä tapahtuu tieteellisessä kirjallisuudessa. Hämärässä Aurinko laskeutuu tiettyyn kulmaan horisontin alapuolelle, taivas tummuu noustessa ja vähitellen ilmestyy vähemmän kirkkaita tähtiä. On kuitenkin huomattava, että jopa hyvissä havainto-olosuhteissa hämärässä ihmiset näkevät selvästi tähtiä 1,5 magnitudin viiveellä määritetystä kynnysarvosta [28] . Ja ilmakehän läpi tapahtuvan lennon olosuhteissa, kun voimakas auringonvalo ja valaistu pinta aiheuttavat pupillien supistumista ja estävät silmiä siirtymästä yönäköön, tähtien näkyvyys päiväsaikaan jopa kosmisella korkeudella ja Kuussa on hyvin rajallinen [29] .

Lisäksi on osoitettu joitakin ilmiöitä, jotka voivat kirkkautensa vuoksi häiritä tähtien havainnointia paitsi stratosfäärissä myös mesosfäärissä ja Karman-linjan ulkopuolella .

Pilvettömän taivaan kirkkaus zeniitissä eri korkeuksilla auringon sijainnissa 30-35° horisontin yläpuolella
Korkeus Maan hämärä ja kynnyksen magnitudi [#1] Näennäinen kirkkaus Huomautuksia, faktoja ja subjektiivisia vaikutelmia
150 km alkaen 0,000003 cd / m²
[30] [2] 		150-160 km - taivas muuttuu mustaksi [31] [32] : kirkkaus lähestyy silmällä havaittavaa minimikirkkautta 1⋅10 -6 cd/m² [4] .
140 km REVONTULET 90–400 km:n korkeudella sijaitsevien revontulien kirkkaus on jopa 1 cd/m² [33] [34]
130 km alkaen 0,000005 cd/m² [35]
120 km alkaen 0,00001 cd/m² [35] 100 km:n yläpuolella tähtien näkyvyys päivällä on yhtä suuri kuin yöllä [28] .
110 km alkaen 0,00003 cd/m² [35] Linnunradan taustan kirkkaus on noin 0,0004 cd/m² [36]
100 km Airglow  -15° 5.6 johti. 0,00044 cd/m²
korkeudella ☉ 35° [28] 		Väri tummanruskea-violetti, kirkkaus lähestyy yötä 0,01-0,0001 cd/m² [1] [37] Ilmakehän luonnollisen hehkun maksimi [38] .
90 km -11° 5,0 johti. 0,0025 cd/m² ☉ 35° [28] Taivas on kuin kuutamoinen yö , kun sen kirkkaus on noin 0,005 cd/m² [8]
80 km NLC    -9° 4,5 johti. 0,015 cd/m² ☉ 35° [28] Kesällä voi esiintyä hämäriä pilviä , joiden kirkkaus on jopa 1–3 cd/m² [39]
70 km -7° 3.8 johti. 0,086 cd/m² ☉ 35° [28] Kaksi tusinaa tähteä 2. magnitudiin asti on näkyvissä [8]
60 km -6° 3.2 johti. 0,323 cd/m² ☉ 35° [28] Taivas zeniitissään vastaa siviilihämärän loppua .
50 km -5° 2.6 johti. 1,4 cd/m² ☉ 35° [28] Näkyvät planeetat ja tähdet 1. magnitudiin asti [8]
40 km -4° 1.9 johti. 4,74 cd/m² ☉ 35° [28] Taivas on kuin sinisen tunnin alku . Täysikuun lumen kirkkaus on 5 cd/m² [4]
30 km -3° 1.1 johti. 18,3 [28] ; 20 cd/m² tai
1/120 maata [37] 		Väri violetti -musta [40] [41] . Pohjoisella pallonpuoliskolla ei näy paljaalla silmällä ainuttakaan tähteä , joskus kirkkaimmat planeetat ( Venus , Mars , Jupiter , hyvin harvoin Saturnus ) voidaan nähdä [28]
25 km 40 cd/m² ☉ 30° [10] Helmiäispilvien enimmäiskorkeus on 25–27 km.
22 km Tummansinisen kankaan väri kvartsin ja tavallisten lamppujen valossa [15] [16]
21 km helmiäispilviä Musta-violetti-harmaa, musta-harmaa väri. Tähdet eivät näy [42] [14] [43]
20 km Tummansininen purppura, musta purppuraharmaa [42] [14]
19 km 74,3 cd/m² ☉ 30° [20] Tumman violetti tumma, musta purppuraharmaa [42]
18 km -2° [28] -0,3 mag. [44] 100 cd/m² ☉ 30° [10] Musteella mustaa samettia ; _ taivas on kuin auringonpimennys [45]
17 km Tummanvioletti [46] ; tumman tumman violetti väri [42] [14]
16 km Tumman violetti [47] , tumman violetti, liuskekivenharmaa [42] [14]
15 km Tummansininen, violetti, melkein musta [47] ; musta sininen [14]
14 km Tummansininen [47] ; musta sininen [14]
13 km Tumman violetti väri [42] [14]
12 km –1° [48] 280 cd/m² (11,6 km) [49] Tummansininen [42]
11 km Tummansininen [42] [14]
10 km Spindrift pilviä 392 cd/m² (10,4 km) [50] 10–15 km yläpuolella taivas muuttuu tumman violetiksi [51]
9 km Tummansininen [42] [14]
8 kilometriä 0° [48] 441 cd/m² (8,4 km) [49] Tummansininen väri [42] [14] . Venus saattaa olla näkyvissä [28]
7 km Kirkkaus putoaa lähes eksponentiaalisesti kertoimella 2 4–5 kilometrin matkalla [11] [12]
6 km 770 cd/m² (5,5 km) [50] 5 km:n jälkeen ilmassa on vähän vesihöyryä [52] .
5 km Sini-sininen taivas [53] .
4 km Sini-sininen taivas [53]
3 km +5° [48] St. 1000 cd/m² [10] Taivaan hehkun voimakkuus on noin 2 kertaa pienempi kuin maan [11]
2 km Cumulus pilviä
1 km ☾ Kuun kirkkaus pinnasta katsottuna on 2500 cd/m² [4]
0 km +30°  2230 cd / m² Seniitin kirkkaus keskimääräisellä läpinäkyvyydellä ja Auringon korkeudella on 30° [50] .
Korkeus Ground Twilight [#1] Kirkkaus Merkintä
Huomautuksia
  1. ↑ 1 2 Auringon upotusaste horisontin alapuolelle hämärässä , joka vastaa taivaan kirkkautta .
    Kynnyssuuruus on pienin mahdollinen paljaalla silmällä nähtävissä oleva magnitudi pitkäaikaisen pimeyteen sopeutumisen jälkeen.

Kuvagalleria

Katso myös

Muistiinpanot

  1. ↑ 1 2 Hughes JV, Sky Brightness as a Function of Altitude // Applied Optics, 1964, voi. 3, nro 10, s. 1135-1138.
  2. ↑ 1 2 Mikirov, A.E., Smerkalov, V.A. Maan yläilmakehän hajasäteilyn tutkimus. - L .: Gidrometeoizdat, 1981. - S. 146. - 208 s.
  3. ↑ Pyaskovskaya-Fesenkova E.V. Tutkimus valon sironnasta maan ilmakehässä / V.V. Sytin. - M . : Kustantaja Acad. Neuvostoliiton tieteet, 1957. - S. 67, 71. - 219 s.
  4. ↑ 1 2 3 4 Enohovitš A.S. Fysiikan käsikirja – 2. painos. / toim. akad. I.K.Kikoin. - M . : Koulutus, 1990. - S. 213. - 384 s.
  5. ↑ 1 2 3 4 5 6 Smerkalov V. A. Maapallon ilmakehän hajasäteilyn spektrikirkkaus (menetelmä, laskelmat, taulukot) // Ilmavoimien akatemian Leninin punaisen lipun kunniakirjan julkaisu. prof. Zhukovsky N. E. Voi. 986, 1962. - S. 49
  6. ↑ Pyaskovskaya-Fesenkova E.V. Tutkimus valon sironnasta maan ilmakehässä / V.V. Sytin. - M . : Kustantaja Acad. Neuvostoliiton tieteet, 1957. - S. 75, 81. - 219 s.
  7. ↑ Arkistoitu kopio . Haettu 1. toukokuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 30. syyskuuta 2018.
  8. ↑ 1 2 3 4 Tousey R., Koomen MJ Tähtien ja planeettojen näkyvyys hämärän aikana // Journal of the Optical Society of America, Voi. 43, nro 3, 1953, s. 177-183
  9. ↑ Enohovitš A.S. Fysiikan käsikirja – 2. painos. / toim. akad. I.K.Kikoin. - M . : Koulutus, 1990. - S. 213. - 384 s.
  10. ↑ 1 2 3 4 Smerkalov V.A. Maan ilmakehän sironneen säteilyn spektrikirkkaus (menetelmä, laskelmat, taulukot) // Ilmavoimien akatemian Leninin punaisen lipun ansioluettelo. prof. Zhukovsky N.E. Ongelma. 986, 1962. - S. 25
  11. ↑ 1 2 3 4 H.A. Miley, EH Cullington, JF Bedinger Päivätaivaan kirkkaus mitattuna raketissa olevilla valosähköisillä fotometreillä // Eos, Transactions American Geophysical Union, 1953, Voi. 34, 680–694
  12. ↑ 1 2 Hughes JV, Sky Brightness as a Function of Altitude // Applied Optics, 1964, voi. 3, nro 10, s. 1135-1138
  13. ↑ Mikirov, A.E., Smerkalov, V.A. Maan yläilmakehän hajasäteilyn tutkimus. - L . : Gidrometeoizdat, 1981. - S. 5. - 208 s.
  14. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Thomson K. Flight of the OAH stratospheric balloon // Technique for Youth. nro 3, 1934. - S. 17-23
  15. ↑ 1 2 Stevens A.U. Lento stratosfääriin. Per. englannista. / V.V. Sytin. - M. - L. : ONTI, 1936. - S. 101. - 106 s.
  16. ↑ 1 2 Stevens A. Kaksi lentoa amerikkalaisia ​​stratosfääripalloja. Per. englannista. / insinööri B.N.Vorobiev. - M .: Ts.S. Union Osoaviakhim Neuvostoliitto, 1937. - S. 111. - 120 s.
  17. ↑ Stratosfäärin tutkimusta käsittelevän unionin konferenssin julkaisut. L.-M., 1935. - S. 244
  18. ↑ Picard A. Pilvien yläpuolella. - M. - L. : ONTI, 1935. - S. 111. - 184 s.
  19. ↑ Shirokorad A. Sukellusveneiden risteilyohjukset // Aviation and Cosmonautics, nro 10, 1995. - S. 45
  20. ↑ 1 2 Kastrov V. Valon sironta ja stratosfäärin ongelma // Koko unionin stratosfääritutkimuksen konferenssin julkaisuja. L.-M., 1935. - S. 169-175, 255.
  21. ↑ Stevens A.U. Lento stratosfääriin. Per. englannista. / V.V. Sytin. - M. - L. : ONTI, 1936. - S. 38. - 106 s.
  22. ↑ Zabelina I.A. Tähtien ja kaukaisten valojen näkyvyyden laskeminen. - L .: Mashinostroenie, 1978. - S. 31, 39, 40. - 184 s.
  23. ↑ Yläilmakehän rakettitutkimukset. - M. , 1957. - S. 19, 21 - 28.
  24. ↑ V. Morozov Päivätaivaan kirkkauden mittauksia raketteihin nostetuilla valosähköisillä fotometreillä. // Uspekhi fizicheskikh nauk, osa 53, nro 5, 1954. — s. 142-145 . Haettu 15. lokakuuta 2017. Arkistoitu alkuperäisestä 3. helmikuuta 2017.
  25. ↑ Burgess Z. Kohti avaruuden rajoja . - M . : Ulkomaisen kirjallisuuden kustantamo, 1957. - S. 172.
  26. ↑ Yläilmakehän rakettitutkimukset. - M. , 1957. - S. 7.
  27. ↑ Mikirov, A.E., Smerkalov, V.A. Maan yläilmakehän hajasäteilyn tutkimus. - L .: Gidrometeoizdat, 1981. - S. 144. - 208 s.
  28. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Koomen MJ Tähtien näkyvyys korkealla päivänvalossa // Journal of the Optical Society of America, Voi. 49, nro 6, 1959, s. 626-629
  29. ↑ Valentin Lebedev. Astronautin päiväkirja . Haettu 15. lokakuuta 2017. Arkistoitu alkuperäisestä 12. lokakuuta 2017.
  30. ↑ Hughes JV, Sky Brightness as a Function of Altitude // Applied Optics, 1964, voi. 3, nro 10, s. 1135-1138.
  31. ↑ Burgess Z. Kohti avaruuden rajoja . - M . : Ulkomaisen kirjallisuuden kustantamo, 1957.
  32. ↑ Avaruusympäristö ja kiertoradan mekaniikka . Yhdysvaltain armeija. Haettu 24. huhtikuuta 2012. Arkistoitu alkuperäisestä 2. syyskuuta 2016.
  33. ↑ Isaev S.I. Pudovkin M.I. Napavalot ja prosessit maapallon magnetosfäärissä / toim. akad. I.K.Kikoin. - L . : Nauka, 1972. - 244 s. — ISBN 5-7325-0164-9 .
  34. ↑ Zabelina I.A. Tähtien ja kaukaisten valojen näkyvyyden laskeminen. - L .: Mashinostroenie, 1978. - S. 66. - 184 s.
  35. ↑ 1 2 3 Hughes JV, Sky Brightness as a Function of Altitude // Applied Optics, 1964, voi. 3, nro 10, s. 1135-1138
  36. ↑ Zabelina I.A. Tähtien ja kaukaisten valojen näkyvyyden laskeminen. - L .: Mashinostroenie, 1978. - S. 76. - 184 s.
  37. ↑ 1 2 Smerkalov V.A. Maan ilmakehän sironneen säteilyn spektrikirkkaus (menetelmä, laskelmat, taulukot) // Ilmavoimien akatemian Leninin punaisen lipun ansioluettelo. prof. Zhukovsky N.E. Ongelma. 986, 1962. - S. 25, 49
  38. ↑ Fyysinen tietosanakirja / A.M. Prokhorov. - M . : Sov. encyclopedia, 1988. - T. 1. - S. 139. - 704 s.
  39. ↑ Ishanin G.G., Pankov E.D., Andreev A.L. Säteilyn lähteet ja vastaanottajat / toim. akad. I.K.Kikoin. - Pietari. : Ammattikorkeakoulu, 1991. - 240 s. — ISBN 5-7325-0164-9 .
  40. ↑ Grimes, William (17. huhtikuuta 2010). "David Simons, joka lensi korkealla avaruusajan aattona, kuolee 87-vuotiaana" Arkistoitu 12. huhtikuuta 2019 Wayback Machinessa . New York Times .
  41. ↑ "Life Magazine, 2. syyskuuta 1957 - Korkeusennätys: 2nd Quality Arkistoitu 15. lokakuuta 2017 Wayback Machinessa . Old Life Magazines. Haettu 14. tammikuuta 2014.
  42. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Vilenchik M.M., Demina L.I. Taivaan värin mittaaminen stratosfäärin ilmapallosta // Proceedings of the All-Union Conference on the Study of the Stratosphere. L.-M., 1935. - S. 231-237
  43. ↑ Stratosfäärin tutkimusta käsittelevän unionin konferenssin julkaisut. L.-M., 1935. - S. 245
  44. ↑ Astrofysiikan ja tähtiastronomian kurssi / A.A.Mihailov. - M . : Nauka, 1974. - T. 1.
  45. ↑ Stephens A. Kaksi lentoa amerikkalaisia ​​stratosfääripalloja. Per. englannista. / insinööri B.N.Vorobiev. - M .: Ts.S. Union Osoaviakhim USSR, 1937. - S. 111. - 34 s.
  46. ↑ A. HARRY, L. CASSIL - MAAILMAN KATTO . Haettu 5. huhtikuuta 2017. Arkistoitu alkuperäisestä 6. toukokuuta 2012.
  47. ↑ 1 2 3 Picard A. Pilvien yläpuolella. - M. - L. : ONTI, 1935. - S. 111, 126, 156. - 184 s.
  48. ↑ 1 2 3 Koomen MJ, Lock C., Packer DM, Scolnik R., Tousey R. ja Hulbert EO Measurement of the Brightness of the Twilight Sky// Journal of the Optical Society of America, Voi. 42, nro 5, 1952, s. 355
  49. ↑ 1 2 Smerkalov V.A. Maan ilmakehän sironneen säteilyn spektrikirkkaus (menetelmä, laskelmat, taulukot) // Ilmavoimien akatemian Leninin punaisen lipun ansioluettelo. prof. Zhukovsky N.E. Ongelma. 986, 1962. - S. 53
  50. ↑ 1 2 3 Smerkalov V.A. Maan ilmakehän sironneen säteilyn spektrikirkkaus (menetelmä, laskelmat, taulukot) // Ilmavoimien akatemian Leninin punaisen lipun ansioluettelo. prof. Zhukovsky N.E. Ongelma. 986, 1962. - S. 49
  51. ↑ Suuri Neuvostoliiton tietosanakirja. 2. painos. - M . : Sov. Tietosanakirja, 1953. - T. 3. - S. 380.
  52. ↑ Smerkalov V.A. Päivätaivaan spektrinen kirkkaus eri korkeuksilla// Proceedings of the Red Banner Order of Lenin Air Force Academy. prof. Zhukovsky N.E. Numero 871, 1961. - S. 44
  53. ↑ 1 2 Gontaruk T.I. Tunnen maailman: Det. tietosanakirja: Avaruus. - M .: AST, 1996. - S. 19. - 448 s. - ISBN 5-88196-354-7 .

Kirjallisuus

Linkit

  Siirry Wikidata-kohteeseen  Sanakirjat ja tietosanakirjat
Bibliografisissa luetteloissa