Астрономическое видение

редактировать

Степень видимого размытия и мерцания астрономических объектов из-за атмосферных эффектов

Схематическая диаграмма, показывающая, как оптические волновые фронты от далекой звезды могут возмущаться слоем турбулентного перемешивания в атмосфере. Вертикальный масштаб нанесенных волновых фронтов сильно преувеличен.

Астрономическое зрение относится к количеству видимого размытия и мерцания астрономических объектов, таких как звезды из-за турбулентного перемешивания в атмосфере на Земли, вызывая изменения оптического показателя преломления. Условия видимости в заданную ночь в заданном месте описывают, насколько земная атмосфера искажает изображения звезд, видимых через телескоп.

Наиболее распространенным измерением качества изображения является полная ширина на половине максимума (FWHM) оптической интенсивности через видимый диск (функция рассеяния точки для изображения сквозь атмосферу). FWHM функции рассеяния точки (широко называемой диаметром видимого диска или "видением") - это наилучшее возможное угловое разрешение, которое может быть достигнуто с помощью оптического телескопа на длине -экспозиционное изображение, которое соответствует FWHM нечеткой капли, наблюдаемой при наблюдении точечного источника (например, звезды) через атмосферу. Размер видящего диска определяется условиями видимости во время наблюдения. Наилучшие условия дают диаметр видимого диска ~ 0,4 угловых секунд и находятся в высотных обсерваториях на небольших островах, таких как Мауна-Кеа или Ла. Пальма.

Зрение - одна из самых больших проблем для земной астрономии. В то время как большие телескопы имеют теоретическое разрешение в миллисекундах, реальное изображение ограничено средним видимым диском во время наблюдения. Это может легко означать коэффициент 100 между потенциальным и практическим разрешением. Начиная с 1990-х годов была представлена новая адаптивная оптика, которая может помочь исправить эти эффекты, значительно улучшив разрешение наземных телескопов.

Содержание

1 Эффекты
2 Измерения
- 2.1 Полная ширина на полувысоте (FWHM) видящего диска
- 2.2 r 0 и t 0
  - 2.2. 1 Математическое описание r 0 и t 0
  - 2.2.2 Модель турбулентности Колмогорова
  - 2.2.3 Турбулентная перемежаемость
- 2.3 $C n 2 {\ displaystyle C_ {n } ^ {2}}$ $C_ {n} ^ {2}$ профиль
3 Преодоление атмосферного видения
4 См. Также
5 Ссылки
6 Внешние ссылки

Эффекты

Типичное негативное изображение с короткой выдержкой двойной звезды (Zeta Boötis в данном случае), видимой через атмосферу. Каждая звезда должна выглядеть как единый образец Эйри, но атмосфера заставляет изображения двух звезд разбиваться на два образца пятнышек (один узор вверху слева, другой внизу справа). Пятнышки на этом изображении немного трудно различить из-за крупного размера пикселей на используемой камере (см. Смоделированные изображения ниже для более ясного примера). Крапинки быстро перемещаются, так что каждая звезда выглядит как единое нечеткое пятно на изображениях с большой выдержкой (так называемый видимый диск). Используемый телескоп имел диаметр около 7r 0 (см. Определение r 0 ниже и пример смоделированного изображения через телескоп 7r 0).

Астрономическое видение имеет несколько эффектов:

Он вызывает изображения точечных источников (например, звезд), которые в отсутствие атмосферной турбулентности будут устойчивыми образцами Эйри путем дифракции, чтобы разбиться на спекл-паттерны, которые очень быстро меняются со временем (полученные в результате пятнистые изображения можно обработать с помощью спекл-изображения )
Изображения с длинной выдержкой этих изменяющихся спекл-паттернов приводят к размытому изображению точечного источника, называется видимым диском
Яркость звезд, кажется, колеблется в процессе, известном как мерцание или мерцание
Атмосферное видение вызывает полосы в астрономическом интерферометре для быстрого перемещения
Распределение атмосферного изображения через атмосферу (профиль C N, описанный ниже) приводит к ухудшению качества изображения в системах адаптивной оптики чем дальше вы смотрите от места расположения опорной звезды

эффекты атмосферного видения были indire Он несет ответственность за веру в то, что на Марсе были каналы. При наблюдении за ярким объектом, таким как Марс, иногда перед планетой появляется неподвижный участок воздуха, что приводит к кратковременной ясности. До использования устройств с зарядовой связью не было другого способа записать изображение планеты за короткий момент, кроме как заставить наблюдателя запомнить изображение и нарисовать его позже. Это привело к тому, что изображение планеты зависело от памяти наблюдателя и предубеждений, которые привели к убеждению, что Марс имеет линейные особенности.

Эффекты атмосферного видения качественно аналогичны в видимом и близком инфракрасном диапазонах волн. На больших телескопах разрешение изображения с длинной выдержкой обычно немного выше на более длинных волнах, а временной масштаб (t 0 - см. Ниже) для изменений в образцах танцующих спеклов значительно ниже.

Меры

Существуют три общих описания астрономических условий изображения в обсерватории:

Полная ширина на полувысоте (FWHM) видящего диска
r0(размер типичный «кусок» однородного воздуха в турбулентной атмосфере) и t 0 (шкала времени, в течение которой изменения в турбулентности становятся значительными)
C N профиль

Они описаны в следующих подразделах:

Полная ширина на половине высоты (FWHM) видимого диска

Без атмосферы маленькая звезда имела бы видимый размер, «диск Эйри », на изображении телескопа, определяемый посредством дифракции, и был бы обратно пропорционален диаметру телескопа. Однако, когда свет попадает в атмосферу Земли, разные температурные слои и разные скорости ветра искажают световые волны, что приводит к искажениям изображения звезды. Воздействие атмосферы можно смоделировать как вращающиеся ячейки воздуха, движущиеся турбулентно. В большинстве обсерваторий турбулентность значительна только в масштабах больше, чем r 0 (см. Ниже - параметр качества изображения r 0 составляет 10–20 см в видимых длинах волн в наилучших условиях) и это ограничивает разрешение телескопов примерно таким же, как у космического телескопа 10–20 см.

Искажение изменяется с высокой скоростью, обычно более 100 раз в секунду. На типичном астрономическом изображении звезды с временем экспозиции секунд или даже минут различные искажения усредняются как заполненный диск, называемый «видимым диском». Диаметр видимого диска, чаще всего определяемый как полная ширина на половине максимума (FWHM), является мерой астрономических условий изображения.

Из этого определения следует, что зрение - это всегда переменная величина, разная от места к месту, от ночи к ночи, и даже переменная по шкале минут. Астрономы часто говорят о «хороших» ночах с низким средним диаметром видимого диска и «плохих» ночах, когда диаметр видимости был настолько велик, что все наблюдения были бесполезны.

Замедленная съемка изображения в телескоп при взгляде на звезду при большом увеличении (негативные изображения). Используемый телескоп имел диаметр примерно 7r 0 (см. Определение r 0 ниже и пример смоделированного изображения через телескоп 7r 0). Звезда распадается на несколько капель (пятнышек) - полностью атмосферный эффект. Также заметна некоторая вибрация телескопа.

FWHM видимого диска (или просто "видящего") обычно измеряется в угловых секундах, обозначается символом (″). Качество изображения 1.0 ″ хорошее для средних астрономических объектов. Видимость городской среды обычно намного хуже. Хорошие видящие ночи обычно бывают ясными, холодными без порывов ветра. Поднимается теплый воздух (конвекция ), ухудшая видимость, как и ветер и облака. В лучших высотных обсерваториях на вершинах гор ветер приносит стабильный воздух, который ранее не был в контакте с землей, иногда обеспечивая качество обзора до 0,4 дюйма

r0и t 0
. астрономические условия изображения в обсерватории можно удобно описать параметрами r 0 и t 0.

. Для телескопов с диаметром меньше, чем r 0, разрешение изображений с длинной выдержкой определяется в первую очередь за счет дифракции и размера картины Эйри и, следовательно, обратно пропорционален диаметру телескопа.

Для телескопов с диаметром больше, чем r 0, разрешение изображения в первую очередь определяется атмосферой и не зависит от диаметра телескопа, оставаясь постоянным на значении, заданном телескопом с диаметром, равным r 0. r 0 также соответствует масштабу длины, на котором турбулентность становится значительной. (10–20 см в видимом диапазоне длин волн в хороших обсерваториях), а t 0 соответствует к временному масштабу, в течение которого изменения турбулентности становятся значительными. r 0 определяет расстояние между исполнительными механизмами, необходимое в системе адаптивной оптики, а t 0 определяет скорость коррекции, необходимую для компенсации влияния атмосферы.

Параметры r 0 и t 0 меняются в зависимости от длины волны, используемой для построения астрономических изображений, что позволяет получать изображения с немного более высоким разрешением на более длинных волнах с использованием больших телескопов.

Параметр видимости r 0 часто известен как параметр Фрида (произносится как «освобожден»), названный в честь Дэвида Л. Фрида. Атмосферная постоянная времени t 0 часто упоминается как постоянная времени Гринвуда после.

Математическое описание r 0 и t 0 Имитация негативного изображения, показывающего, как будет выглядеть одиночная (точечная) звезда через наземный телескоп диаметром 2r 0. Размытый вид изображения возникает из-за дифракции, которая приводит к тому, что звезда выглядит как узор Эйри с центральным диском, окруженным намеками на слабые кольца. Атмосфера заставит изображение перемещаться очень быстро, так что на фотографии с длинной выдержкой оно будет казаться более размытым. Имитация негативного изображения, показывающего, как одиночная (точечная) звезда будет выглядеть в наземный телескоп с диаметром 7r 0 в том же угловом масштабе, что и изображение 2r 0 выше. Атмосфера разбивает изображение на несколько пятен (крапинок). Крапинки перемещаются очень быстро, так что на фотографии с длинной выдержкой звезда будет выглядеть как единое размытое пятно. Имитация негативного изображения, показывающего, как одиночная (точечная) звезда будет выглядеть в наземный телескоп диаметром 20r 0. Атмосфера разбивает изображение на несколько пятен (крапинок). Крапинки перемещаются очень быстро, так что на фотографии с большой выдержкой звезда будет выглядеть как единое размытое пятно.
Математические модели могут дать точную модель влияния астрономического зрения на изображения, полученные с помощью наземных телескопов. Три смоделированных изображения с короткой экспозицией показаны справа через три разных диаметра телескопа (как негативные изображения, чтобы более четко выделить более тусклые детали - обычное астрономическое соглашение). Диаметры телескопа указаны с учетом параметра Фрида $r 0 {\ displaystyle r_ {0}}$ $r_{{0}}$ (определено ниже). $r 0 {\ displaystyle r_ {0}}$ $r_{{0}}$ - широко используемый метод измерения астрономического зрения в обсерваториях. В видимом диапазоне длин волн $r 0 {\ displaystyle r_ {0}}$ $r_{{0}}$ изменяется от 20 см в лучших местах до 5 см в типичных местах на уровне моря.

В действительности узор пятен (пятен) на изображениях меняется очень быстро, так что на фотографиях с длительной выдержкой будет просто видна одна большая размытая капля в центре для каждого диаметра телескопа. Диаметр (FWHM) большого размытого пятна на изображениях с длинной выдержкой называется диаметром видимого диска и не зависит от диаметра используемого телескопа (если не применяется коррекция адаптивной оптики).

Прежде всего полезно дать краткий обзор базовой теории распространения света в атмосфере. В стандартной классической теории свет рассматривается как колебание поля $ψ {\ displaystyle \ psi}$ $\ psi$ . Для монохроматических плоских волн, приходящих от удаленного точечного источника с волновым вектором $k {\ displaystyle \ mathbf {k}}$ $\ mathbf {k}$ : $ψ 0 (r, t) = A uei (ϕ u + 2 π ν t + k ⋅ р) {\ displaystyle \ psi _ {0} \ left (\ mathbf {r}, t \ right) = A_ {u} e ^ {i \ left (\ phi _ {u} +2 \ pi \ nu t + \ mathbf {k} \ cdot \ mathbf {r} \ right)}}$ $\ psi _ {{0}} \ left ({\ mathbf {r}}, t \ right) = A _ {{u}} e ^ {{i \ left (\ phi _ {{u}} + 2 \ pi \ nu t + {\ mathbf {k }} \ cdot {\ mathbf {r}} \ right)}}$ где $ψ 0 {\ displaystyle \ psi _ {0}}$ $\ psi _ {{0}}$ - сложное поле в положение $r {\ displaystyle \ mathbf {r}}$ $\ mathbf {r}$ и время $t {\ displaystyle t}$ $t$ , с действительной и мнимой частями, соответствующими электрическому и магнитному полю компоненты, $ϕ u {\ displaystyle \ phi _ {u}}$ $\ phi _ {{u}}$ представляет сдвиг фазы, $ν {\ displaystyle \ nu}$ $\ nu$ - частота света определяется как $ν = c | k | / (2 π) {\ displaystyle \ nu = c \ left | \ mathbf {k} \ right | / \ left (2 \ pi \ right)}$ $\ nu = c \ left | {\ mathbf {k}} \ right | / \ left (2 \ pi \ right)$ и $A u {\ displaystyle A_ {u}}$ $A _ {{u}}$ - амплитуда света.

Поток фотонов в этом случае пропорционален квадрату амплитуды $A u {\ displaystyle A_ {u}}$ $A _ {{u}}$ , а оптическая фаза соответствует комплексному аргументу $ψ 0 {\ displaystyle \ psi _ {0}}$ $\ psi _ {{0}}$ . Когда фронты волн проходят через атмосферу Земли, они могут возмущаться изменениями показателя преломления в атмосфере. На диаграмме в правом верхнем углу этой страницы схематично показан турбулентный слой в атмосфере Земли, возмущающий плоские волновые фронты, прежде чем они попадут в телескоп. Возмущенный волновой фронт $ψ p {\ displaystyle \ psi _ {p}}$ $\ psi _ {{p}}$ может быть связан в любой момент времени с исходным плоским волновым фронтом $ψ 0 (r) {\ displaystyle \ psi _ {0} \ left (\ mathbf {r} \ right)}$ $\ psi _ {{0}} \ left ( {\ mathbf {r}} \ right)$ следующим образом: $ψ p (r) = (χ a (r) ei ϕ a (r)) ψ 0 (г) {\ Displaystyle \ psi _ {p} \ left (\ mathbf {r} \ right) = \ left (\ chi _ {a} \ left (\ mathbf {r} \ right) e ^ {i \ phi _ {a} \ left (\ mathbf {r} \ right)} \ right) \ psi _ {0} \ left (\ mathbf {r} \ right)}$ $\ psi _ {{p}} \ left ({\ mathbf {r}} \ right) = \ left (\ chi _ {{a}} \ left ({\ mathbf {r}} \ right) e ^ {{i \ phi _ {{a}} \ left ({\ mathbf {r}} \ right)}} \ right) \ psi _ {{0 }} \ left ({\ mathbf {r}} \ right)$

где $χ a (r) { \ displaystyle \ chi _ {a} \ left (\ mathbf {r} \ right)}$ $\ chi _ {{a}} \ left ({\ mathbf {r}} \ right)$ представляет собой частичное изменение амплитуды волнового фронта, а $ϕ a (r) {\ displaystyle \ phi _ {a } \ left (\ mathbf {r} \ right)}$ $\ phi _ {{a}} \ left ({\ mathbf {r}} \ right)$ - изменение фазы волнового фронта, вносимое атмосферой. Важно подчеркнуть, что $χ a (r) {\ displaystyle \ chi _ {a} \ left (\ mathbf {r} \ right)}$ $\ chi _ {{a}} \ left ({\ mathbf {r}} \ right)$ и $ϕ a (r) {\ displaystyle \ phi _ {a} \ left (\ mathbf {r} \ right)}$ $\ phi _ {{a}} \ left ({\ mathbf {r}} \ right)$ описывают влияние атмосферы Земли, и временные рамки для любых изменений этих функций будут устанавливаться скоростью колебаний показателя преломления в атмосфере.

Модель турбулентности Колмогорова

Описание природы возмущений волнового фронта, вносимых атмосферой, обеспечивается моделью Колмогорова, разработанной Татарским, частично основанной на исследования турбулентности русским математиком Андреем Колмогоровым. Эта модель поддерживается множеством экспериментальных измерений и широко используется при моделировании астрономических изображений. Модель предполагает, что возмущения волнового фронта вызваны изменениями показателя преломления атмосферы. Эти изменения показателя преломления приводят непосредственно к фазовым флуктуациям, описываемым $ϕ a (r) {\ displaystyle \ phi _ {a} \ left (\ mathbf {r} \ right)}$ $\ phi _ {{a}} \ left ({\ mathbf {r}} \ right)$ , но любая амплитуда флуктуации возникают только как эффект второго порядка, в то время как возмущенные волновые фронты распространяются от возмущающего слоя атмосферы к телескопу. Для всех разумных моделей атмосферы Земли в оптическом и инфракрасном диапазоне длин волн в мгновенных изображениях преобладают фазовые флуктуации $ϕ a (r) {\ displaystyle \ phi _ {a} \ left (\ mathbf {r} \ right)}$ $\ phi _ {{a}} \ left ({\ mathbf {r}} \ right)$ . Колебания амплитуды, описываемые выражением $χ a (r) {\ displaystyle \ chi _ {a} \ left (\ mathbf {r} \ right)}$ $\ chi _ {{a}} \ left ({\ mathbf {r}} \ right)$ , оказывают незначительное влияние на структуру видимых изображений. в фокусе большого телескопа.

Для простоты в модели Татарского часто предполагается, что фазовые флуктуации имеют гауссово случайное распределение со следующей структурной функцией второго порядка: $D ϕ a (ρ) = ⟨| ϕ a (r) - ϕ a (r + ρ) | 2⟩ р {\ Displaystyle D _ {\ phi _ {a}} \ left (\ mathbf {\ rho} \ right) = \ left \ langle \ left | \ phi _ {a} \ left (\ mathbf {r} \ right) - \ phi _ {a} \ left (\ mathbf {r} + \ mathbf {\ rho} \ right) \ right | ^ {2} \ right \ rangle _ {\ mathbf {r}}}$ $D _ {{\ phi _ {{a}}}} \ left ({\ mathbf {\ rho}} \ right) = \ left \ langle \ left | \ phi _ {{a}} \ left ({\ mathbf {r}} \ right) - \ phi _ {{a} } \ left ({\ mathbf {r}} + {\ mathbf {\ rho}} \ right) \ right | ^ {{2}} \ right \ rangle _ {{{\ mathbf {r}}}}$

где $D ϕ a (ρ) {\ displaystyle D _ {\ phi _ {a}} \ left ({\ mathbf {\ rho}} \ right)}$ $D _ {{\ phi _ {{a}}}} \ left ({{\ mathbf {\ rho}}} \ right)$ - атмосферная дисперсия между фаза в двух частях волнового фронта, разделенных расстоянием $ρ {\ displaystyle \ mathbf {\ rho}}$ ${\ mathbf {\ rho}}$ в плоскости апертуры, и $<...>{\ displaystyle <...>}$ $<...>$ представляет среднее значение по ансамблю.

Для гауссовского случайного приближения структурная функция Татарского (1961) может быть описана с помощью одного параметра $r 0 {\ displaystyle r_ {0}}$ $r_{{0}}$ :

D ϕ a (ρ) = 6,88 (| ρ | r 0) 5/3 {\ displaystyle D _ {\ phi _ {a}} \ left ({\ mathbf {\ rho}} \ right) = 6,88 \ left ({\ frac {\ le ft | \ mathbf {\ rho} \ right |} {r_ {0}}} \ right) ^ {5/3}}

D _ {{\ phi _ {{a}}}} \ left ({{\ mathbf {\ rho} }} \ right) = 6,88 \ left ({\ frac {\ left | {\ mathbf {\ rho}} \ right |} {r _ {{0}}}} \ right) ^ {{5/3}}

$r 0 {\ displaystyle r_ {0}}$ $r_{{0}}$ указывает сила фазовых флуктуаций, поскольку она соответствует диаметру круглой апертуры телескопа, при которой атмосферные фазовые возмущения начинают серьезно ограничивать разрешение изображения. Типичные значения $r 0 {\ displaystyle r_ {0}}$ $r_{{0}}$ для наблюдений в диапазоне I (длина волны 900 нм) на хороших участках составляют 20–40 см. $r 0 {\ displaystyle r_ {0}}$ $r_{{0}}$ также соответствует диаметру апертуры, для которого отклонение $σ 2 {\ displaystyle \ sigma ^ {2}}$ $\ sigma ^ {{2}}$ фазы волнового фронта, усредненной по апертуре, приближается к единице: $σ 2 = 1.0299 (dr 0) 5/3 {\ displaystyle \ sigma ^ {2} = 1.0299 \ left ({\ frac {d} {r_ { 0}}} \ right) ^ {5/3}}$ $\ sigma ^ {{2}} = 1.0299 \ left ({\ frac {d} {r _ {{0}}}} \ right) ^ {{5/3}}$

Это уравнение представляет собой часто используемое определение для $r 0 {\ displaystyle r_ {0}}$ $r_{{0}}$ , параметра, часто используемого для описать атмосферные условия в астрономических обсерваториях.

$r 0 {\ displaystyle r_ {0}}$ $r_{{0}}$ можно определить по измеренному профилю C N (описанному ниже) следующим образом:

r 0 = (16,7 λ - 2 (соз ⁡ γ) - 1 ∫ 0 ∞ dh CN 2 (час)) - 3/5 {\ displaystyle r_ {0} = \ left (16.7 \ lambda ^ {- 2} (\ cos \ gamma) ^ { -1} \ int _ {0} ^ {\ infty} dhC_ {N} ^ {2} (h) \ right) ^ {- 3/5}}

r _ {{0}} = \ left (16.7 \ lambda ^ {- 2}} (\ cos \ gamma) ^ {{- 1}} \ int _ {{0}} ^ {{\ infty}} dhC _ {{N}} ^ {{2}} (h) \ right) ^ {{- 3/5}}

где сила турбулентности $CN 2 (h) {\ displaystyle C_ {N} ^ {2} (h)}$ $C _ {{N}} ^ {{2}} ( h)$ изменяется в зависимости от высоты $h {\ displaystyle h}$ $h$ над телескопом и $γ {\ displaystyle \ gamma}$ $\ gamma$ - угловое расстояние от зенита (непосредственно над головой).

Если предполагается, что развитие турбулентности происходит в медленных временных масштабах, то временной масштаб t 0 просто пропорционален r 0, деленному на среднюю скорость ветра.

Колебания показателя преломления, вызванные гауссовой случайной турбулентностью, можно моделировать с помощью следующего алгоритма:

ϕ a (r) = Re [FT [R (k) K (k)]] {\ displaystyle \ phi _ {a} (\ mathbf {r}) = {\ t_dv {Re}} [{\ t_dv {FT}} [R (\ mathbf {k}) K (\ mathbf {k})]]}

\ phi _ {a} ({\ mathbf {r}}) = {\ t_dv {Re}} [{\ t_dv {FT}} [R ({\ mathbf {k}}) K ({\ mathbf {k}})]]

где $ϕ a (r) {\ displaystyle \ phi _ {a} (\ mathbf {r})}$ $\ phi _ {a} ({\ mathbf {r}})$ - оптическая фазовая ошибка, вызванная атмосферной турбулентностью, R (k) - двойная -мерный квадратный массив независимых случайных комплексных чисел, которые имеют гауссовское распределение около нуля и спектр белого шума, K (k) - (действительная) амплитуда Фурье, ожидаемая от спектра Колмогорова (или фон Кармана), Re представляет действительную часть, а FT представляет собой дискретное преобразование Фурье результирующего двумерного квадратного массива (обычно БПФ).

Астрономические обсерватории обычно расположены на вершинах гор, так как воздух на уровне земли обычно более конвективный. Слабый ветер, доносящий стабильный воздух высоко над облаками и океаном, обычно обеспечивает наилучшие условия видимости (показан телескоп: НЕ ).

Турбулентная перемежаемость

Предположение, что фазовые флуктуации в модели Татарского имеют гауссову случайное распределение обычно нереально. В действительности турбулентность проявляет перемежаемость.

Эти флуктуации силы турбулентности можно напрямую смоделировать следующим образом:

ϕ a (r) = Re [FT [(R (k) ⊗ я (к)) К (к)]] {\ displaystyle \ phi _ {a} (\ mathbf {r}) = {\ t_dv {Re}} [{\ t_dv {FT}} [(R (\ mathbf {k}) \ otimes I (\ mathbf {k})) K (\ mathbf {k})]]}

\ phi _ {a} ({\ mathbf {r}}) = { \ t_dv {Re}} [{\ t_dv {FT}} [(R ({\ mathbf {k}}) \ otimes I ({\ mathbf {k}})) K ({\ mathbf {k}})] ]

где I (k) - двумерный массив, представляющий спектр перемежаемости, с тем же размеры как R (k), и где $⊗ {\ displaystyle \ otimes}$ $\ otimes$ представляет свертку. Перемежаемость описывается в терминах колебаний силы турбулентности $C n 2 {\ displaystyle C_ {n} ^ {2}}$ $C_ {n} ^ {2}$ . Видно, что уравнение для гауссовского случайного случая, приведенного выше, является частным случаем этого уравнения с:

I (k) = δ (| k |) {\ displaystyle I (k) = \ delta (| k |)}

I (k) = \ delta (| k |)

где $δ () {\ displaystyle \ delta ()}$ $\ delta ()$ - дельта-функция Дирака.

$C n 2 {\ displaystyle C_ {n} ^ {2}}$ $C_ {n} ^ {2}$ profile

Более подробное описание астрономического изображения в обсерватории дается путем создания профиль силы турбулентности как функции высоты, называемый профилем $C n 2 {\ displaystyle C_ {n} ^ {2}}$ $C_ {n} ^ {2}$ . $C n 2 {\ displaystyle C_ {n} ^ {2}}$ $C_ {n} ^ {2}$ профили обычно выполняются при выборе типа адаптивной оптической системы, которая потребуется на конкретном телескопе, или при принятии решения о том, нужно ли или не конкретное место было бы хорошим местом для создания новой астрономической обсерватории. Обычно несколько методов используются одновременно для измерения профиля $C n 2 {\ displaystyle C_ {n} ^ {2}}$ $C_ {n} ^ {2}$ , а затем сравниваются. Некоторые из наиболее распространенных методов включают:

SCIDAR (отображение теней в мерцании звездного света)
LOLAS (вариант SCIDAR с малой апертурой, предназначенный для профилирования на малых высотах)
SLODAR
MASS
MooSci (11-канальный лунный сцинтиллометр для профилирования уровня земли)
Радарное отображение турбулентности
Воздушные термометры для измерения быстро колебания температуры воздуха со временем из-за турбулентности
V2 Precision Data Collection Hub (PDCH) с датчиками дифференциальной температуры, используемыми для измерения атмосферной турбулентности

Существуют также математические функции, описывающие $C n 2 {\ displaystyle C_ {n} ^ {2}}$ $C_ {n} ^ {2}$ профиль. Некоторые из них являются эмпирическими подгонками на основе измеренных данных, а другие пытаются включить элементы теории. Одна из распространенных моделей континентальных массивов суши известна как долина Хуфнагель в честь двух исследователей в этой области.

Преодоление атмосферной видимости

Анимированное изображение поверхности Луны, показывающее влияние атмосферы Земли на вид

Первым ответом на эту проблему была спекл imaging, позволяющий наблюдать яркие объекты простой морфологии с ограниченным дифракцией угловым разрешением. Позже появился космический телескоп НАСА Хаббл, работавший за пределами атмосферы и, таким образом, не имевший проблем со зрением и позволяющий впервые наблюдать слабые цели (хотя и с более низким разрешением, чем спекл-наблюдения). ярких источников от наземных телескопов из-за меньшего диаметра телескопа Хаббла). В настоящее время изображения с самым высоким разрешением в видимой и инфракрасной области спектра поступают с оптических интерферометров, таких как прототип оптического интерферометра ВМС или телескоп синтеза с оптической апертурой Кембриджа, но они могут быть только используется на очень ярких звездах.

Начиная с 1990-х годов, многие телескопы разработали системы адаптивной оптики, которые частично решают проблему зрения. Лучшие из созданных на сегодняшний день систем, такие как SPHERE на ESO VLT и GPI на телескопе Gemini, достигают коэффициента Штреля 90% на длине волны 2,2 микрометра, но только в очень небольшой области неба за раз.

Астрономы могут использовать искусственную звезду, светя мощным лазером, чтобы исправить размытие, вызванное атмосферой.

Более широкое поле зрения можно получить, используя несколько деформируемых зеркал, сопряженных на несколько атмосферных высот, и измеряя вертикальная структура турбулентности в технике, известной как мультисопряженная адаптивная оптика.

Этот любительский стек удачных изображений с использованием лучших из 1800 кадров Юпитера, снятых с помощью относительно небольшого телескопа, приближается к теоретическому максимальному разрешению телескопа, а не ограничивается зрением.

Другой более дешевый метод, получение удачных изображений, показал хорошие результаты на меньших телескопах. Эта идея восходит к довоенным наблюдениям невооруженным глазом моментов хорошего видения, за которыми последовали наблюдения планет на кинофильмах после Второй мировой войны. Этот метод основан на том факте, что время от времени влияние атмосферы будет незначительным, и, следовательно, путем записи большого количества изображений в реальном времени можно получить «удачное» отличное изображение. Это происходит чаще, когда количество участков размера r0 над зрачком телескопа не слишком велико, и, следовательно, методика не работает для очень больших телескопов. Тем не менее в некоторых случаях она может превосходить адаптивную оптику и доступна для любителей. Он действительно требует гораздо большего времени наблюдения, чем адаптивная оптика для визуализации слабых целей, и имеет ограниченное максимальное разрешение.

См. Также

Имитатор атмосферы и телескопа, a симулятор атмосферной турбулентности
Карта ясного неба, веб-карты, включающие прогнозы погоды для астрономических наблюдений
Mirage
Пограничный слой планеты
Переходное явление Луны

Ссылки

Большая часть приведенного выше текста взята (с разрешения) из Lucky Exposures: Дифракционно ограниченное астрономическое изображение в атмосфере, Роберт Найджел Таббс