Астрономическая видимость характеризует размытость и мерцание астрономических объектов, например звёзд, возникающие вследствие локальной турбулентности в земной атмосфере, вызывающей колебания оптического показателя преломления. Состояние астрономической видимости в данное время в данном месте говорит о том, насколько земная атмосфера искажает свет звёзд, наблюдаемых в телескоп.
Наиболее распространён способ измерения астрономической видимости по значению полной ширины на уровне половинной амплитуды (полуширины) оптической яркости видимого диска (функции рассеяния точки для изображения, полученного через атмосферу). Полуширина функции размытия точки (называемая также «диаметр видимого диска» или «видимость») характеризует наилучшее возможное угловое разрешение, которое может быть достигнуто оптическим телескопом при фотографировании с большой выдержкой, и соответствует полуширине размытого пятна, различаемого при наблюдении через атмосферу точечного источника (к которому относятся звёзды). Размер видимого диска определяется условиями астрономической видимости во время наблюдений. Наилучшие условия позволяют вести наблюдения видимых дисков диаметром приблизительно 0,4 угловых секунды. Такие условия могут быть достигнуты в высокогорных обсерваториях на небольших островах, таких как Гавайи или Пальма.
Снижение видимости — одна из самых больших проблем наземной астрономии: в то время, как крупные телескопы имеют теоретическое разрешение в несколько тысячных долей угловой секунды, разрешение фактически получаемого на них изображения ограничено средним диаметром видимого диска во время наблюдений. Это означает, что получаемое на практике разрешение легко может отличаться от потенциального в сотню раз. Начавшееся в 1990 введение новой адаптивной оптики, способной скорректировать эти эффекты, резко улучшило разрешение наземных телескопов.
Следствия низкой астрономической видимости
Свет от точечных источников (например, звёзд), который в условиях отсутствия атмосферной турбулентности имеет вид диска Эйри, вследствие низкой астрономической видимости принимает вид дрожащих и переливающихся пятен, очень быстро меняющих форму. Получившиеся в итоге изображения могут быть обработаны с использованием спекл-интерферометрии. При наблюдении с большой выдержкой эти пятна образуют размытое изображение точечного источника, называемое видимым диском.
Низкая видимость также является причиной видимых колебаний яркости звёзд. Искажения, обусловленные нестабильностью земной атмосферы, заставляют быстро перемещаться интерференционные полосы в астрономических интерферометрах. Зависимость качества получаемого изображения от места расположения наблюдаемой области на небе ( профиль) обуславливает снижение качества изображений в системах адаптивной оптики при удалении области наблюдения от места расположения звезды, по которой производилась калибровка.
Описанные эффекты качественно не отличаются в диапазоне от видимого до ближнего инфракрасного. Разрешение крупных телескопов при большой выдержке чуть выше на бо́льших длинах волн, а продолжительность мерцания пятен, составляющих видимый диск, значительно ниже.
Измерение
для описания условий астрономической видимости в обсерваториях используют следующие параметры:
- полуширина видимого диска;
- r0 (средний размер массы однородного воздуха внутри турбулентной атмосферы[1]);
- t0 (время, за которое происходят существенные изменения турбулентных масс воздуха);
- профиль (зависимость распределения силы турбулентности от высоты).
Полуширина видимого диска
При наблюдении вне атмосферы изображения звёзд, получаемые телескопом, имеют вид диска Эйри, обусловленный дифракцией. Диаметр диска Эйри обратно пропорционален диаметру телескопа. Когда свет проходит через слои земной атмосферы с различной температурой и скоростью, световые волны искажаются. Это приводит к искажению получаемого изображения звезды. Процессы, происходящие в атмосфере можно представить как вращающиеся массы воздуха, движущиеся турбулентно. В большинстве наблюдательных пунктов турбулентность важна только для размеров, больших, чем r0 (10—20 сантиметров для наилучших условий в видимом спектре) и это ограничивает разрешение телескопов до сопоставимого с разрешением 10—20 сантиметровых космических телескопов.
Искажения изменяются с большой скоростью, как правило чаще чем 100 раз в секунду. Время выдержки при фотографировании звёзд как правило составляет секунды или даже минуты, поэтому различные искажения усредняются и принимают вид диска, называемого функцией рассеяния точки или видимым диском. Диаметр видимого диска, чаще всего определённый через его полуширину, является единицей измерения условий астрономической видимости.
Из этого определения следует, что видимость всегда непостоянна, отличается от места к месту, от ночи к ночи, часто изменяется за считанные минуты. Астрономы часто говорят о «хороших» ночах с низким значением видимого диска и «плохих» ночах, когда этот диаметр слишком велик и наблюдения бесполезны.
Полуширина видимого диска, или просто «видимость» обычно измеряется в угловых секундах (″). Видимость, равная 1″ — неплохая для средних мест астрономических наблюдений. Видимость в городских условиях как правило значительно хуже. Наилучшая видимость обычно наблюдается ясными, холодными ночами при отсутствии порывов ветра. Поднимающийся тёплый воздух ухудшает результаты наблюдений так же, как и ветер или облака. В лучших высотных обсерваториях, расположенных на вершинах гор, ветер приносит «спокойный» воздух, который ещё не опускался к земле, иногда обеспечивая видимость 0,4″.
r0 и t0
Условия астрономической видимости также удобно описывать при помощи параметров r0 и t0.
Для телескопов с диаметром меньше r0 разрешение изображений, полученных при большой выдержке определяется в первую очередь дифракцией и размером диска Эйри, то есть обратно пропорционально диаметру телескопа.
Для телескопов с диаметром больше r0 разрешение изображений в первую очередь определяется состоянием атмосферы и не зависит от диаметра телескопа, постоянно оставаясь на уровне разрешения изображений с диаметром r0. Таким образом, r0 соответствует диаметру телескопа, при превышении которого турбулентность начинает влиять на получаемое изображение (10—20 сантиметров для видимого диапазона в хороших обсерваториях), а t0 — времени, при превышении которого на изображение начинают влиять ещё и изменения, происходящие в турбулентных потоках. r0 определяет интервал между актуаторами, необходимыми в системах адаптивной оптики, а t0 — необходимую для компенсации атмосферных явлений скорость коррекции.
Параметры r0 и t0 изменяются с изменением длины волны, на которой происходят наблюдения. Это позволяет немного повысить разрешение при наблюдениях на бо́льших длинах волн при использовании крупных телескопов
Параметр r0 также называют параметром Фрида, а t0 — постоянной времени Гринвуда.
профиль
Более полное описание условий астрономической видимости даёт построение функции зависимости силы турбулентности от высоты, называемой профилем. профиль как правило строится при выборе типа системы адаптивной оптики, которая необходима конкретному телескопу или при принятии решения о пригодности определённого места для строительства новой астрономической обсерватории. Обычно для измерения профиля используется несколько методов, результаты которых затем сопоставляются. Наиболее распространённые методы включают:
- SCIDAR (получение образцов затемнения при мерцании звёздного света);
- LOLAS (низкоапертурный вариант SCIDAR, созданный для получения профиля на низкой высоте);
- SLODAR;
- MASS;
- MooSci (11-канальный измеритель мерцания Луны для получения профиля на уровне земли)[2];
- RADAR (составление карт турбулентных потоков);
- Термометры на аэростатах для измерения скорости изменения температуры воздуха, обусловленного турбулентностью;
- PDCH дифференциальные датчики температур для измерения турбулентности атмосферы.
профиль описывается математическими функциями. Данные, полученные в результате измерений и других опытов пытаются объединить в теорию. Одна из распространённых моделей поведения воздушных масс над сушей — модель Хуфнагеля-Вэлли.
Борьба с атмосферными искажениями
Первым решением проблем, связанных с астрономической видимостью, стала спекл-интерферометрия, позволявшая обнаруживать яркие объекты простой структуры с угловым разрешением, ограниченным только дифракционным пределом. Появившийся затем Космический телескоп Хаббл, работающий за пределами атмосферы и поэтому не имеющий проблем с видимостью, впервые позволил наблюдать тусклые цели (хотя и с более низким разрешением, чем в результате наблюдения наземными телескопами пятен, образованных яркими источниками, вследствие меньшего диаметра телескопа Хаббл). Имеющие наибольшее разрешение изображения в видимом и инфракрасном диапазонах были получены при помощи оптических интерферометров, таких как NPOI или COAST, однако они могут быть использованы только для очень ярких звёзд.
Начиная с 1990-х для многих телескопов были разработаны системы адаптивной оптики, которые частично решили проблему атмосферных искажений. Значение числа Штреля для лучших из построенных систем, например VLT-SPHERE телескопа VLT Европейской южной обсерватории и GPI в Обсерватории Джемини в Чили, достигает 90 % при длине волны 2200 нм, но только в пределах небольшой части неба в каждый момент времени.
Более широкое поле зрения может быть получено при использовании множества деформируемых зеркал, сопряжённых с несколькими атмосферными высотами и измерении вертикальной структуры турбулентности при помощи метода, известного как мультисопряжённая адаптивная оптика[4].
Другой более дешёвый метод удачных экспозиций[5] даёт хорошие результаты для небольших телескопов. Идея этого метода восходит к предвоенным случаям наблюдения невооружённым глазом моментов хорошей видимости, за которыми после второй мировой войны последовали наблюдения планет путём их съёмки на киноплёнку[6]. Успешность применения метода зависит от того, насколько часто атмосферные искажения можно не принимать в расчёт и следовательно выбрать удачный кадр путём записи большого количества изображений в режиме реального времени. Это случается намного чаще, когда количество пятен с размером r0 в поле зрения телескопа не очень велико. Именно поэтому данный метод не работает для очень больших телескопов. Тем не менее иногда этим методом можно превзойти результаты, получаемые при помощи адаптивной оптики и он доступен для любителей. Он требует большего времени наблюдений, чем адаптивная оптика для съёмки тусклых объектов, а его максимальное разрешение ограничено[7].
См. также
Примечания
- ↑ Chromey, Frederick R. To measure the sky : an introduction to observational astronomy. — 1. publ. — Cambridge : Cambridge University Press, 2010. — P. 140. — ISBN 9780521763868.
- ↑ Villanueva, Steven, Jr.; Depoy, D. L.; Marshall, J.; Berdja, A.; Rheault, J. P.; Prieto, G.; Allen, R.; Carona, D. (July 2010). “MooSci: a lunar scintillometer” (PDF). Ground-based and Airborne Instrumentation for Astronomy III. Edited by McLean, Ian S.; Ramsay, Suzanne K.; Takami, Hideki. Proceedings of the SPIE. Ground-based and Airborne Instrumentation for Astronomy III. 7735: 773547. DOI:10.1117/12.857413.
- ↑ A Mix of Colours and Wonder. Проверено 1 февраля 2018.
- ↑ Алексей Левин. Адаптивная оптика: как рассмотреть звёзды на небе?. Популярная Механика (1 июня 2016).
- ↑ Владимир Георгиевич Сурдин. Разведка далеких планет. — 2-е изд. — М.: ФИЗМАТЛИТ, 2013. — С. 96. — 115 с. — ISBN 978-5-9221-1288-8.
- ↑ David L. Fried, Probability of getting a lucky short-exposure image through turbulence, JOSA 68, pp. 1651—1658 (1978)
- ↑ Борис Сергеевич Сафонов. Исследование методов увеличения углового разрешения 2.5 м телескопа по данным измерений оптической турбулентности на месте его установки — Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук. — М.: Московский государственный университет им. М. В. Ломоносова, 2012. — С. 97—107. — 174 с.
Данная страница на сайте WikiSort.ru содержит текст со страницы сайта "Википедия".
Если Вы хотите её отредактировать, то можете сделать это на странице редактирования в Википедии.
Если сделанные Вами правки не будут кем-нибудь удалены, то через несколько дней они появятся на сайте WikiSort.ru .