Astronomische seeing

Astronomische Sehens bezieht sich auf die Verwischung und funkelnden astronomischer Objekte wie Sterne durch turbulente Vermischung in der Erdatmosphäre Variieren des optischen Brechungsindex verursacht. Die astronomische Sichtbedingungen an einem bestimmten Abend an einem bestimmten Ort beschreiben, wie sehr die Erdatmosphäre stört die Bilder der Sterne, wie durch ein Fernrohr gesehen.

Die häufigste sehen Messung der Durchmesser der optischen Intensität über das Sehen Disc. Die Halbwertsbreite der Punktbildfunktion ist ein Verweis auf die bestmögliche Winkelauflösung, die durch eine optische Teleskop in einer langen fotografischen Belichtung erreicht werden kann, und entspricht der Halbwertsbreite des Fuzzy-blob gesehen, wenn die Beobachtung einer punktförmigen Quelle durch die Atmosphäre . Die Größe des Sehens Scheibe wird durch die astronomische Sichtbedingungen zum Zeitpunkt der Beobachtung bestimmt. Die besten Bedingungen zu sehen, geben ein Scheibendurchmesser von ~ 0,4 Bogensekunden und werden auf den Hoch Observatorien auf kleinen Inseln wie Mauna Kea oder La Palma gefunden.

Sehen ist eines der größten Probleme für die erdgebundenen Astronomie: während die großen Teleskope haben theoretisch Milli-Bogensekunden-Auflösung, wird das reale Bild nie besser als der Durchschnitt seeing Scheibe während des Beobachtungs sein. Dies kann einfach bedeuten, einen Faktor 100 zwischen dem Potential und Praxisauflösung. Beginnend in den 1990er Jahren wurden neue adaptive Optik eingeführt, die für diese Effekte helfen können, richtig ist, und verbessert damit maßgeblich die Auflösung des bodengestützten Teleskopen.


Die Auswirkungen der astronomische Seeing

Astronomische seeing hat mehrere Effekte:

  • Es bewirkt, dass die Bilder von Punktquellen, die in der Abwesenheit von atmosphärischer Turbulenz würde stetigen Airy-Muster durch Beugung erzeugt werden, in Fleckenmuster aufzubrechen, die sehr schnell mit der Zeit ändern,
  • Langzeitbelichtung Bilder dieser Veränderung Fleckenmuster führen zu einem unscharfen Bild der Punktquelle, eine so genannte sehen Scheibe
  • Die Helligkeit der Sterne scheint in einem Prozess als Szintillation oder funkelnden bekannt schwanken
  • Atmosphärische Sehens bewirkt, dass die Fransen in einer astronomischen Interferometer sich schnell zu bewegen
  • Die Verteilung der atmosphärischen Sehens durch die Atmosphäre bewirkt, dass die Bildqualität in der adaptiven Optik-Systeme zu, je weiter man von der Stelle des Referenzstern aussehen abbauen

Die Auswirkungen der Luft Sehens waren indirekt für den Glauben verantwortlich, dass es Kanäle auf dem Mars. Bei der Betrachtung ein helles Objekt, wie Mars, gelegentlich noch ein Patch von Luft wird vor dem Planeten zu kommen, was zu einem kurzen Moment der Klarheit. Vor dem Einsatz von ladungsgekoppelte Geräte, gab es keine Möglichkeit der Aufnahme des Bildes des Planeten in der kurzen Moment außer mit der Beobachter erinnern, das Bild und ziehen Sie es später. Dies hatte den Effekt, dass das Bild des Planeten hängt von Speicher des Betrachters und Vorurteile, die die Überzeugung, dass Mars hatte lineare Funktionen geführt werden.

Die Auswirkungen der Luft Sehens sich deutlich in den sichtbaren und nahen Infrarot-Wellenbänder qualitativ ähnlich. Bei Großteleskopen ist die lange Belichtungsbildauflösung in der Regel bei längeren Wellenlängen etwas höher, und der Zeitplan für die Änderungen in den tanzenden Fleckenmuster wesentlich niedriger ist.

Maßnahmen

Es gibt drei allgemeine Beschreibungen der astronomische Sichtbedingungen bei einer Sternwarte:

  • Die Halbwertsbreite des Sehens Scheibe
  • R0 und T0
  • Die KN-Profil

Diese werden in den nachfolgenden Unterabschnitten beschrieben:

Die Halbwertsbreite des Sehens Scheibe

Ohne Atmosphäre, würde ein kleiner Stern eine scheinbare Größe, eine "Airyscheibchen" teleskop Bild durch Beugung bestimmt und würde umgekehrt proportional zum Durchmesser des Teleskops. Allerdings, wenn Licht in die Erdatmosphäre eintritt, die unterschiedliche Temperaturschichten und unterschiedlichen Windgeschwindigkeiten verzerren die Lichtwellen, die zu Verzerrungen im Bild von einem Stern. Die Einwirkungen der Atmosphäre kann als rotierende Zellen von Luft turbulent bewegten modelliert werden. Höchstens Warten ist der einzige signifikante Turbulenz auf Skalen größer als r0 und dies begrenzt die Auflösung von Teleskopen auf etwa die gleiche sein, wie von einem raumgestützten Teleskops 10-20 cm angegeben.

Die Verzerrungsänderungen mit hoher Geschwindigkeit, typischerweise häufiger als 100-mal pro Sekunde. In einem typischen astronomische Bild eines Sterns mit einer Belichtungszeit von Sekunden oder sogar Minuten, im Durchschnitt der verschiedenen Verzerrungen als ein gefüllt Disc genannt Punktbildfunktion oder "Sehen disc". Der Durchmesser der Scheibe zu sehen, die am häufigsten als die Halbwertsbreite definiert ist, ist ein Maß für die astronomische Sichtbedingungen.

Nach dieser Definition, dass das Sehen ist immer eine variable Größe, die sich von Ort zu Ort, von Nacht zu Nacht und sogar variable auf einer Skala von Minuten. Die Astronomen sprechen oft von "guten" Nächte mit einem niedrigen durchschnittlichen seeing Scheibendurchmesser, und "schlechte" Tage, wo das Sehen Messer war so hoch, dass alle Beobachtungen waren wertlos.

Die FWHM des Sehens Scheibe wird üblicherweise in Bogensekunden gemessen wird, mit dem Symbol abgekürzt. Ein 1,0 "Sehen ist ein gutes Jahr für durchschnittliche astronomischen Standorten. Das Sehen von einem städtischen Umfeld ist in der Regel viel schlimmer. Gut zu sehen Nächte sind in der Regel klar, kalte Nächte ohne Windböen können. Warme Luft steigt, verschlechtert das Sehen, wie Wind und Wolken zu tun. Zu den besten High-Höhe Bergsternwarten, der Wind bringt in stabile Luft, die zuvor noch nicht in Kontakt mit dem Boden, manchmal Bereitstellung sehen so gut wie 0,4 ".

R0 und T0

Die astronomische Sichtbedingungen bei einer Sternwarte kann auch durch die Parameter R0 und T0 beschrieben. Für Teleskope mit Durchmessern kleiner als r0, wird die Auflösung des Langzeitbelichtungs Bilder primär durch Brechung und der Größe des Airy-Musters bestimmt und damit umgekehrt proportional zum Durchmesser des Teleskops. Für Teleskope mit Durchmessern größer als r0 werden die Bildauflösung in erster Linie von der Atmosphäre bestimmt und ist unabhängig von Teleskop Durchmesser, auf dem Wert von einem Teleskop Durchmesser gleich r0 gegebenen konstant bleibt. r0 entspricht auch der Längenskala, über die die Turbulenz signifikant wird, und T0 entspricht der Zeitskala, über das die Änderungen der Turbulenz signifikant werden. r0 bestimmt den Abstand der Aktuatoren in einer adaptiven Optik erforderlich ist, und t0 ermittelt die Korrekturgeschwindigkeit erforderlich, um die Wirkungen der Atmosphäre auszugleichen.

r0 und t0 variieren mit der Wellenlänge für die astronomische Bildgebung verwendet, so dass etwas höher auflösende Bildgebung bei längeren Wellenlängen mit großen Teleskopen.

r0 wird oft als der Fried-Parameter, nachdem David L. Fried Namen bekannt.

Mathematische Beschreibung R0 und T0

Mathematische Modelle können ein genaues Modell der Auswirkungen der astronomische Sehen Sie auf die Bilder, durch bodengebundenen Teleskopen gemacht zu geben. Simulieren der drei Kurzbelichtungsbilder werden auf der rechten durch drei verschiedene Teleskopmessern dargestellt. Das Teleskop Durchmesser werden in Bezug auf die Fried-Parameter angegeben. ist eine häufig verwendete Messung der astronomischen seeing an Observatorien. Bei sichtbaren Wellenlängen, variiert von 20 cm zu den besten Orten, um 5 cm bei typischen Meeresspiegel Websites.

In Wirklichkeit, das Muster der Kleckse in den Bildern ändert sich sehr schnell, so dass Langzeitbelichtung Fotografien würde nur zeigen, eine einzige große verschwommenes Klecks in der Mitte für jedes Teleskop Durchmesser. Der Durchmesser der großen verschwommenes blob in Langzeitbelichtung Bilder nennt man sehen, Scheibendurchmesser und ist unabhängig von der Fernrohrdurchmesser verwendet.

Ist es zunächst sinnvoll, einen kurzen Überblick über die grundlegende Theorie der optischen Ausbreitung durch die Atmosphäre zu geben. In der Standard-klassischen Theorie wird Licht als Schwingungs in einem Feld behandelt. Für monochromatische ebene Wellen von einer entfernten Punktquelle mit Wellenvektorankomme: wobei das komplexe Feld in Position und Zeit, mit realen und imaginären Teilen, die den elektrischen und magnetischen Feldkomponenten, eine Phasenverschiebung ist die Frequenz des Licht bestimmt, und die Amplitude des Lichts.

Der Photonenfluss ist in diesem Fall proportional dem Quadrat der Amplitude, und die optische Phase entspricht der komplexen Argument. Da Wellenfronten durch die Atmosphäre der Erde übergeben sie können durch Änderungen des Brechungsindex in der Atmosphäre gestört werden. Das Diagramm in der oberen rechten Ecke dieser Seite zeigt schematisch eine turbulente Schicht in der Atmosphäre der Erde stören ebenen Wellenfronten, bevor sie ein Fernrohr geben. Der gestörten Wellenfront kann zu einem gegebenen Zeitpunkt auf die ursprüngliche ebene Wellenfront in der folgenden Weise in Beziehung gesetzt werden:

wobei für die relative Änderung der Wellenfront Amplitude und die Änderung der Wellenfront-Phase von der Atmosphäre eingebracht. Es ist wichtig zu betonen, und beschreiben die Wirkung der Erdatmosphäre, und die Zeitpläne für jegliche Änderungen in diesen Funktionen wird durch die Geschwindigkeit des Brechungsindexschwankungen in der Atmosphäre eingestellt werden.

Der Kolmogorov Modell der Turbulenzen

Eine Beschreibung der Art der Wellenfront, Störungen von der Atmosphäre eingebracht wird, durch die Kolmogorov Modell Tatarski entwickelt, teilweise auf den Studien von Turbulenzen von der russischen Mathematiker Andrei Kolmogorov basierend vorgesehen. Dieses Modell wird von einer Vielzahl von experimentellen Messungen gestützt und ist in den Simulationen von astronomischen Bildgebung verwendet. Das Modell nimmt an, daß die Wellenfrontstörungen werden durch Variationen des Brechungsindex der Atmosphäre gebracht wird. Diese Brechungsindexvariationen führen direkt zu beschrieben von Phasenschwankungen, aber alle Amplitudenschwankungen sind nur etwa ein Effekt zweiter Ordnung gebracht, während der gestörten Wellenfronten breiten sich von der störenden Atmosphärenschicht, um das Teleskop. Für alle angemessenen Modellen von der Erdatmosphäre bei optischen und Infrarot-Wellenlängen, die momentane Abbildungsleistung wird durch die Phasenschwankungen geprägt. Die beschrieben von Amplitudenschwankungen eine vernachlässigbare Wirkung auf die Struktur der Bilder in dem Fokus eines Großteleskop gesehen.

Der Einfachheit halber werden die Phasenschwankungen Tatarski Modell häufig angenommen, um eine Gaußsche Zufallsverteilung mit der folgenden Struktur-Funktion zweiter Ordnung haben:

wobei das atmosphärisch induzierten Abweichung zwischen der Phase an zwei Teilen der Wellenfront, um eine Strecke in der Blendenebene getrennt sind, und stellt das Ensemble-Mittelwert.

Für die Gaußsche Näherung kann die Strukturfunktion Tatarski in Bezug auf einen einzelnen Parameter beschrieben werden:

 zeigt die Stärke der Phasenschwankungen, wie es auf den Durchmesser eines kreisförmigen Teleskopöffnung, bei der atmosphärischen Phasenstörungen beginnen, die Bildauflösung stark einschränken entspricht. Typische Werte für I-Bande Beobachtungen an guten Standorten sind 20-40 cm. Es sei darauf hingewiesen, dass auch dem Öffnungsdurchmesser, für die die Varianz der Wellenfrontphase, gemittelt über die Öffnung kommt ungefähr Eins ist:

Diese Gleichung stellt eine häufig verwendete Definition, einen Parameter häufig verwendet, um die atmosphärischen Bedingungen in Sternwarten zu beschreiben.

 kann von einem gemessenen CN Profil wie folgt bestimmt werden:

wobei die Turbulenzstärke variiert in Abhängigkeit von der Höhe über dem Teleskop und ist der Winkelabstand der Sternquelle vom Zenit.

Falls die turbulenten Entwicklung wird angenommen, dass bei langsamen Zeitskalen auftreten, dann ist die Zeitskala t0 ist einfach proportional r0 dividiert durch die mittlere Windgeschwindigkeit.

Die Brechungsindexschwankungen durch Gaußsche Zufalls Turbulenzen verursacht werden, können mit dem folgenden Algorithmus simuliert werden:

wo ist die durch atmosphärische Turbulenzen eingeführt optischen Phasenfehler ist, R eine zweidimensionale quadratische Anordnung von unabhängigen Zufalls komplexen Zahlen, die eine Gaußsche Verteilung über Null und weißen Rauschspektrum haben, K die Fourier-Amplitude von der Kolmogorov-Spektrum zu erwarten, Re stellt unter der Realteil und FT repräsentiert eine diskrete Fourier-Transformation des resultierenden zweidimensionalen Quadrat-Array.

Turbulent intermittency

Die Annahme, dass die Phasenschwankungen Tatarski Modell haben eine Gaußsche Zufallsverteilung ist in der Regel unrealistisch. In Wirklichkeit zeigt Turbulenzen intermittency.

Diese Schwankungen in der Wirbelstärke kann wie folgt ohne weiteres simuliert werden:

wobei I ein zweidimensionales Array, das das Spektrum der Intermittenz darstellt, mit den gleichen Abmessungen wie R, und worin für Faltung. Die Intermittenz ist im Hinblick auf die Schwankungen in der Turbulenzstärke beschrieben. Es kann gesehen werden, dass die Gleichung für die Gaußsche Zufalls obigen Fall ist nur der Sonderfall aus dieser Gleichung mit:

wo ist die Dirac-Delta-Funktion.

Das Profil

Eine gründlichere Beschreibung der astronomischen Sehen in einer Sternwarte wird durch Herstellen eines Profils des Turbulenzstärke in Abhängigkeit von der Höhe, genannt Profil gegeben. Profile werden in der Regel bei der Entscheidung über die Art der adaptiven Optik, die an einem bestimmten Fernrohr oder bei der Entscheidung, ob eine bestimmte Stelle wäre ein guter Standort für die Einrichtung einer neuen Sternwarte sein benötigt werden durchgeführt. Typischerweise sind mehrere Methoden gleichzeitig zum Messen des Profils verwendet und dann verglichen. Einige der am häufigsten verwendeten Methoden umfassen:

  • SCIDAR
  • Lolas
  • SLODAR
  • MASS
  • MooSci
  • RADAR-Mapping von Turbulenzen
  • Ballonthermometer zu messen, wie schnell die Lufttemperatur mit der Zeit schwankt aufgrund von Turbulenzen

Es gibt auch mathematische Funktionen das Profil beschreiben. Einige sind empirische fits aus Messdaten und andere versuchen, Elemente der Theorie zu integrieren. Ein gemeinsames Modell für die kontinentalen Landmassen als Hufnagel-Tal nach zwei Arbeiter in diesem Thema bekannt.

Die Überwindung der atmosphärischen seeing

Die erste Antwort auf dieses Problem war Speckle-Interferometrie, die hellen Objekten mit sehr hoher Auflösung beobachtet werden erlaubt. Später kam der NASA Hubble Space Telescope, die außerhalb der Atmosphäre und damit keine Probleme haben und sehen, so dass Beobachtungen der schwache Ziele für die erste Zeit. Die höchste Auflösung sichtbaren und Infrarot-Bilder zur Zeit von abbildenden optischen Interferometern wie dem Navy Prototype optischen Interferometers oder Cambridge Optical Aperture Synthesis Telescope zu kommen.

Beginnend in den 1990er Jahren wurden viele Teleskope begonnen, adaptive Optik-Systeme, die das Sehen Problem teilweise zu lösen, zu entwickeln, aber keines der Systeme so weit gebaut oder vollständig ausgelegt entfernt die Atmosphäre Wirkung, und Beobachtungen sind in der Regel auf einen kleinen Bereich des Himmels Umgebung beschränkt relativ hellen Sternen.

Ein weiterer günstiger Technik Lucky Imaging, hat sehr gute Ergebnisse hatte. Diese Idee stammt aus der Vorkriegszeit mit bloßem Auge Beobachtungen von Augenblicken des guten Sehens, die durch Beobachtungen der Planeten auf Kinofilm nach dem Zweiten Weltkrieg folgte. Die Technik beruht auf der Tatsache, dass jeder so oft die Wirkung der Atmosphäre vernachlässigbar sein, und somit durch die Aufnahme einer großen Anzahl von Bildern in Echtzeit, kann ein "Glück" exzellente Bildherausgesucht werden. Diese Technik kann die adaptive Optik in vielen Fällen übertreffen und ist auch zugänglich für Amateure. Es hat jedoch erfordern sehr viel längere Beobachtungszeiten als adaptive Optik zum Abbilden schwache Ziele und ist in seiner maximalen Auflösung begrenzt.

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