Astronomisches Sehen – Enzyklopädie

Schematische Darstellung, wie optische Wellenfronten eines entfernten Sterns durch eine turbulente Mischungsschicht in der Atmosphäre gestört werden können. Der vertikale Maßstab der dargestellten Wellenfronten ist stark übertrieben.

Astronomisches Sehen bezieht sich auf das Ausmaß der scheinbaren Unschärfe und des Funkelns von astronomischen Objekten wie Sternen aufgrund turbulenter Vermischung in der Erdatmosphäre, was zu Variationen des optischen Brechungsindex führt . Die Sichtbedingungen in einer bestimmten Nacht an einem bestimmten Ort beschreiben, wie sehr die Erdatmosphäre die Bilder von Sternen stört, die durch ein Teleskop gesehen werden.

Die häufigste Sehmessung ist die Halbwertsbreite (FWHM) der optischen Intensität über die Sehscheibe (die Punktstreufunktion für die Abbildung durch die Atmosphäre). Die FWHM der Punktstreufunktion (lose als Sehscheibendurchmesser oder " Sehen " bezeichnet) ist die bestmögliche Winkelauflösung, die ein optisches Teleskop in einem Langzeitbelichtungsbild erreichen kann und entspricht der FWHM des Fuzzy-Blobs, der bei der Beobachtung einer punktförmigen Quelle (z. B. eines Sterns) durch die Atmosphäre sichtbar wird. Die Größe der Sehscheibe wird durch die Sehbedingungen zum Zeitpunkt der Beobachtung bestimmt. Die besten Bedingungen ergeben einen Sehscheibendurchmesser von ~ 0,4 Bogensekunden und werden in Observatorien in großer Höhe auf kleinen Inseln wie Mauna Kea oder La Palma gefunden.

Sehen ist eines der größten Probleme der erdgebundenen Astronomie. Während große Teleskope theoretisch eine Auflösung von Milli-Bogensekunden haben, ist das reale Bild während der Beobachtung auf die durchschnittliche Sehscheibe beschränkt. Dies kann leicht einen Faktor von 100 zwischen dem Potential und der praktischen Auflösung bedeuten. Ab den 1990er Jahren wurden neue adaptive Optiken eingeführt, mit deren Hilfe diese Effekte korrigiert und die Auflösung bodengestützter Teleskope drastisch verbessert werden können.

Effekte Bearbeiten

 Zeta bootis short exposure.png
Typisches kurzbelichtetes Negativbild eines Doppelsterns (in diesem Fall Zeta Boötis) bei Betrachtung durch die Atmosphäre . Jeder Stern sollte als einzelnes luftiges Muster erscheinen, aber die Atmosphäre lässt die Bilder der beiden Sterne in zwei Muster von Flecken aufbrechen (ein Muster oben links, das andere unten rechts). Die Flecken sind in diesem Bild aufgrund der groben Pixelgröße der verwendeten Kamera etwas schwierig auszumachen (ein klareres Beispiel finden Sie in den simulierten Bildern unten). Die Speckles bewegen sich schnell, so dass jeder Stern in Langzeitbelichtungsbildern als einzelner Fuzzy-Blob erscheint (als Sehscheibe bezeichnet). Das verwendete Teleskop hatte einen Durchmesser von etwa 7 r 0 (siehe Definition von r 0 unten und simuliertes Beispielbild durch eine 7 r [19659009)] 0 Teleskop).

Astronomisches Sehen hat mehrere Auswirkungen:

  1. Es bewirkt, dass die Bilder von Punktquellen (wie Sternen), bei denen es sich ohne atmosphärische Turbulenzen um stabile, durch Beugung erzeugte Luftmuster handelt, in Fleckenmuster zerfallen, die sich mit der Zeit sehr schnell ändern (die resultierenden gesprenkelten Bilder) kann mit Speckle Imaging verarbeitet werden)
  2. Langzeitbelichtungen dieser sich ändernden Speckle-Muster führen zu einem unscharfen Bild der Punktquelle, einer sogenannten Sehscheibe
  3. . Die Helligkeit von Sternen scheint in a zu schwanken Prozess bekannt als Szintillation oder Funkeln
  4. Atmosphärisches Sehen bewirkt eine schnelle Bewegung der Ränder in einem astronomischen Interferometer
  5. Verteilung des atmosphärischen Sehens durch die Atmosphäre (das nachstehend beschriebene C N 2 -Profil) bewirkt, dass sich die Bildqualität in adaptiven Optiksystemen verschlechtert, je weiter Sie von der Position des Referenzsterns blicken.

Die Auswirkungen des atmosphärischen Sehens waren indirekt für das Beli verantwortlich ef dass es Kanäle auf dem Mars gab. [ Zitat erforderlich Beim Betrachten eines hellen Objekts wie dem Mars kommt gelegentlich ein ruhender Luftfleck vor den Planeten, was zu einem kurzer Moment der Klarheit. Vor dem Einsatz von ladungsgekoppelten Geräten gab es keine Möglichkeit, das Bild des Planeten in dem kurzen Moment aufzunehmen, außer dass sich der Betrachter an das Bild erinnert und es später zeichnet. Dies hatte zur Folge, dass das Bild des Planeten vom Gedächtnis und den Vorurteilen des Beobachters abhing, die den Glauben weckten, dass der Mars lineare Merkmale hatte.

Die Auswirkungen des atmosphärischen Sehens sind im gesamten sichtbaren und im nahen Infrarot-Wellenbereich qualitativ ähnlich. Bei großen Teleskopen ist die Auflösung des Langzeitbelichtungsbildes bei längeren Wellenlängen im Allgemeinen etwas höher und die Zeitskala ( t 0 – siehe unten) für die Änderungen der tanzenden Speckle-Muster ist wesentlich niedriger.

Maßnahmen Bearbeiten

Es gibt drei häufige Beschreibungen der astronomischen Sehbedingungen an einer Sternwarte:

  • Die volle Halbwertsbreite (FWHM) der Sehscheibe
  • r 0 (die Größe eines typischen "Klumpens" gleichmäßiger Luft in der turbulenten Atmosphäre [1]) und t 0 (der Zeitraum, über den die Änderungen der Turbulenz signifikant werden)
  • Das C N 2 -Profil

Diese werden beschrieben in den folgenden Unterabschnitten:

Die volle Halbwertsbreite (FWHM) der Sehscheibe [

Ohne Atmosphäre hätte ein kleiner Stern eine scheinbare Größe, eine "Luftscheibe", in einem durch Beugung bestimmten Teleskopbild und wäre umgekehrt proportional zum Durchmesser des Teleskops. Wenn jedoch Licht in die Erdatmosphäre eintritt, verzerren die unterschiedlichen Temperaturschichten und Windgeschwindigkeiten die Lichtwellen, was zu Verzerrungen im Bild eines Sterns führt. Die Auswirkungen der Atmosphäre können als rotierende Luftzellen modelliert werden, die sich turbulent bewegen. In den meisten Observatorien ist die Turbulenz nur auf Skalen signifikant, die größer als r 0 sind (siehe unten – der Sehparameter r 0 beträgt 10–20 cm bei sichtbaren Wellenlängen) unter den besten Bedingungen) und dies begrenzt die Auflösung von Teleskopen auf ungefähr die gleiche, die von einem 10–20-cm-Weltraumteleskop erreicht wird.

Die Verzerrung ändert sich mit hoher Geschwindigkeit, typischerweise häufiger als 100-mal pro Sekunde. In einem typischen astronomischen Bild eines Sterns mit einer Belichtungszeit von Sekunden oder sogar Minuten ergeben sich die verschiedenen Verzerrungen als gefüllte Scheibe, die als "Sehscheibe" bezeichnet wird. Der Durchmesser der Sehscheibe, meist definiert als die Halbwertsbreite (FWHM), ist ein Maß für die astronomischen Sehbedingungen.

Aus dieser Definition folgt, dass Sehen immer eine variable Größe ist, die von Ort zu Ort, von Nacht zu Nacht und sogar auf einer Skala von Minuten variabel ist. Astronomen sprechen oft von "guten" Nächten mit einem niedrigen durchschnittlichen Durchmesser der Sehscheibe und von "schlechten" Nächten, in denen der Durchmesser der Sehscheibe so hoch war, dass alle Beobachtungen wertlos waren.

Die FWHM der Sehscheibe (oder einfach "Sehen") wird normalerweise in Bogensekunden gemessen, abgekürzt mit dem Symbol (″). Ein 1,0-Zoll-See ist gut für durchschnittliche astronomische Standorte. Das Sehen einer städtischen Umgebung ist normalerweise viel schlimmer. Gute Nächte sind klar, kalte Nächte ohne Windböen. Warme Luft steigt auf (Konvektion) und beeinträchtigt das Sehen, ebenso wie Wind und Wolken. In den besten Observatorien auf Berggipfeln in großer Höhe sorgt der Wind für stabile Luft, die zuvor nicht mit dem Boden in Berührung gekommen ist und manchmal eine Sicht von bis zu 0,4 Zoll bietet.

r 0 und t 0 edit

Die astronomischen Sehbedingungen an einer Sternwarte können bequem von beschrieben werden die Parameter r 0 und t 0 .

Bei Teleskopen mit Durchmessern kleiner als r 0 wird die Auflösung von Langzeitbelichtungsbildern in erster Linie durch die Beugung und die Größe des Airy-Musters bestimmt und ist somit umgekehrt proportional zum Teleskopdurchmesser.

Bei Teleskopen mit Durchmessern größer als r 0 wird die Bildauflösung in erster Linie von der Atmosphäre bestimmt und ist unabhängig vom Teleskopdurchmesser, wobei der Wert eines Teleskops mit einem Durchmesser von gleich konstant bleibt r 0 . r 0 entspricht auch dem Längenmaßstab, über den die Turbulenz signifikant wird (10–20 cm bei sichtbaren Wellenlängen an guten Observatorien), und t 0 entspricht auf die Zeitskala, über die die Änderungen in der Turbulenz signifikant werden. r 0 bestimmt den Abstand der Aktoren, der in einem adaptiven Optiksystem benötigt wird, und t 0 bestimmt die Korrekturgeschwindigkeit, die erforderlich ist, um die Auswirkungen der Atmosphäre zu kompensieren.

Die Parameter r 0 und t 0 variieren mit der für die astronomische Bildgebung verwendeten Wellenlänge und ermöglichen eine etwas höhere Auflösung bei längeren Wellenlängen mit großen Teleskopen.

Der Sehparameter r 0 wird häufig als Fried-Parameter (ausgesprochen "befreit") bezeichnet und nach David L. Fried benannt. Die atmosphärische Zeitkonstante t 0 wird häufig nach Darryl Greenwood als Greenwood-Zeitkonstante bezeichnet.

Mathematische Beschreibung von r 0 und t 0 edit

Simuliertes Negativbild, das zeigt, was a Ein einzelner (punktförmiger) Stern würde durch ein bodengestütztes Teleskop mit einem Durchmesser von 2 r 0 aussehen. Das unscharfe Aussehen des Bildes ist auf Beugung zurückzuführen, wodurch der Stern als luftiges Muster mit einer zentralen Scheibe erscheint, die von Andeutungen schwacher Ringe umgeben ist. Durch die Atmosphäre würde sich das Bild sehr schnell bewegen, so dass es bei einer Langzeitbelichtung unschärfer erscheint.

Simuliertes Negativbild, das zeigt, wie ein einzelner (punktförmiger) Stern durch ein bodengestütztes Teleskop aussehen würde mit einem Durchmesser von 7 r 0 im gleichen Winkelmaßstab wie das 2 r 0 Bild oben. Durch die Atmosphäre zerfällt das Bild in mehrere Flecken ( Flecken ). Die Speckles bewegen sich sehr schnell, so dass der Stern bei einer Langzeitbelichtung als einzelner verschwommener Fleck erscheint.

Simuliertes Negativbild, das zeigt, wie ein einzelner (punktförmiger) Stern durch ein bodengestütztes Teleskop aussehen würde mit einem Durchmesser von 20 r 0 . Durch die Atmosphäre zerfällt das Bild in mehrere Flecken ( Flecken ). Die Speckles bewegen sich sehr schnell, so dass der Stern bei einer Langzeitbelichtung als einzelner verschwommener Fleck erscheint.

Mathematische Modelle können ein genaues Modell der Auswirkungen des astronomischen Sehens auf Bilder liefern, die mit bodengestützten Teleskopen aufgenommen wurden. Drei simulierte Kurzbelichtungsbilder werden rechts durch drei verschiedene Teleskopdurchmesser angezeigt (als Negativbilder, um die schwächeren Merkmale deutlicher hervorzuheben – eine übliche astronomische Konvention). Die Teleskopdurchmesser sind in Form des Fried-Parameters

r 0 { displaystyle r_ {0}}

(nachstehend definiert) angegeben.

r 0 { displaystyle r_ {0}}

ist eine häufig verwendete Messung des astronomischen Sehens an Sternwarten. Bei sichtbaren Wellenlängen variiert

r 0 { displaystyle r_ {0}}

zwischen 20 cm an den besten Standorten und 5 cm an typischen Seestellen. ebene Websites.

In der Realität ändert sich das Muster der Kleckse ( Flecken ) in den Bildern sehr schnell, sodass bei Langzeitbelichtung nur ein einziger großer, unscharfer Kleckse in der Mitte für jeden Teleskopdurchmesser angezeigt wird. Der Durchmesser (FWHM) des großen verschwommenen Flecks in Langzeitbelichtungsbildern wird als Durchmesser der Sehscheibe bezeichnet und ist unabhängig vom verwendeten Teleskopdurchmesser (solange keine adaptive Optikkorrektur angewendet wird).

Zunächst soll ein kurzer Überblick über die grundlegende Theorie der optischen Ausbreitung in der Atmosphäre gegeben werden. In der klassischen Standardtheorie wird Licht als Schwingung in einem Feld behandelt

] { displaystyle psi}

. Für monochromatische ebene Wellen, die von einer entfernten Punktquelle mit einem Wellenvektor ankommen

k { displaystyle mathbf {k}}

:

ψ 0 ( r t ) = A u e [19659115i ( ϕ u + 2 π ν t + k [19659110] r ) { 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)}


Wobei

ψ 0 { displaystyle psi _ {0}}

das komplexe Feld an Position

r [19659103] { displaystyle mathbf {r}}

und
Zeit

t { displaystyle t}

mit Real- und Imaginärteilen, die den elektrischen und magnetischen Feldkomponenten entsprechen,

ϕ u { displaystyle phi _ {u}}

stellt einen Phasenversatz dar,

ν { displaystyle nu}

ist die Frequenz des Lichts, bestimmt durch

ν = c | k | / ( 2 π ) { displaystyle nu = c left | mathbf {k} right | / left (2 pi right)}

und [19659170] A u { displaystyle A_ {u}}

ist die Amplitude des Lichts.

Der Photonenfluss ist in diesem Fall proportional zum Quadrat der Amplitude.

A u { displaystyle A_ {u}}

und Die optische Phase entspricht dem komplexen Argument von

ψ 0 { displaystyle psi _ {0}}

. Während Wellenfronten durch die Erdatmosphäre fließen, können sie durch Brechungsindexschwankungen in der Atmosphäre gestört werden. Das Diagramm oben rechts auf dieser Seite zeigt schematisch eine turbulente Schicht in der Erdatmosphäre, die planare Wellenfronten stört, bevor sie in eine eintreten
Fernrohr. Die gestörte Wellenfront

ψ p { displaystyle psi _ {p}}

kann zu jedem beliebigen Zeitpunkt mit dem verwandt sein ursprüngliche planare Wellenfront

ψ 0 ( r ) { displaystyle psi _ {0} left ( mathbf {r} right)}

auf folgende Weise:

ψ p ( r ) = ( χ a (19659127] ) e i ϕ a ( r ) ψ 0 ( r ) { 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)} [19659225] 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) “/>

wobei

χ a ( r ) { displaystyle chi _ {a} left ( mathbf {r} right) }

repräsentiert die fraktionale Änderung der Wellenfrontamplitude und

ϕ a ( r ) { displaystyle phi _ {a} left ( mathbf {r} right)}


ist die Änderung der Wellenfrontphase, die durch die Atmosphäre hervorgerufen wird. Es ist wichtig zu betonen, dass

χ a ( r ) { displaystyle chi _ {a} left ( mathbf {r} rechts)}

und

ϕ a ( r ) { displaystyle phi _ {a} left ( mathbf {r} right)}

beschreiben den Einfluss der Erdatmosphäre, und die Zeitskalen für Änderungen dieser Funktionen werden durch die Geschwindigkeit der Brechungsindexschwankungen in der Atmosphäre bestimmt.

Das Kolmogorov-Turbulenzmodell

Eine Beschreibung der Art der von der Atmosphäre eingeführten Wellenfrontstörungen liefert das von Tatarski [2] entwickelte Kolmogorov-Modell teilweise auf den Turbulenzstudien des russischen Mathematikers Andreï Kolmogorov. [3][4] Dieses Modell wird durch eine Vielzahl von experimentellen Messungen gestützt [5] und ist weit verbreitet in Simulationen der astronomischen Bildgebung. Das Modell geht davon aus, dass die
Wellenfrontstörungen werden durch Schwankungen des Brechungsindex der Atmosphäre hervorgerufen. Diese Brechungsindexschwankungen führen direkt zu Phasenschwankungen, die von

ϕ r ( r ) { displaystyle phi _ {a} left ( mathbf {r} right)}

Amplitudenschwankungen werden jedoch nur als Effekt zweiter Ordnung hervorgerufen während sich die gestörten Wellenfronten von der störenden atmosphärischen Schicht zum Teleskop ausbreiten. Für alle sinnvollen Modelle der Erdatmosphäre bei optischen und
Infrarotwellenlängen Die momentane Abbildungsleistung wird von den Phasenschwankungen dominiert.

35 a ( r ) { displaystyle phi _ {a} left ( mathbf {r} right)}

. Die Amplitudenschwankungen sind beschrieben durch

χ a ( r ) { displaystyle chi _ {a} left ( mathbf {r} right)}

haben vernachlässigbare Auswirkungen auf die Struktur der Bilder, die im Fokus eines großen Teleskops zu sehen sind.

Der Einfachheit halber wird häufig angenommen, dass die Phasenschwankungen in Tatarskis Modell eine Gaußsche Zufallsverteilung mit der folgenden Strukturfunktion zweiter Ordnung haben:

D ϕ a ( ρ ) = | 19659119] ϕ 19659115] a ( r ) ϕ a ( r + ) | 2 r { 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}}

wobei

D ϕ a ( ρ ) { displaystyle D _ { phi _ {a}} left ({ mathbf { rho}} right)}

ist die atmosphärisch induzierte Varianz zwischen der Phase an zwei durch einen Abstand voneinander getrennten Teilen der Wellenfront

ρ { displaystyle mathbf { rho}}

<img src = "https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg / 835a5852e96bacffff55d3cb1db6babaa63eda33 "class =" mwe-math-fallback-image-inline "aria-hidden =" true "style =" vertical-align: -0.338ex; width: 6.718ex; height: 1.843ex; " alt = "<...> “/> repräsentiert den Ensemble-Durchschnitt.

Für die Gaußsche Zufallsnäherung kann die Strukturfunktion von Tatarski (1961) mit einem einzigen Parameter beschrieben werden.

r 0 { displaystyle r_ {0}}

:

r 0 { displaystyle r_ {0}}

gibt die an Stärke der Phasenschwankungen als es
entspricht dem Durchmesser einer kreisförmigen Teleskopöffnung, bei der atmosphärische Phasenstörungen die Bildauflösung ernsthaft zu begrenzen beginnen. Typische

r 0 { displaystyle r_ {0}}

-Werte für Beobachtungen im I-Band (900 nm Wellenlänge) an guten Stellen sind 20–40 cm .

r 0 { displaystyle r_ {0}}

entspricht auch dem Öffnungsdurchmesser, für den die Varianz

σ 2 { displaystyle sigma ^ {2}}

der über die Apertur gemittelten Wellenfrontphase ergibt sich ungefähr eine Einheit: [6]

σ 2 = 1,0299 ( d r 0 ) 5 / 3 sigma ^ {2} = 1.0299 left ({ frac {d} {r_ {0}} right) ^ {5/3}}

Diese Gleichung stellt eine häufig verwendete Definition für

r 0 { displaystyle r_ {0}}

dar atmosphärische Bedingungen in astronomischen Observatorien.

r 0 { displaystyle r_ {0}}

kann aus einem gemessenen C N 2 Profil (nachfolgend beschrieben) wie folgt:

wobei die Turbulenzstärke

C N [19659435] 2 ( h ) { displaystyle C_ {N} ^ {2} (h)}

variiert in Abhängigkeit von der Höhe

h { displaystyle h}

über dem Teleskop und

γ { displaystyle gamma}

ist der Winkelabstand von die astronomische Quelle aus dem Zenit (direkt von oben).

Wenn angenommen wird, dass eine turbulente Entwicklung auf langsamen Zeitskalen auftritt, ist die Zeitskala t 0 einfach proportional zu r 0 geteilt durch die mittlere Windgeschwindigkeit.

Die durch zufällige Gauß-Turbulenzen verursachten Brechungsindexschwankungen können mit folgendem Algorithmus simuliert werden: [7]

wobei

ϕ a ( r ) { displaystyle phi _ {a} ( mathbf {r})}

ist der durch atmosphärische Turbulenzen verursachte optische Phasenfehler, R (k) ist eine zweidimensionale quadratische Anordnung unabhängiger komplexer Zufallszahlen mit einem Gaußschen Wert Verteilung um Null und weißes Rauschspektrum, K (k) ist die (reelle) Fourieramplitude, die von der erwartet wird Kolmogorov (oder Von Karman) Spektrum, Re [] repräsentiert den Realteil und FT [] repräsentiert eine diskrete Fourier-Transformation des resultierenden zweidimensionalen quadratischen Arrays (typischerweise eine FFT).

Astronomische Observatorien befinden sich in der Regel auf Berggipfeln, da die Luft am Boden in der Regel konvektiver ist. Ein leichter Wind, der stabile Luft von hoch über den Wolken und dem Ozean bringt, bietet im Allgemeinen die besten Sichtbedingungen (gezeigtes Teleskop: NICHT).

Turbulente Unterbrechung edit

Die Annahme, dass die Phasenschwankungen in Tatarskis Modell mit einer Gaußschen Zufallsverteilung sind in der Regel unrealistisch. In Wirklichkeit zeigen Turbulenzen Intermittenz. [8]

Diese Schwankungen der Turbulenzstärke können wie folgt simuliert werden: [9]

wobei I (k) ein zweidimensionales Array ist, das das Spektrum der Intermittenz mit den gleichen Dimensionen wie R (k) darstellt, und wobei

] { displaystyle otimes}

steht für Faltung. Die Intermittenz wird in Form von Schwankungen der Turbulenzstärke beschrieben.

C n 2 { displaystyle C_ { n} ^ {2}}

. Es ist ersichtlich, dass die Gleichung für den obigen Gaußschen Zufallsfall nur der Spezialfall aus dieser Gleichung ist mit:

wobei

δ (19659486]) [19659338] { displaystyle delta ()}

ist die Dirac-Delta-Funktion .

The Profil [ Bearbeiten

Eine genauere Beschreibung des astronomischen Sehens an einer Sternwarte erfolgt durch Erstellung eines Profils von die Turbulenzstärke in Abhängigkeit von der Höhe, bezeichnet als

C n 2 { displaystyle C_ {n } ^ {2}}

-Profil.

C n 2 { displaystyle C_ {n} ^ {2}}

-Profile werden im Allgemeinen durchgeführt, wenn entschieden wird, welche Art von adaptivem Optiksystem an einem bestimmten Teleskop benötigt wird oder ob ein bestimmter Ort ein guter Ort zum Einstellen ist oder nicht ein neues astronomisches Observatorium errichten. Typischerweise werden mehrere Methoden gleichzeitig zur Messung des

C n 2 { displaystyle C_ {n} verwendet. ^ {2}}

-Profil und dann verglichen. Some of the most common methods include:

  1. SCIDAR (imaging the shadow patterns in the scintillation of starlight)
  2. LOLAS (a small-aperture variant of SCIDAR designed for low-altitude profiling)
  3. SLODAR
  4. MASS
  5. MooSci (11-channel lunar scintillometer for ground level profiling)[10]
  6. RADAR mapping of turbulence
  7. Balloon-borne thermometers to measure how quickly the air temperature is fluctuating with time due to turbulence
  8. V2 Precision Data Collection Hub (PDCH) with differential temperature sensors use to measure atmospheric turbulence

There are also mathematical functions describing the

Cn2{displaystyle C_{n}^{2}}

profile. Some are empirical fits from measured data and others attempt to incorporate elements of theory. One common model for continental land masses is known as Hufnagel-Valley after two workers in this subject.

Overcoming atmospheric seeing[edit]

An animated image of the Moon's surface showing the effects of Earth's atmosphere on the view

The first answer to this problem was speckle imaging, which allowed bright objects with simple morphology to be observed with diffraction-limited angular resolution. Later came NASA's Hubble Space Telescope, working outside the atmosphere and thus not having any seeing problems and allowing observations of faint targets for the first time (although with poorer resolution than speckle observations of bright sources from ground-based telescopes because of Hubble's smaller telescope diameter). The highest resolution visible and infrared images currently come from imaging optical interferometers such as the Navy Prototype Optical Interferometer or Cambridge Optical Aperture Synthesis Telescope, but those can only be used on very bright stars.

Starting in the 1990s, many telescopes have developed adaptive optics systems that partially solve the seeing problem. The best systems so far built, such as SPHERE on the ESO VLT and GPI on the Gemini telescope, achieve a Strehl ratio of 90% at a wavelength of 2.2 micrometers, but only within a very small region of the sky at a time.

Astronomers can make use of an artificial star by shining a powerful laser to correct for the blurring caused by the atmosphere.[11]

A wider field of view can be obtained by using multiple deformable mirrors conjugated to several atmospheric heights and measuring the vertical structure of the turbulence, in a technique known as Multiconjugate Adaptive Optics.

This amateur lucky imaging stack using the best of 1800 frames of Jupiter captured using a relatively small telescope approaches the theoretical maximum resolution for the telescope, rather than being limited by seeing.

Another cheaper technique, lucky imaging, has had good results on smaller telescopes. This idea dates back to pre-war naked-eye observations of moments of good seeing, which were followed by observations of the planets on cine film after World War II. The technique relies on the fact that every so often the effects of the atmosphere will be negligible, and hence by recording large numbers of images in real-time, a 'lucky' excellent image can be picked out. This happens more often when the number of r0-size patches over the telescope pupil is not too large, and the technique consequently breaks down for very large telescopes. It can nonetheless outperform adaptive optics in some cases and is accessible to amateurs. It does require very much longer observation times than adaptive optics for imaging faint targets, and is limited in its maximum resolution.[citation needed]

See also[edit]

References[edit]

Much of the above text is taken (with permission) from Lucky Exposures: Diffraction limited astronomical imaging through the atmosphereby Robert Nigel Tubbs

  1. ^
    Chromey, Frederick R. (2010). To measure the sky : an introduction to observational astronomy (1. publ. ed.). Cambridge: Cambridge University Press. p. 140. ISBN 9780521763868.
  2. ^
    Tatarskiĭ, V. I. (1961). R.A. Silverman (ed.). Wave Propagation in a Turbulent Medium. University of Michigan: McGraw-Hill Books. p. 285. Bibcode:1961wptm.book…..T.
  3. ^
    Kolmogorov, A. N. (1941). "Dissipation of energy in the locally isotropic turbulence". Comptes Rendus de l'Académie des Sciences de l'URSS. 32: 16–18. Bibcode:1941DoSSR..32…16K. JSTOR 51981.
  4. ^
    Kolmogorov, A. N. (1941). "The local structure of turbulence in incompressible viscous fluid for very large Reynold's numbers". Comptes Rendus de l'Académie des Sciences de l'URSS. 30: 301–305. Bibcode:1941DoSSR..30..301K. JSTOR 51980.
  5. ^
    BUSCHER, D. F.; ARMSTRONG, J. T.; HUMMEL, C. A.; QUIRRENBACH, A.; MOZURKEWICH, D.; JOHNSTON, K. J.; DENISON, C. S.; COLAVITA, M. M.; SHAO, M. (February 1995). "Interferometric seeing measurements on Mt. Wilson: power spectra and outer scales". Applied Optics. 34 (6): 1081–1096. Bibcode:1995ApOpt..34.1081B. doi:10.1364/AO.34.001081. PMID 21037637.
  6. ^
  7. ^ The effect of temporal fluctuations in r0 on high-resolution observations[dead link]Robert N. Tubbs Proc SPIE 6272 pp 93T, 2006
  8. ^
    • BATCHELOR, G. K., & TOWNSEND, A. A. 1949 (May).

    The nature of turbulent motion at large wave-numbers.
    Pages 238–255 of: Proceedings of the Royal Society of London A, 199.

    • Baldwin, J. E.; Warner, P. J.; Mackay, C. D., The point spread function in Lucky Imaging and variations in seeing on short timescales, Astronomy and Astrophysics V. 480 pp 589B.

  9. ^ The effect of temporal fluctuations in r0 on high-resolution observations[dead link]Robert N. Tubbs Proc SPIE 6272 pp 93T, 2006
  10. ^ 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.
  11. ^ "A Mix of Colours and Wonder". Retrieved 15 June 2015.

External links[edit]

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