El que considera astronómico refiere a empañar y al que centellea de objetos astronómicos tales como estrellas causadas por la turbulencia en la atmósfera de tierra. Las condiciones que consideran astronómicas del en una noche dada en una localización dada describen cuánto perturba la atmósfera de tierra las imágenes de estrellas según lo considerado a través un telescopio. La medida que considera más común es el diámetro (técnico de ancho total en el medio máximo o FWHM) del que considera el disco (la función de extensión del punto para la proyección de imagen a través de la atmósfera). El diámetro de la función de extensión del punto (véase el diámetro o el " del disco; que considera el " de ;) es una referencia a la resolución angular mejor que se puede alcanzar por un telescopio óptico en una exposición fotográfica larga, y corresponde al diámetro de la gota borrosa considerada al observar a punto-como la estrella a través de la atmósfera. El tamaño del disco que considera es determinado por las condiciones que consideran astronómicas del a la hora de la observación. Las mejores condiciones dan un diámetro del disco que considera de ~0.4 arcseconds y se encuentran en los observatorios a gran altitud en las pequeñas islas tales como Mauna Kea o La Palma . Una descripción detallada del disco que considera se puede encontrar en el FWHM de la subdivisión del disco que considera del artículo siguiente.

El considerar es uno de los problemas más grandes para la astronomía Tierra-basada: mientras que los telescopios grandes tienen teóricamente resolución del milli-arcsecond, la imagen verdadera nunca será mejor que el disco que considera medio durante la observación. Esto puede significar fácilmente un factor de 100 entre la resolución potencial y práctica.

Los efectos de ver astronómico

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El considerar astronómico tiene varios efectos: Hace las imágenes de las fuentes de punto (tal como estrellas) romperse para arriba en los patrones de punto, que cambian muy rápido con el

del tiempo (las imágenes manchadas resultantes se pueden procesar usar la proyección de imagen del punto) Las imágenes largas de la exposición de éstos los patrones de punto cambiantes dan lugar a una imagen borrosa de la fuente de punto, llamada un que considera el

del disco El brillo de estrellas aparece fluctuar en un proceso conocido como el centelleo o

twinkling El considerar atmosférico hace las franjas en un interferómetro astronómico mover rápido el

La distribución de atmosférico considerando a través la atmósfera (el perfil de C_N² descrito más abajo) hace la calidad de la imagen en sistemas adaptantes de la óptica degradar el más futuro usted mirada de la localización de la estrella de la referencia

Los efectos de considerar atmosférico eran indirectamente responsables de la creencia que había canales en Marte . En la visión de un objeto brillante tal como Marte, un remiendo inmóvil del aire vendrá de vez en cuando delante del planeta, dando por resultado un breve momento de claridad. Antes del uso los dispositivos acoplados de carga eléctrica que allí no era ninguna manera de registrar la imagen del planeta en el breve momento con excepción de tener el observador recuerdan la imagen y la dibujan más adelante. Esto tenía el efecto del hacer que la imagen del planeta sea dependiente en la memoria y las preconcepciones del observador que llevaron la creencia que Marte tenía características lineares.

Los efectos de considerar atmosférico son cualitativo similares a través de los wavebands infrarrojos visible y cercano . En los telescopios grandes la resolución larga de la imagen de la exposición es generalmente levemente más alta en longitudes de onda más largas, y el calendario (t₀ - ver abajo) para los cambios en los patrones de punto del baile es substancialmente más bajo.

Medidas de ver astronómico

Hay tres descripciones comunes de las condiciones que ven astronómicas en un observatorio: El FWHM del

del disco que ve

de r₀ y de t₀ El perfil de C_N²

Éstos se describen en las subdivisiones abajo:

El de ancho total en el medio máximo (FWHM) del disco que ve

Sin una atmósfera, una pequeña estrella tendría un tamaño evidente en una imagen del telescopio determinada por la difracción y sería inverso proporcional al diámetro del telescopio. Sin embargo cuando la luz incorpora la atmósfera de tierra, las diversas capas de la temperatura y las diversas velocidades del viento torcer las ondas ligeras que llevan a las distorsiones en la imagen de una estrella. Los efectos de la atmósfera se pueden modelar como células giratorias del aire que se mueven turbulento. A lo más los observatorios la turbulencia son solamente significativos en las escalas más grandes que r₀ (véase debajo- de ver el parámetro r₀ es 10-20 cm en las longitudes de onda visibles bajo mejores condiciones) y éste limita la resolución de telescopios de estar casi como dado por un telescopio espacial de 10-20 cm.

La distorsión cambia a una alta tasa, típicamente más con frecuencia de 100 veces al segundo. En una imagen astronómica típica de una estrella con un rato de exposición de segundos o aún de minutos, las diversas distorsiones hacen un promedio hacia fuera como un disco llenado llamó la función de extensión del punto o el " ver el disc". El diámetro del disco que considera, definido lo más a menudo posible como el de ancho total en el medio máximo (FWHM), es una medida de las condiciones que consideran astronómicas.

Sigue de esta definición que el ver es siempre una cantidad variable, diferente de un sitio a otro, de noche a la noche e incluso de variable en una escala de minutos. Los astrónomos hablan a menudo del " good" noches con un diámetro medio bajo del disco que ve, y " bad" noches donde estaba tan alto el diámetro que consideraba que todas las observaciones eran sin valor.

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El FWHM del disco que ve (o apenas del que ve ) se mide generalmente en los Arcseconds abreviados con el símbolo (").0" el considerar es buen para los sitios astronómicos medios. El considerar de un ambiente urbano es generalmente mucho peor. Las buenas noches que consideran tienden a ser noches claras, frías sin ráfagas de viento. El aire caliente se levanta (la convección ) degradando ver al igual que enrolla y se nubla. En los mejores observatorios a gran altitud de la cima de la montaña el viento trae en el aire estable que no ha estado previamente en contacto con la tierra, proporcionando a veces viendo tan bueno como 0.

r₀ y t₀

Las condiciones que consideran astronómicas en un observatorio se pueden describir bien por los parámetros r₀ y t₀. Para los telescopios con los diámetros más pequeños que r₀, la resolución de las imágenes de la largo-exposición es inverso proporcional al diámetro del telescopio. Para los telescopios con los diámetros más grandes que r₀, la resolución de la imagen es independiente del diámetro del telescopio, siguiendo siendo constante en el valor dado por un telescopio del diámetro igual a r₀. r₀ también corresponde a longitud-escala sobre cuál llega a ser significativa la turbulencia (10-20 cm en las longitudes de onda visibles en los buenos observatorios), y t₀ corresponde al excesivo de escala de tiempo que los cambios en la turbulencia llegan a ser significativos. r₀ determina el espaciamiento de los actuadores necesarios en un sistema activo de la óptica, y t₀ determina la velocidad de la corrección requerida para compensar los efectos de la atmósfera.

r₀ y t₀ varían con la longitud de onda usada para la proyección de imagen astronómica, permitiendo una proyección de imagen levemente más alta de la resolución en longitudes de onda más largas usar los telescopios grandes.

r₀ se conoce a menudo como el parámetro frito del (pronunciado liberado), nombrado después David frito L.

Descripción matemática de r₀ y de t₀

Los modelos matemáticos pueden dar un modelo exacto de los efectos de considerar astronómico en las imágenes tomadas a través de los telescopios terrestres. Tres imágenes simuladas de la corto-exposición se demuestran en la derecha a través de tres diversos diámetros del telescopio (como imágenes negativas para destacar las características más débiles más claramente -- una convención astronómica común). Los diámetros del telescopio se cotizan en términos de $r_ frito del parámetro {0}$ (definido abajo). el $r_ {0}$ es una medida de uso general de considerar astronómico en los observatorios. En las longitudes de onda visibles, el $r_ {0}$ varía a partir del 20 cm en las mejores localizaciones a 5 cm en los sitios típicos del nivel del mar.

En realidad el patrón de gotas (el motea ) en las imágenes cambia muy rápido, de modo que las fotografías largas de la exposición acaban de demostrar una sola gota borrosa grande en el centro para cada diámetro del telescopio. El diámetro (FWHM) de la gota borrosa grande en imágenes largas de la exposición se llama el diámetro del disco que considera, y es independiente del diámetro del telescopio usado (mientras la corrección adaptante de la óptica no es aplicada).

Es primero útil dar una breve descripción de la teoría básica de óptico propagación a través de la atmósfera. En la teoría clásica estándar, la luz se trata como oscilación en un $\ psi$ del campo. Para ondas planas monocromáticas que llegan de una fuente de punto distante con $del agitar-vector \ mathbf {k}$ : $\ psi_ {0} \ (\ mathbf {r}, t \ derecho)$

dejado A_ {u} e^ {i \ ido (\ phi_ {u} + 2 \ pi \ NU t + \ mathbf {} \ cdot \ mathbf {r} \ derecho) de k}

donde está el campo el

\ el psi_ {0}

complejo en el

\ el mathbf {r}

de la posición y tiempo

t

, con las piezas verdaderas e imaginarias correspondiendo al eléctrico y los componentes del campo magnético,

\ phi_ {u}

representan una compensación de la fase, el

\ nu

es la frecuencia de la luz determinada por el

\ el nu=c \ se fue | \ mathbf {k} \ derecho | /\ dejó (2 \ pi \ derecho)

, y el

A_ {u}

es amplitud de la luz.

El flujo del fotón en este caso es proporcional al cuadrado del el $A_ de la amplitud {u}$ , y la fase óptica corresponde al complejo discusión del $\ del psi_ {0}$ . Como los frentes de onda pasan a través de la tierra atmósfera pueden ser perturbados por variaciones del índice de refracción en atmósfera. El diagrama en el tapa-derecho de esta página demuestra esquemáticamente una capa turbulenta en Atmósfera de tierra que perturba frentes de onda planares antes de que incorporen a telescopio. El $del frente de onda \ el psi_ perturbados {p}$ pueden ser relacionados en cualesquiera instante dado al $\ al psi_ planares originales {0} del frente de onda \ (\ mathbf {r} \ derecho)$ dejado así: $\ psi_ {p} \ ido (\ mathbf {r} \ derecho) = \ ido (\ chi_ {} \ dejado de a (\ mathbf {r} \ derechos) e^ {i \ phi_ {} \ dejado de a (\ mathbf {r} \ derecho)}\ derecho) \ psi_ {0} \ dejados (\ mathbf {r} \ derechos)$

donde el $\ el chi_ {a} \ (\ mathbf {r} \ derecho)$ dejado representa el fraccionario cambian en frente de onda amplitud y $\ phi_ {} \ a la izquierda de a (\ mathbf {r} \ derecho)$ es el cambio en la fase del frente de onda introducida por la atmósfera. Es importante acentuar ese $\ chi_ {a} \ (\ mathbf {r} \ derecho)$ dejado y el $\ el phi_ {a} \ (\ mathbf {r} \ derecho)$ dejados describen el efecto de la tierra la atmósfera, y los calendarios para cualquier cambio en estas funciones ser fijado por la velocidad de las fluctuaciones del índice de refracción en la atmósfera.

El modelo de Kolmogorov de la turbulencia

Una descripción de la naturaleza de las perturbaciones del frente de onda introdujo por la atmósfera es proporcionado por el Kolmogorov modelo desarrollado por el Tatarski (1961), basado en parte en los estudios de la turbulencia por ruso Andreï Kolmogorov del matemático (véase las referencias debajo de de Kolmogorov). Este modelo es apoyado por una variedad medidas experimentales (véase e. las referencias debajo de de Buscher y otros 1995, usignuolo y Buscher 1991, O' Byrne 1988, Colavita y otros 1987) y es ampliamente utilizado adentro simulaciones de la proyección de imagen astronómica. El modelo asume que las perturbaciones del frente de onda son causadas por variaciones en índice de refracción de la atmósfera. Estas variaciones del índice de refracción llevar directo para poner en fase las fluctuaciones descritas por el $\ el phi_ {a} \ (\ mathbf {r} \ derecho)$ dejados, pero cualquier fluctuación de la amplitud están solamente causado como efecto second-order mientras que los frentes de onda perturbados propagar de la capa atmosférica de perturbación al telescopio. Para todos los modelos razonables de la atmósfera de tierra en óptico y las longitudes de onda infrarrojas el funcionamiento instantáneo de la proyección de imagen son dominado por el $\ el phi_ {a} de las fluctuaciones de la fase \ (\ mathbf {r} \ derecho)$ dejado. Las fluctuaciones de la amplitud descritas cerca el $\ el chi_ {a} \ (\ mathbf {r} \ derecho)$ dejados tienen efecto insignificante en estructura de las imágenes vistas en el foco de un telescopio grande.

Las fluctuaciones de la fase en el modelo de Tatarski se asumen generalmente para tener una distribución al azar gausiana con la segunda orden siguiente función de estructura: $D_ {\ phi_ {a}} \ (\ mathbf {\ rho} \ derecho) = dejado \ dejado \ langle \ se fueron | \ el phi_ {a} \ se fue ( \ mathbf {r} \) - derecho \ phi_ {a} \ se fue (\ + \ mathbf del mathbf {r} {\ rho} \ derecho) \ derecho | ^ {2} \ _ correcto \ del rangle {\ mathbf {r}}$

donde $D_ {\$ } \ dejado ({\ mathbf {\ rho}} \ derecho) del phi_ {a} está variación atmosférico inducida entre la fase en dos porciones de el frente de onda se separó por un $\ un mathbf {\ rho}$ de la distancia en la abertura acepillar, y el $<… >$ representa el promedio de conjunto.

La función de estructura de Tatarski (1961) se puede describir en términos de un solo $r_ del parámetro {0}$ :

$D_ {\$

} \ dejado ({\ mathbf {\ rho}} \ derecho) del phi_ {a} 6.88 \ se fueron (\ frac {\ se fue | \ mathbf {\ rho} \ derecho |} {r_ {0}} \) ^ correcto {5/3}

el $r_ {0}$ indica la fuerza del de las fluctuaciones de la fase como él corresponde al diámetro de una abertura circular del telescopio en la cual las perturbaciones atmosféricas de la fase comienzan a limitar seriamente la imagen resolución. Valores típicos del $r_ {0}$ para la venda de I (longitud de onda de 900 nanómetro) las observaciones en los buenos sitios son 20---40 cm. (1965) frito y El Noll (1976) observó que el $r_ {0}$ también corresponde a la abertura diámetro para el cual el ^ del $\ de la sigma de la variación {2}$ de la fase del frente de onda hecho un promedio sobre la abertura viene aproximadamente a la unidad: $\ ^ de la sigma {2} =1.0299 \ ^ dejado (\ frac {d} {r_ {0}} \ correcto) {5/3}$

Esta ecuación representa una definición de uso general para el $r_ {0}$ , un parámetro usado con frecuencia para describir las condiciones atmosféricas en los observatorios astronómicos.

el $r_ {0}$ puede ser resuelto de un perfil medido de C_N² (descrito más abajo) como sigue: $r_ del l {0} = \ ^ (de 16.7 \ lambda^ {- 2} (\ lechuga romana \ gamma) {- 1} \ 0} ^ del ADO C_ {N} del ^ del int_ {{\ infty} {2} (h) \ derecho) ^ dejado {- 3/5}$

donde el ^ del $C_ de la fuerza de la turbulencia {N} {2} (h)$ varía en función de la altura $h$ sobre el telescopio, y del $\ gamma$ es la distancia angular de la fuente astronómica del zenit (de directo por encima).

El calendario t₀ es simplemente proporcional a r₀ dividido por la velocidad del viento malo.

El perfil de C_N²

Una descripción más cuidadosa de considerar astronómico en un observatorio es dada produciendo un perfil de la fuerza de la turbulencia en función de altitud, llamado perfil del A. _N². Los perfiles de C_N² se realizan generalmente al decidir sobre el tipo de sistema adaptante de la óptica que será necesario en un telescopio particular, o en decidir a independientemente de si una localización particular sería un buen sitio para fijar un nuevo observatorio astronómico. Típicamente, varios métodos se utilizan simultáneamente para medir el perfil de C_N² y después se comparan. Algunos de los métodos mas comunes incluyen:

de SCIDAR (la proyección de imagen la sombra del modela en el centelleo de la luz de las estrellas)

de LOLAS (una pequeña variante de la abertura de SCIDAR diseñado para el perfilado a poca altura)

de SLODAR Trazado de RADAR del

de la turbulencia termómetros Globo-llevados para medir cómo temperatura del aire está fluctuando rápidamente con el tiempo debido a la turbulencia

Hay también funciones matemáticas que describen el perfil de C_N². Algunos son ajustes empíricos de datos medidos y otros intentan incorporar elementos de la teoría. Un modelo común para las masas continentales de la tierra se sabe como Hufnagel-Valle después de dos trabajadores en este tema.

Superación de ver atmosférico

La primera respuesta a este problema era la proyección de imagen del punto, que permitió que los objetos brillantes fueran observados con muy de alta resolución. Vino más adelante telescopio espacial de Hubble de s de la NASA el ', trabajando fuera de la atmósfera y así no tener ningunos problemas que veían y permitiendo observaciones de blancos débiles por primera vez (aunque con una resolución más pobre que observaciones del punto de fuentes brillantes de los telescopios terrestres debido a un diámetro más pequeño del telescopio de Hubble). Las imágenes visibles e infrarrojas de la resolución más alta vienen actual de los interferómetros ópticos de la proyección de imagen tal como el interferómetro óptico del prototipo de la marina de guerra o telescopio óptico de la síntesis de la abertura de Cambridge.

Comenzando en los años 90, muchos telescopios han comenzado a desarrollar los sistemas adaptantes de la óptica que solucionan parcialmente el problema que considera, pero ningunos de los sistemas construidos o diseñados hasta ahora quitan totalmente el efecto de la atmósfera, y las observaciones se limitan generalmente a una pequeña región del cielo que rodea las estrellas relativamente brillantes.

Otra técnica más barata, proyección de imagen afortunada, ha tenido resultados muy buenos. Esta idea data de las observaciones de la preguerra del desnudo-ojo de los momentos de buen considerar, que fueron seguidos por las observaciones de los planetas en la película de cinematografía después de la Segunda Guerra Mundial . La técnica confía en el hecho de que los efectos de la atmósfera serán de vez en cuando insignificantes, y por lo tanto registrando una gran cantidad de imágenes en tiempo real, una imagen excelente “afortunada” puede ser seleccionada. Esta técnica puede superar la óptica adaptante en muchos casos y es incluso accesible a los aficionados., Sin embargo, requiere un rato más largo de la observación que se desmayan las óptica adaptantes para la proyección de imagen las blancos.