Das astronomische Sehen bezieht sich auf das Verschmieren und Blinken von astronomischen Gegenständen wie Sterne, die durch das unruhige Mischen in der Atmosphäre der Erde verursacht sind, die den optischen Brechungsindex ändert. Die astronomischen sehenden Bedingungen in einer gegebenen Nacht an einer gegebenen Position beschreiben, wie viel die Atmosphäre der Erde die Images von Sternen, wie gesehen, durch ein Fernrohr stört.

Das allgemeinste sehende Maß ist das Diameter (technisch volle Breite an der Hälfte des Maximums oder FWHM) von der Sehen-Scheibe (die Punkt-Ausbreitungsfunktion, um durch die Atmosphäre darzustellen). Das Punkt-Ausbreitungsfunktionsdiameter (das Sehen des Scheibe-Diameters oder "Sehen") ist eine Verweisung auf die bestmögliche winkelige Entschlossenheit, die durch ein optisches Fernrohr in einer langen fotografischen Aussetzung erreicht werden kann, und dem Diameter des krausen gesehenen Tropfens entspricht, wenn man einen einem Punkt ähnlichen Stern durch die Atmosphäre beobachtet. Die Größe der Sehen-Scheibe wird durch die astronomischen sehenden Bedingungen zur Zeit der Beobachtung bestimmt. Die besten Bedingungen geben ein Sehen-Plattendiameter von ~0.4 arcseconds und werden an Höhensternwarten auf kleinen Inseln wie Mauna Kea oder La Palma gefunden.

Das Sehen ist eines der größten Probleme für die Erdastronomie: Während die großen Fernrohre theoretisch milli-arcsecond Entschlossenheit haben, wird das echte Image nie besser sein als die durchschnittliche sehende Scheibe während der Beobachtung. Das kann einen Faktor 100 zwischen der potenziellen und praktischen Entschlossenheit leicht bedeuten. Wenn man in den 1990er Jahren anfängt, ist neue anpassungsfähige Optik eingeführt worden, der richtig für diese Effekten helfen kann, drastisch hat das Verbessern der Entschlossenheit des Bodens Fernrohre gestützt.

Die gesehenen Bildschwankungen, wenn man an der Unterseite von einem See an einem windigen Tag schaut, werden durch Brechungsindex-Schwankungen verursacht, aber im Fall von einem See ergeben sie sich aus dem unruhigen Mischen nicht.

Die Effekten des astronomischen Sehens

Das astronomische Sehen hat mehrere Effekten:

1. Es verursacht die Images von Punkt-Quellen (wie Sterne), der ohne atmosphärische Turbulenz unveränderliche durch die Beugung erzeugte Luftmuster sein würde, um sich in Fleck-Muster aufzulösen, die sich sehr schnell mit der Zeit ändern (die resultierenden gefleckten Images können mit der Fleck-Bildaufbereitung bearbeitet werden)
2. Lange Aussetzungsimages dieser sich ändernden Fleck-Muster laufen auf ein trübes Image der Punkt-Quelle, genannt eine Sehen-Scheibe hinaus
3. Die Helligkeit von Sternen scheint, in einem Prozess zu schwanken, der als Funkeln bekannt ist oder blitzend
4. Das atmosphärische Sehen veranlasst die Fransen in einem astronomischen interferometer, sich schnell zu bewegen
5. Der Vertrieb des atmosphärischen Sehens durch die Atmosphäre (das C Profil, das unten beschrieben ist), veranlasst die Bildqualität in anpassungsfähigen Optik-Systemen, sich weiter abzubauen, Sie schauen von der Position des Bezugssterns

Die Effekten des atmosphärischen Sehens waren für den Glauben indirekt verantwortlich, dass es Kanäle auf Mars gab. In der Betrachtung eines hellen Gegenstands wie Mars gelegentlich wird ein stiller Fleck von Luft vor dem Planeten kommen, auf einen kurzen Moment der Klarheit hinauslaufend. Vor dem Gebrauch von ladungsgekoppelten Halbleiterbausteinen gab es keine Weise, das Image des Planeten im kurzen Moment anders zu registrieren, als den Beobachter sich zu haben, an das Image erinnert und es später zieht. Das hatte die Wirkung, das Image des Planeten zu haben, vom Gedächtnis des Beobachters und vorgefassten Meinungen abhängig sein, die den Glauben geführt haben, dass Mars geradlinige Eigenschaften hatte.

Die Effekten des atmosphärischen Sehens sind überall in den sichtbaren und nahen Infrarotwellenbändern qualitativ ähnlich. An großen Fernrohren ist die lange Aussetzungsbildentschlossenheit allgemein an längeren Wellenlängen ein bisschen höher, und die Zeitskala (t - sehen unten) für die Änderungen in den tanzenden Fleck-Mustern ist wesentlich niedriger.

Maßnahmen des astronomischen Sehens

Es gibt drei allgemeine Beschreibungen der astronomischen sehenden Bedingungen an einer Sternwarte:

1. Der FWHM der Sehen-Scheibe
2. r (die Größe eines typischen "Klumpens" von gleichförmiger Luft innerhalb der unruhigen Atmosphäre) und t (die Zeitskala, über die die Änderungen in der Turbulenz bedeutend werden)
3. Das C Profil

Diese werden in den Paragraphen unten beschrieben:

Die volle Breite an der Hälfte des Maximums (FWHM) der Sehen-Scheibe

Ohne eine Atmosphäre würde ein kleiner Stern eine offenbare Größe, eine "Luftplatte" in einem Fernrohr-Image haben, das durch die Beugung bestimmt ist, und würde zum Diameter des Fernrohrs umgekehrt proportional sein. Jedoch, wenn Licht in die Atmosphäre der Erde eingeht, verdrehen die verschiedenen Temperaturschichten und verschiedenen Windgeschwindigkeiten die leichten Wellen, die zu Verzerrungen im Image eines Sterns führen. Die Effekten der Atmosphäre können als rotierende Zellen von Luft modelliert werden, die sich unruhig bewegt. An den meisten Sternwarten ist die Turbulenz nur auf Skalen bedeutend, die größer sind als r (sieh unten — der Sehen-Parameter r ist 10-20 Cm an sichtbaren Wellenlängen unter den besten Bedingungen), und das beschränkt die Entschlossenheit von Fernrohren, um über dasselbe, wie gegeben, durch ein im Weltraum vorhandenes 10-20-Cm-Fernrohr zu sein.

Die Verzerrung ändert sich an einer hohen Rate normalerweise öfter als 100mal pro Sekunde. In einem typischen astronomischen Image eines Sterns mit einer Belichtungszeit von Sekunden oder sogar Minuten machen die verschiedenen Verzerrungen durchschnittlich aus, wie eine gefüllte Scheibe die Punkt-Ausbreitungsfunktion oder "das Sehen der Scheibe" genannt hat. Das Diameter der Sehen-Platte, die meistenteils als die volle Breite an der Hälfte des Maximums (FWHM) definiert ist, ist ein Maß der astronomischen sehenden Bedingungen.

Es folgt aus dieser Definition, dass das Sehen immer eine variable Menge, verschieden von Ort zu Ort, von der Nacht bis die Nacht und sogar Variable auf einer Skala von Minuten ist. Astronomen sprechen häufig über "gute" Nächte mit einem niedrigen durchschnittlichen sehenden Scheibe-Diameter, und "schlechte" Nächte, wo das Sehen-Diameter so hoch war, dass alle Beobachtungen wertlos waren.

Der FWHM der Sehen-Scheibe (oder gerade das Sehen) wird gewöhnlich in arcseconds gemessen, der mit dem Symbol (") abgekürzt ist. Ein 1.0" Sehen ist ein gutes für durchschnittliche astronomische Seiten. Das Sehen einer städtischen Umgebung ist gewöhnlich viel schlechter. Gute sehende Nächte neigen dazu, klare, kalte Nächte ohne Windwindstöße zu sein. Warme Luftanstiege (Konvektion), die das Sehen als erniedrigt, winden sich wirklich und Wolken. An den besten Höhenberggipfel-Sternwarten bringt der Wind in stabiler Luft, die im Kontakt mit dem Boden nicht vorher gewesen ist, manchmal das Sehen so gut zur Verfügung stellend, wie 0.4".

r und t

Die astronomischen sehenden Bedingungen an einer Sternwarte können durch die Rahmen r und t gut beschrieben werden. Für Fernrohre mit Diametern, die kleiner sind als r, wird die Entschlossenheit von Images der langen Aussetzung in erster Linie durch die Beugung und die Größe des Luftmusters bestimmt und ist so zum Fernrohr-Diameter umgekehrt proportional. Für Fernrohre mit Diametern, die größer sind als r, die Bildentschlossenheit, bestimmt in erster Linie durch die Atmosphäre und ist des Fernrohr-Diameters unabhängig, unveränderlich am Wert darin zu bleiben, der durch ein Fernrohr des Diameters gegeben ist, das r. r auch gleich ist, entspricht der Länge-Skala, über die die Turbulenz bedeutend (10-20 Cm an sichtbaren Wellenlängen an guten Sternwarten) wird, und t der Zeitskala entspricht, über die die Änderungen in der Turbulenz bedeutend werden. r bestimmt den Abstand der Auslöser, die in einem aktiven Optik-System erforderlich sind, und t bestimmt die Korrektur-Geschwindigkeit, die erforderlich ist, die Effekten der Atmosphäre zu ersetzen.

r und t ändern sich mit der für die astronomische Bildaufbereitung verwendeten Wellenlänge, ein bisschen höhere Entschlossenheitsbildaufbereitung an längeren Wellenlängen mit großen Fernrohren erlaubend.

r ist häufig als der Parameter von Fried (ausgesprochen befreit) bekannt, nach David L. Fried genannt.

Mathematische Beschreibung von r und t

Mathematische Modelle können ein genaues Modell der Effekten des astronomischen Sehens auf durch Boden-basierte Fernrohre genommenen Images geben. Wie man zeigt, heben drei vorgetäuschte Images der kurzen Aussetzung am Recht durch drei verschiedene Fernrohr-Diameter (als negative Images die schwächeren Eigenschaften klarer — eine allgemeine astronomische Tagung hervor). Die Fernrohr-Diameter werden in Bezug auf den Parameter von Fried (definiert unten) angesetzt. ist ein allgemein verwendetes Maß des astronomischen Sehens an Sternwarten. An sichtbaren Wellenlängen, ändert sich von 20 Cm an den besten Positionen zu 5 Cm an typischen Meeresspiegel-Seiten.

In Wirklichkeit ändert sich das Muster von Tropfen (Flecke) in den Images sehr schnell, so dass lange Aussetzungsfotographien gerade einen einzelnen großen trüben Tropfen im Zentrum für jedes Fernrohr-Diameter zeigen würden. Das Diameter (FWHM) des großen trüben Tropfens in langen Aussetzungsimages wird das Sehen-Scheibe-Diameter genannt, und ist des verwendeten Fernrohr-Diameters unabhängig (als lange, weil anpassungsfähige Optik-Korrektur nicht angewandt wird).

Es ist zuerst nützlich, eine kurze Übersicht der grundlegenden Theorie von optischem zu geben

Fortpflanzung durch die Atmosphäre. In der klassischen Standardtheorie,

Licht wird als eine Schwingung in einem Feld behandelt. Für

monochromatische Flugzeug-Wellen, die von einer entfernten Punkt-Quelle mit ankommen

Welle-Vektor:

\psi_ {0} \left (\mathbf {r}, t\right)

A_ {u} e^ {i\left (\phi_ {u} + 2\pi\nu t + \mathbf {k }\\cdot\mathbf {r} \right) }\

</Mathematik>

wo das komplizierte Feld an der Position und dem ist

Zeit, mit echten und imaginären Teilen entsprechend dem elektrischen

und magnetische Feldbestandteile, vertritt einen Phase-Ausgleich,

ist die Frequenz des Lichtes, das dadurch bestimmt ist

\mathbf {k} \right | / \left (2 \pi \right) </Mathematik>, und ist der

Umfang des Lichtes.

Der Foton-Fluss ist in diesem Fall zum Quadrat des proportional

Umfang und die optische Phase entsprechen dem Komplex

Argument dessen. Weil wavefronts den der Erde durchführen

Atmosphäre können sie durch Brechungsindex-Schwankungen im gestört werden

Atmosphäre. Das Diagramm am Spitzenrecht dieser Seite zeigt schematisch eine unruhige Schicht im

Die Atmosphäre der Erde, die planaren wavefronts stört, bevor sie in einen eingehen

Fernrohr. Der gestörte wavefront kann an jedem verbunden sein

in Anbetracht des Moments zum ursprünglichen planaren wavefront

\left (\mathbf {r }\\Recht) </Mathematik> folgendermaßen:

\psi_ {p} \left (\mathbf {r }\\Recht) = \left (\chi_ {ein} \left (\mathbf {r }\\Recht)

e^ {i\phi_ {ein} \left (\mathbf {r }\\Recht) }\\Recht) \psi_ {0} \left (\mathbf {r }\\Recht)

</Mathematik>

wo den unbedeutenden vertritt

Änderung im wavefront Umfang und

ist die Änderung in der wavefront durch die Atmosphäre eingeführten Phase. Es ist

wichtig, um das und zu betonen

beschreiben Sie die Wirkung des der Erde

Atmosphäre und die Zeitskalen für irgendwelche Änderungen in diesen Funktionen werden

werden Sie durch die Geschwindigkeit von Brechungsindex-Schwankungen in der Atmosphäre gesetzt.

Das Modell von Kolmogorov der Turbulenz

Eine Beschreibung der Natur der wavefront Unruhen hat eingeführt

durch die Atmosphäre wird durch entwickelten des Modells von Kolmogorov zur Verfügung gestellt

Tatarski, gestützt teilweise auf den Studien der Turbulenz durch den

Russischer Mathematiker Andreï Kolmogorov. Dieses Modell wird durch eine Vielfalt von unterstützt

experimentelle Maße und werden in weit verwendet

Simulationen der astronomischen Bildaufbereitung. Das Modell nimmt dass der an

Wavefront-Unruhen werden durch Schwankungen im verursacht

Brechungsindex der Atmosphäre. Diese Brechungsindex-Schwankungen

führen Sie direkt zu Phase-Schwankungen, die dadurch beschrieben sind

\left (\mathbf {r }\\Recht) </Mathematik>, aber irgendwelche Umfang-Schwankungen sind nur

verursacht als eine Wirkung der zweiten Ordnung während der gestörte wavefronts

pflanzen Sie sich von der störenden atmosphärischen Schicht bis das Fernrohr fort. Für

alle angemessenen Modelle der Atmosphäre der Erde am optischen und

Infrarotwellenlängen die sofortige Bildaufbereitungsleistung sind

beherrscht durch die Phase-Schwankungen

\left (\mathbf {r }\\Recht) </Mathematik>. Die Umfang-Schwankungen durch beschrieben

haben Sie unwesentliche Wirkung auf den

Struktur der im Fokus eines großen Fernrohrs gesehenen Images.

Für die Einfachheit, wie man häufig annimmt, haben die Phase-Schwankungen im Modell von Tatarski

Gaussian zufälliger Vertrieb mit der folgenden zweiten Ordnung

Struktur-Funktion:

D_ {\\phi_ {ein} }\\ist (\mathbf {\\rho} \right) = \left \langle \left | \phi_ {ein} \left abgereist (

\mathbf {r} \right) - \phi_ {ein} \left (\mathbf {r} + \mathbf {\\rho }\

\right) \right | ^ {2} \right \rangle _ {\\mathbf {r} }\

</Mathematik>

wo der ist

atmosphärisch veranlasste Abweichung zwischen der Phase an zwei Teilen des

wavefront, der durch eine Entfernung in der Öffnung getrennt ist

Flugzeug, und

Für Gaussian zufällige Annäherung kann die Struktur-Funktion von Tatarski (1961) in Begriffen beschrieben werden

eines einzelnen Parameters:

:

D_ {\\phi_} \left ({\\mathbf {\\rho}} \right)

6.88 \left (\frac {\\hat \mathbf {\\rho} \right} {r_ {0}} \right verlassen), ^ {5/3 }\

</Mathematik>

zeigt die Kraft der Phase-Schwankungen als es an

entspricht dem Diameter einer kreisförmigen Fernrohr-Öffnung an der

atmosphärische Phase-Unruhen beginnen, das Image ernstlich zu beschränken

Entschlossenheit. Typische Werte, weil ich mich (900 nm Wellenlänge) zusammentue

Beobachtungen an guten Seiten sind 20---40 Cm. Es sollte bemerkt werden, dass auch der Öffnung entspricht

Diameter für der die Abweichung der wavefront Phase

durchschnittlich über die Öffnung kommt ungefähr zur Einheit:

\sigma ^ {2} =1.0299 \left (\frac {d} {r_ {0}} \right) ^ {5/3 }\

</Mathematik>

Diese Gleichung vertritt eine allgemein verwendete Definition dafür, ein Parameter hat oft gepflegt, die atmosphärischen Bedingungen an astronomischen Sternwarten zu beschreiben.

kann von einem gemessenen C Profil (beschrieben unten) wie folgt bestimmt werden:

:

wo sich die Turbulenz-Kraft als eine Funktion der Höhe über dem Fernrohr ändert, und die winkelige Entfernung der astronomischen Quelle vom Zenit (vom direkt oberirdischen) ist.

Wenn, wie man annimmt, unruhige Evolution auf langsamen Zeitskalen vorkommt, dann ist die Zeitskala t einfach zu durch die Mittelwindgeschwindigkeit geteiltem r proportional.

Die Brechungsindex-Schwankungen, die von Gaussian zufällige Turbulenz verursacht sind, können mit dem folgenden Algorithmus vorgetäuscht werden:

:

wo der optische durch die atmosphärische Turbulenz eingeführte Phase-Fehler ist, R ist (k) eine 2 dimensionale Quadratreihe von unabhängigen zufälligen komplexen Zahlen, die Gaussian haben

der Vertrieb über das weiße und Nullgeräuschspektrum, K (k) ist der (echte) vom erwartete Umfang von Fourier

Kolmogorov (oder Von Karman) Spektrum, Re [] vertritt Einnahme des echten Teils, und FT [] vertritt einen getrennten

Fourier verwandelt sich von der resultierenden 2 dimensionalen Quadratreihe (normalerweise ein FFT).

Unruhige Periodizität

Die Annahme, dass die Phase-Schwankungen im Modell von Tatarski haben

Gaussian zufälliger Vertrieb ist gewöhnlich unrealistisch. In Wirklichkeit stellt Turbulenz Periodizität aus

Diese Schwankungen in der Turbulenz-Kraft können wie folgt aufrichtig vorgetäuscht werden::

:

wo ich (k) eine 2 dimensionale Reihe bin, die das Spektrum der Periodizität, mit denselben Dimensionen vertritt

als R (k), und wo Gehirnwindung vertritt. Die Periodizität wird in Bezug auf Schwankungen im beschrieben

Turbulenz-Kraft. Es kann die Gleichung für Gaussian gesehen werden, mit dem zufälliger Fall oben gerade der spezielle Fall von dieser Gleichung ist:

:

wo die Delta-Funktion von Dirac ist.

Das Profil

Eine gründlichere Beschreibung des astronomischen Sehens an einer Sternwarte wird durch das Produzieren eines Profils der Turbulenz-Kraft als eine Funktion der Höhe, genannt ein Profil gegeben. Profile werden allgemein durchgeführt, wenn man sich für den Typ des anpassungsfähigen Optik-Systems entscheidet, das an einem besonderen Fernrohr, oder im Entscheiden erforderlich sein wird, ob eine besondere Position eine gute Seite sein würde, für eine neue astronomische Sternwarte aufzustellen. Gewöhnlich werden mehrere Methoden gleichzeitig verwendet, für das Profil zu messen, und dann verglichen. Etwas vom grössten Teil der üblichen Methodik schließt ein:

1. SCIDAR (die Schattenmuster im Funkeln des Sternenlichtes darstellend)

,

1. LOLAS (hat eine kleine Öffnungsvariante von SCIDAR für die niedrige Höhe Kopierfräs-entwickelt)
2. SLODAR
3. MASSE
4. Der Turbulenz RADAR-kartografisch darzustellen
5. Ballon-geborene Thermometer, um zu messen, wie schnell die Lufttemperatur mit der Zeit wegen der Turbulenz schwankt

Es gibt auch mathematische Funktionen, die das Profil beschreiben. Einige sind empirisch passt von Messwerten, und andere versuchen, Elemente der Theorie zu vereinigen. Ein allgemeines Modell für Kontinentallandmassen ist als Hufnagel-Tal nach zwei Arbeitern in diesem Thema bekannt.

Überwindung des atmosphärischen Sehens

Die erste Antwort auf dieses Problem war Fleck-Bildaufbereitung, die hellen Gegenständen erlaubt hat, mit der sehr hohen Entschlossenheit beobachtet zu werden. Später ist das Hubble Raumfernrohr der NASA gekommen, außerhalb der Atmosphäre arbeitend und so irgendwelche sehenden Probleme und das Erlauben von Beobachtungen von schwachen Zielen zum ersten Mal (obwohl mit der schlechteren Entschlossenheit nicht habend, als Fleck-Beobachtungen von hellen Quellen von Boden-basierten Fernrohren wegen des kleineren Fernrohr-Diameters von Hubble). Die höchste Entschlossenheit sichtbare und infrarote Images kommt zurzeit daraus, optischen interferometers wie der Marineprototyp Optischer Interferometer oder Cambridge Optisches Öffnungssynthese-Fernrohr darzustellen.

Wenn sie

in den 1990er Jahren anfangen, haben viele Fernrohre begonnen, anpassungsfähige Optik-Systeme zu entwickeln, die teilweise das Sehen-Problem beheben, aber keines der Systeme bis jetzt gebaut oder bestimmt entfernt völlig die Atmosphäre-Wirkung, und Beobachtungen gewöhnlich auf ein kleines Gebiet des Himmels beschränkt werden, der relativ helle Sterne umgibt.

Eine andere preiswertere Technik, glückliche Bildaufbereitung, hat sehr gute Ergebnisse gehabt. Diese Idee geht auf Vorkriegsbeobachtungen des nackten Auges von Momenten des guten Sehens zurück, denen von Beobachtungen der Planeten auf dem cine Film nach dem Zweiten Weltkrieg gefolgt wurde. Die Technik verlässt sich auf die Tatsache, dass jeder so häufig die Effekten der Atmosphäre, und folglich durch die Aufnahme der großen Anzahl von Images in Realtime unwesentlich sein werden, kann ein 'glückliches' ausgezeichnetes Image ausgewählt werden. Diese Technik kann anpassungsfähige Optik in vielen Fällen überbieten und ist sogar für Dilettanten zugänglich. Es verlangt wirklich jedoch sehr viel längere Beobachtungsmale als anpassungsfähige Optik, um schwache Ziele darzustellen, und wird in seiner maximalen Entschlossenheit beschränkt.

Siehe auch

• Die Königliche Astronomische Gesellschaft Kanadas Calgary Zentrum - das Atmosphärische "Sehen". Schließt belebte Illustrationen von Effekten des Sehens ein.
• Atmosphäre und Fernrohr-Simulator - Atmosphärischer Turbulenz-Simulator.
• Klare Himmel-Karte - schließt einen Wetterbericht des astronomischen Sehens ein.
• Sinnestäuschung
• Vergängliches Mondphänomen

Viel vom obengenannten Text wird (mit der Erlaubnis) von Glücklichen Aussetzungen genommen: Beugung hat astronomische Bildaufbereitung durch die Atmosphäre, durch Robert Nigel Tubbs beschränkt

Außenverbindungen

• Beschränkt auf die Mitternachtsehen-Vorhersage für jede Position in Europa, Südamerika und dem Südlichen Afrika (schauen auf 'den Himmel' und Klick das Sehen-Etikett)
• Das ist ein Beispiel der Vorhersage
• Das Sehen von Vorhersagen für Nordamerika
• Vorhersagen für Mauna Kea, die Hawaiiinseln sehend