Астрономическая видимость

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Схема, показывающая, как фронты волн от далёких звёзд могут искажаться в турбулентных слоях атмосферы. Вертикальный масштаб искажений для наглядности увеличен.

Астрономическая видимость характеризует размытость и мерцание небесных тел, например, звёзд. Она возникает 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.

Самый распространённый способ её оценки — измерение значение полуширины оптической яркости видимого диска (функции рассеяния точки для изображения, искаженного атмосферой). Полуширина этой функции также называется «диаметр видимого диска» или «видимость» и характеризует лучшее возможное угловое разрешение при фотографировании с большой выдержкой. При наилучших условиях размеры видимых дисков составляют 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, фактически их разрешение ограничено атмосферой минимум в сотни раз. Однако введение в 1989 году адаптивной оптики резко улучшило разрешение наземных телескопов.

Следствия низкой астрономической видимости[править | править код]

Свет от точечных источников, например, звёзд, при отсутствии атмосферной турбулентности, имеет вид диска Эйри, размер которого обратно пропорционален апертуре, но из-за низкой астрономической видимости принимает вид дрожащих и переливающихся пятен, очень быстро меняющих форму. Получившиеся в итоге изображения могут быть обработаны с использованием спекл-интерферометрии.

Низкая видимость также является причиной видимого мерцания звёзд. Так как качество изображения зависит от угловой высоты наблюдаемой области (CN2-профиль), то качество изображений в системах адаптивной оптики снижается, если наблюдаемая звезда и калибровочная далеки друг от друга.

Описанные эффекты качественно не отличаются в диапазоне от видимого до ближнего инфракрасного.

Характеристики[править | править код]

Для описания условий астрономической видимости в обсерваториях используют следующие параметры:

  • полуширина видимого диска;
  • r0 (параметр Фрида — характерный размер флуктуаций в атмосфере);
  • t0 (постоянная времени Гринвуда — время, за которое происходят существенные изменения искажений);
  • CN2-профиль (зависимость силы искажений от высоты).

Полуширина видимого диска и r0[править | править код]

Как уже было сказано выше, размер диска Эйри обратно пропорционален апертуре, и обычно сравнивается с диаметром видимого диска при апертуре, равной r0 (обычно 10-20 см). Таким образом, при увеличении диаметра объектива разрешение остаётся таким же, если не обрабатывать полученные изображения. Эти параметры также зависят от длины волны.

Искажения изменяются быстро, как правило, чаще 100 раз в секунду. Обычно время выдержки при фотографировании звёзд составляет секунды или даже минуты, поэтому различные искажения усредняются и принимают вид диска, называемого функцией рассеяния точки или видимым диском.

Видимость непостоянна, часто она отличается не только от места к месту или от ночи к ночи, но и может измениться за несколько минут. Но всё же бывают «хорошие» ночи и «плохие», в зависимости от видимости.

Видимость, равная 1″ — неплохая для средних мест астрономических наблюдений. В городских условиях видимость, 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 обсерваториях, расположенных на вершинах гор, ветер приносит «спокойный» воздух, который ещё не опускался к земле, иногда обеспечивая видимость 0,4″.

t0[править | править код]

Другой удобный параметр — t0. При экспозиции больше t0 на изображение начинают влиять и изменения, происходящие в турбулентных потоках. Таким образом, этот параметр определяет необходимую быстроту коррекции изображения для компенсации атмосферных явлений.

Этот параметр зависит от длины волны, на которой происходят наблюдения.

CN2-профиль[править | править код]

Более полное описание условий видимости даёт функция зависимости силы турбулентности от высоты, называемой CN2-профилем. CN2-профиль, как правило, строится при выборе типа системы адаптивной оптики, которая необходима конкретному телескопу, либо при выборе места для новой астрономической обсерватории. Обычно для измерения CN2-профиля используется сразу несколько методов.

CN2-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[править | править код]

Анимированное изображение поверхности Луны. Заметно влияние земной атмосферы на получаемое изображение
Для коррекции размытия, обусловленного атмосферными искажениями могут использоваться «искусственные звёзды», зажигаемые при помощи мощного лазера[1]

Первым решением проблем, связанных с астрономической видимостью, стала спекл-интерферометрия, позволившая в простых случаях преодолеть ограничение видимости.

Космические телескопы, такие, как Хаббл, вообще не имеют проблем, связанных с атмосферой, хотя и имеют диаметры меньше, чем у наземных телескопов из-за технических сложностей.

Изображения с наибольшим разрешением в видимом и инфракрасном диапазонах были получены при помощи оптических интерферометров, таких как NPOI (англ.) и COAST (англ.), однако они могут быть использованы только для очень ярких звёзд.

С 1989 года в астрономии используются системы адаптивной оптики, которые частично решили проблему атмосферных искажений. Значение числа Штреля для лучших из систем, например, VLT-SPHERE (англ.) 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.

Увеличить поле зрения можно при использовании множества деформируемых зеркал, сопряжённых с несколькими атмосферными высотами и измерении вертикальной структуры турбулентности при помощи мультисопряжённой адаптивной оптики[2].

Другой, более простой, метод удачных экспозиций даёт хорошие результаты для небольших телескопов[3]. Идея этого метода восходит к наблюдениям невооружённым глазом моментов хорошей видимости, которые после Второй мировой войны переросли в съёмки планет на киноплёнку[4]. Сам же метод состоит в записи большого количества изображений с небольшой выдержкой, выборе из них наиболее удачных и обработке, однако подходящих кадров тем меньше, чем больше диаметр телескопа. Этот метод требует большего времени наблюдений, чем адаптивная оптика, а его максимальное разрешение ограничено. Следовательно, данный метод не работает для очень больших телескопов, но он дешевле и доступен для любителей[5].

См. также[править | править код]

Примечания[править | править код]

  1. A Mix of Colours and Wonder. Дата обращения: 1 февраля 2018.
  2. Алексей Левин. Адаптивная оптика: как рассмотреть звёзды на небе?. Популярная Механика (1 июня 2016).
  3. Владимир Георгиевич Сурдин. Разведка далеких планет. — 2-е изд. — М.: ФИЗМАТЛИТ, 2013. — С. 96. — 115 с. — ISBN 978-5-9221-1288-8.
  4. David L. Fried, Probability of getting a lucky short-exposure image through turbulence, JOSA 68, pp. 1651—1658 (1978)
  5. 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.