Les effets de voir atmosphérique étaient indirectement responsables de la croyance qu'il y avait des canaux de sur Mars . En vue un objet lumineux tel que Mars, de temps en temps une pièce rapportée immobile d'air viendra devant la planète, ayant pour résultat un bref moment de clarté. Avant l'utilisation du les dispositifs à couplage de charge que là n'était aucune manière d'enregistrer l'image de la planète dans le bref moment autre qu'avoir l'observateur se rappellent l'image et la dessinent plus tard. Ceci a eu l'effet de faire dépendre l'image de la planète de la mémoire et des préconceptions de l'observateur qui ont mené la croyance que Mars a eu les dispositifs linéaires.

Les effets de voir atmosphérique sont qualitativement semblables dans tous les wavebands infrarouges du évident et proche . À de grands télescopes la longue résolution d'image d'exposition est généralement légèrement plus haute à de plus longues longueurs d'onde, et le calendrier (t₀ - voir ci-dessous) pour les changements des modèles de tache de danse est sensiblement inférieur.

Mesures de voir astronomique

Il y a trois descriptions communes des conditions voyantes astronomiques à un observatoire : Le FWHM du

Ceux-ci sont exposés dans les sous-sections dans ce qui suit :

Le de grande largeur à demi de maximum (FWHM) du disque voyant

Sans atmosphère, une petite étoile aurait une taille apparente dans une image de télescope déterminée par la diffraction et serait inversement proportionnelle au diamètre du télescope. Cependant quand la lumière écrit l'atmosphère terrestre , les différentes couches de la température et les différentes vitesses du vent tordre les vagues légères menant aux déformations dans l'image d'une étoile. Les effets de l'atmosphère peuvent être modelés en tant que cellules tournantes d'air se déplaçant turbulent. Tout au plus les observatoires la turbulence est seulement significatif sur des échelles plus grandes que r₀ (voir au-dessous-le de voir le paramètre r₀ est 10-20 cm aux longueurs d'onde évidentes dans les meilleures conditions) et ceci limite la résolution des télescopes d'être plus ou moins comme donné par un télescope basé dans l'espace de 10-20 cm.

La déformation change à un taux élevé, en général plus fréquemment que 100 fois par seconde. Dans une image astronomique typique d'une étoile avec une durée d'exposition des secondes ou même des minutes, les différentes déformations font la moyenne dehors comme un disque rempli a appelé la fonction de diffusion de point ou le " ; voir le disc" ;. Le diamètre du disque voyant, le plus souvent défini comme de grande largeur à demi de maximum (FWHM), est une mesure des conditions voyantes astronomiques.

Il découle de cette définition que voir est toujours une quantité variable, différente d'un endroit à l'autre, de la nuit à la nuit et même de la variable sur une échelle des minutes. Les astronomes parlent souvent du " ; good" ; nuits avec un bas diamètre voyant moyen de disque, et " ; bad" ; nuits où le diamètre voyant était si haut que toutes les observations aient été sans valeur.

style=" de

Le FWHM du disque voyant (ou juste du voyant ) est habituellement mesuré dans les Arcseconds abrégés avec le symbole (" ;).0" ; voir est bon pour les emplacements astronomiques moyens. Voir d'un environnement urbain est habituellement beaucoup plus mauvais. Les bonnes nuits voyantes tendent à être des nuits claires et froides sans rafales de vent. L'air chaud se lève (convection ) dégradant voir de même que s'enroule et opacifie. Aux meilleurs observatoires à haute altitude de sommet de montagne le vent apporte l'air stable qui n'a pas précédemment été en contact avec la terre, fournissant parfois voyant aussi bon que 0.

r₀ et t₀

Les conditions voyantes astronomiques à un observatoire peuvent être bien décrites par les paramètres r₀ et t₀. Pour des télescopes avec des diamètres plus petits que r₀, la résolution des images de long-exposition est inversement proportionnelle au diamètre de télescope. Pour des télescopes avec des diamètres plus grands que r₀, la résolution d'image est indépendant de diamètre de télescope, restant constant à la valeur donnée par un télescope de diamètre égal à r₀. r₀ correspond également au longueur-mesure au-dessus de ce que la turbulence devient significative (10-20 cm aux longueurs d'onde évidentes à de bons observatoires), et t₀ correspond au fini d'echelle de temps qui les changements de la turbulence deviennent cruciaux. r₀ détermine l'espacement des déclencheurs requis dans un système actif de systeme optique, et t₀ détermine la vitesse de correction exigée pour compenser les effets de l'atmosphère.

r₀ et t₀ varient avec la longueur d'onde utilisée pour la formation image astronomique, permettant une formation image légèrement plus élevée de résolution à de plus longues longueurs d'onde using de grands télescopes.

r₀ est souvent connu comme paramètre frit par de (prononcé libéré), baptisé du nom de David frit par L.

Description mathématique de r₀ et de t₀

Les modèles mathématiques peuvent donner un modèle précis des effets de voir astronomique sur des images prises par les télescopes au sol. Trois images simulées de court-exposition sont montrées à la droite par trois diamètres différents de télescope (en tant qu'images négatives pour accentuer les dispositifs plus faibles plus clair -- une convention astronomique commune). Les diamètres de télescope sont cités en termes de $r\_\; frit\; de\; paramètre\; \{0\}$ (défini ci-dessous). le $r\_\; \{0\}$ est une mesure utilisée généralement de voir astronomique aux observatoires. Aux longueurs d'onde évidentes, le $r\_\; \{0\}$ varie de 20 cm aux meilleurs endroits à 5 cm aux emplacements typiques de niveau de la mer.

En réalité le modèle des gouttes (le tachette ) dans les images change très rapidement, de sorte que les longues photographies d'exposition montrent juste une grande goutte brouillée simple au centre pour chaque diamètre de télescope. Le diamètre (FWHM) de la grande goutte brouillée dans de longues images d'exposition s'appelle le diamètre voyant de disque, et est indépendant du diamètre de télescope utilisé (tant que la correction adaptative de systeme optique n'est pas appliquée).

Il est d'abord utile de donner une brève vue d'ensemble de la théorie de base d'optique propagation par l'atmosphère. Dans la théorie classique standard, la lumière est traitée comme oscillation dans un $de\; champ\; \backslash \; psi$. Pour ondes planes monochromatiques arrivant d'une source ponctuelle éloignée avec $d\text{'}onduler-vecteur\; \backslash \; mathbf\; \{k\}$ : $\backslash \; psi\_\; \{0\}\; \backslash \; (\backslash \; mathbf\; \{r\},\; t\; \backslash \; droit)$

laissé A_ {u} e^ {I \ parti (\ phi_ {u} + 2 \ pi \ NU t + \ mathbf {} de k \ cdot \ mathbf {r} \ droit)}

Le flux de photon est dans ce cas-ci proportionnel à la place du le $A\_\; d\text{'}amplitude\; \{u\}$, et la phase optique correspond au complexe argument du $\backslash \; du\; psi\_\; \{0\}$. Comme les fronts des ondes traversent la terre l'atmosphère ils peuvent être perturbés par des variations d'indice de réfraction de l'atmosphère. Le diagramme au dessus-droit de cette page montre schématiquement une couche turbulente dans L'atmosphère terrestre perturbant des fronts des ondes planaires avant qu'ils écrivent a télescope. Le $defront\; des\; ondes\backslash \; psi\_\; perturbés\; \{p\}$ en peuvent être connexes à instant donné au $de\; front\; des\; ondes\; \backslash \; au\; psi\_\; planaires\; originaux\; \{0\}\; \backslash \; (\backslash \; mathbf\; \{r\}\; \backslash \; droit)$ laissé de la façon suivante : $\backslash \; psi\_\; \{p\}\; \backslash \; parti\; (\backslash \; mathbf\; \{r\}\; \backslash \; droit)\; =\; \backslash \; parti\; (\backslash \; chi\_\; \{\}\; d\text{'}a\; \backslash \; laissé\; (\backslash \; mathbf\; \{r\}\; \backslash \; droits)\; e^\; \{I\; \backslash \; phi\_\; \{\}\; d\text{'}a\; \backslash \; laissé\; (\backslash \; mathbf\; \{r\}\; \backslash \; droit)\}\backslash \; droit)\; \backslash \; psi\_\; \{0\}\; \backslash \; laissés\; (\backslash \; mathbf\; \{r\}\; \backslash \; droits)$

là où le $\backslash \; chi\_\; \{a\}\; \backslash \; (\backslash \; mathbf\; \{r\}\; \backslash \; droit)$ laissé représente le partiel changent dans front des ondes amplitude et $\backslash \; phi\_\; \{\}\; d\text{'}a\; \backslash \; à\; gauche\; (\backslash \; mathbf\; \{r\}\; \backslash \; droit)$ est le changement de la phase de front des ondes présentée par l'atmosphère. Il est important pour souligner ces $\backslash \; chi\_\; \{a\}\; \backslash \; (\backslash \; mathbf\; \{r\}\; \backslash \; droit)$ laissé et le $\backslash \; phi\_\; \{a\}\; \backslash \; (\backslash \; mathbf\; \{r\}\; \backslash \; droit)$ laissés décrivent l'effet de la terre l'atmosphère, et les calendriers pour tous les changements de ces fonctions être placé par la vitesse des fluctuations d'indice de réfraction dans l'atmosphère.

Le modèle de Kolmogorov de la turbulence

Une description de la nature des perturbations de front des ondes a présenté par l'atmosphère est fourni par le Kolmogorov modèle développé par le Tatarski (1961) , basé en partie sur les études de la turbulence par russe Andreï Kolmogorov de mathématicien (voir les références de au-dessous de par Kolmogorov). Ce modèle est soutenu par des une série de mesures expérimentales (voir par exemple les références de au-dessous de par Buscher et autres 1995, rossignol et Buscher 1991, O' Byrne 1988, Colavita et autres 1987) et est employé couramment dedans simulations de formation image astronomique. Le modèle suppose que des perturbations de front des ondes sont provoquées par des variations de indice de réfraction de l'atmosphère. Ces variations d'indice de réfraction mener directement pour mettre des fluctuations en phase décrites par le $\backslash \; phi\_\; \{a\}\; \backslash \; (\backslash \; mathbf\; \{r\}\; \backslash \; droit)$ laissés, mais toutes les fluctuations d'amplitude sont seulement provoqué comme effet de second ordre tandis que les fronts des ondes perturbés propager de la couche atmosphérique troublante au télescope. Pour tous les modèles raisonnables de l'atmosphère terrestre à optique et les longueurs d'onde infrarouges l'exécution instantanée de formation image est dominé par le $de\; fluctuations\; de\; phase\; \backslash \; phi\_\; \{a\}\; \backslash \; (\backslash \; mathbf\; \{r\}\; \backslash \; droit)$ laissé. Les fluctuations d'amplitude décrites près le $\backslash \; chi\_\; \{a\}\; \backslash \; (\backslash \; mathbf\; \{r\}\; \backslash \; droit)$ laissés ont l'effet négligeable sur structure des images vues au centre d'un grand télescope.

On assume qu'habituellement les fluctuations de phase dans le modèle de Tatarski ont une distribution aléatoire gaussienne avec le deuxième ordre suivant fonction de structure : $D\_\; \{\backslash \; phi\_\; \{a\}\}\; \backslash \; (\backslash \; mathbf\; \{\backslash \; rho\}\; \backslash \; droit)\; =\; laissé\; \backslash \; laissé\; \backslash \; langle\; \backslash \; sont\; partis\; |\; \backslash \; phi\_\; \{a\}\; \backslash \; est\; parti\; (\; \backslash \; mathbf\; \{r\}\; \backslash )\; -\; droit\; \backslash \; phi\_\; \{a\}\; \backslash \; est\; parti\; (\backslash \; +\; de\; mathbf\; \{r\}\; \backslash \; mathbf\; \{\backslash \; rho\}\; \backslash \; droit)\; \backslash \; droit\; |\; ^\; \{2\}\; \backslash \; \_\; bon\; \backslash \; rangle\; \{\backslash \; mathbf\; \{r\}\}$

là où $D\_\; \{\backslash$} de phi_ {a} \ laissé ({\ mathbf {\ rho}} \ droit) est désaccord atmosphérique induit entre la phase à deux parts de le front des ondes a séparé par un $de\; distance\; \backslash \; mathbf\; \{\backslash \; rho\}$ dans l'ouverture surfacer, et le représente la moyenne d'ensemble.

La fonction de structure de Tatarski (1961) peut être décrite en termes d'un $r\_\; simple\; de\; paramètre\; \{0\}$ :

$D\_\; \{\backslash$

} de phi_ {a} \ laissé ({\ mathbf {\ rho}} \ droit) 6.88 \ sont partis (\ frac {\ est parti | \ mathbf {\ rho} \ droit |} {r_ {0}} \ bon) ^ {5/3}

le $r\_\; \{0\}$ indique la force s fluctuations de phase en tant que lui correspond au diamètre d'une ouverture circulaire de télescope à laquelle les perturbations atmosphériques de phase commencent à limiter sérieusement l'image résolution. Valeurs typiques du $r\_\; \{0\}$ pour la bande I (Longueur d'onde de 900 nanomètre) les observations à de bons emplacements sont 20---40 cm. (1965) frit par et Le Noll (1976) a noté que le $r\_\; \{0\}$ correspond également à l'ouverture diamètre pour lequel le ^ de $\backslash \; sigma\; de\; désaccord\; \{2\}$ de la phase de front des ondes fait la moyenne au-dessus de l'ouverture vient approximativement à l'unité : $\backslash \; ^\; de\; sigma\; \{2\}\; =1.0299\; \backslash \; ^\; laissé\; (\backslash \; frac\; \{d\}\; \{r\_\; \{0\}\}\; \backslash \; bon)\; \{5/3\}$

Cette équation représente une définition utilisée généralement pour le $r\_\; \{0\}$, un paramètre fréquemment employé pour décrire les conditions atmosphériques aux observatoires astronomiques.

le $r\_\; \{0\}$ peut être déterminé d'un profil mesuré de C_N² (décrit ci-dessous) comme suit : $r\_\; de$

{0} = \ (^ de 16.7 \ lambda^ {- 2} (\ cos \ gamma) {- 1} \ 0} ^ de CAD C_ {N} ^ d'int_ {{\ infty} {2} (h) \ droit) ^ laissé {- 3/5}

là où le ^ du $C\_\; de\; force\; de\; turbulence\; \{N\}\; \{2\}\; (h)$ varie en fonction de la taille $h$ au-dessus du télescope, et du $\backslash \; gamma$ est la distance angulaire de la source astronomique du zénith (de directement au-dessus).

Le calendrier t₀ est simplement proportionnel à r₀ divisé par la vitesse du vent moyenne.

Le profil de C_N²

Une description plus complète de voir astronomique à un observatoire est donnée en produisant un profil de la force de turbulence en fonction de l'altitude, appelé le profil de C. _N². Des profils de C_N² sont généralement exécutés en décidant du type du système adaptatif de systeme optique qui sera nécessaire à un télescope particulier, ou en décidant si un endroit particulier serait un bon emplacement pour installer un nouvel observatoire astronomique. Typiquement, plusieurs méthodes sont employées simultanément pour mesurer le profil de C_N² et alors comparées. Certaines des méthodes les plus communes incluent :

Il y a également des fonctions mathématiques décrivant le profil de C_N². Certains sont des ajustements empiriques des données mesurées et d'autres essayent d'incorporer des éléments de théorie. Un modèle commun pour les masses continentales de terre est connu comme Hufnagel-Vallée après deux ouvriers dans ce sujet.

Franchissement de voir atmosphérique

La première réponse à ce problème était la formation image de tache de , qui a permis aux objets lumineux d'être observés avec très de haute résolution. Plus tard est venu le télescope spatial de Hubble de de s de la NASA le ', fonctionnant en dehors de l'atmosphère et n'avoir ainsi aucun problème voyant et permettant des observations des cibles faibles pour la première fois (bien qu'avec une résolution plus pauvre que des observations de tache des sources lumineuses des télescopes au sol en raison d'un plus petit diamètre du télescope de Hubble). Les images évidentes et infrarouges de la résolution la plus élevée viennent actuellement des interféromètres optiques de formation image tel que l'interféromètre optique de prototype de marine de ou le télescope optique de synthèse d'ouverture de Cambridge de .

Démarrant dans les années 90 , beaucoup de télescopes ont commencé à développer les systèmes adaptatifs du systeme optique qui résolvent partiellement le problème voyant, mais aucun des systèmes jusqu'ici établis ou conçus n'enlève complètement l'effet de l'atmosphère, et des observations sont habituellement limitées à une petite région du ciel entourant les étoiles relativement lumineuses.

Une autre technique meilleur marché, la formation image chanceuse , a eu des résultats très bons. Cette idée remonte aux observations d'avant-guerre de nu-oeil des moments de bon voir, qui ont été suivis des observations des planètes sur le film cinématographique après la deuxième guerre mondiale . La technique se fonde sur le fait que de temps à autre les effets de l'atmosphère seront négligeables, et par conséquent en enregistrant un grand nombre d'images en temps réel, une excellente image « chanceuse » peut être sélectionnée. Cette technique peut surpasser le systeme optique adaptatif dans beaucoup de cas et est même accessible aux amateurs. Elle, cependant, a besoin d'un plus long temps d'observation que les systemes optique adaptatifs pour la formation image s'évanouissent des cibles.

Voir également