Vendo

Esquema da criação de turbulência óptica (visão) na atmosfera terrestre

Na astronomia, é ver ( inglês : veja ) o fato e a quantidade de borrões da imagem devido à turbulência do ar , principalmente na camada de ar da superfície , mas também na cúpula do telescópio e suas imediações. É geralmente indicado em segundos de arco , e frequentemente na largura FWHM de meia largura (largura total na metade do máximo) da imagem de uma fonte pontual (por exemplo, como estrela distante) medida.

Ao observar visualmente em um telescópio, a visão é expressa pela rápida dança da estrela para frente e para trás em uma fração de segundo e, em algumas condições climáticas, também por uma imagem borrada. Na astrofotografia , aumenta o disco estelar em forma de ponto, dependendo da duração do tempo de exposição. A fim de determinar a visão momentânea diretamente de uma gravação, a imagem deve ser exposta (integrada) por vários segundos.

Visão geral

Valores abaixo de 1 "são referidos como boa visão, mas em condições climáticas com forte turbulência do ar, pode ser de 5" e mais. Os valores típicos para observatórios no continente europeu são 1,5 a 2 segundos de arco. Em locais particularmente favoráveis ​​como a Sierra Nevada no sul da Espanha, o Deserto de Atacama no Chile, nas Ilhas Canárias ou no Havaí, onde estão localizados os grandes telescópios modernos , o valor médio (mediana) é melhor do que um segundo de arco, em condições muito pode até estar abaixo de 0, 4 "afundamento.

A visão depende um pouco do comprimento de onda da luz observada; a radiação de ondas mais longas tem valores menores. Sem especificar o comprimento de onda, ele se refere principalmente a 500 nm (luz turquesa). Ver é um resultado direto da turbulência óptica da atmosfera terrestre. Se a frente de onda de luz perfeitamente planar de uma estrela distante passar pela atmosfera da Terra, a frente de onda será dobrada na faixa de alguns micrômetros (0,001 mm). Para a luz visível, esses distúrbios são geralmente maiores do que o comprimento de onda da luz.

O valor médio atual da visão também pode mudar de um minuto para o outro, dependendo das condições atmosféricas. A turbulência do ar é consequência de mudanças em seu índice de refração, que muda tanto com o tempo (velocidade do vento) quanto com a localização ao longo da linha de visão. Óticas pequenas como o olho humano podem observar a visão através do piscar das estrelas. Pequenos telescópios com uma abertura máxima de aproximadamente 10 cm de diâmetro sofrem principalmente com o movimento da imagem atmosférica durante longas exposições. Com tempos de exposição curtos, imagens limitadas por difração com meias-larguras de cerca de 1 segundo de arco podem ser gravadas. Em geral, o movimento da imagem diminui com aberturas maiores. Em telescópios com aberturas maiores que aproximadamente 10 cm de diâmetro, a imagem de uma fonte pontual geralmente "se divide" em vários pontos e a meia largura de uma fonte pontual não é mais determinada pelo tamanho do telescópio, mas pela visão.

Para obter uma imagem independente da visão e tão limitada quanto possível pela difração, existem várias medidas técnicas de compensação, como interferometria de speckle , imagem da sorte ou óptica adaptativa . Essas técnicas levam a resultados muito bons com campos de visão relativamente pequenos na faixa do infravermelho .

Emergência

Desenho animado: turbulência óptica

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Cintilação da estrela mais brilhante no céu noturno Sirius (brilho aparente = -1,1 mag) no céu noturno pouco antes da culminação superior no meridiano sul a uma altura de 20 ° acima do horizonte. O Sirius se move 7,5 minutos de arco da esquerda para a direita durante os 29 segundos.

Ver a deterioração é causada pela turbulência nas camadas de ar que desviam irregularmente (refratam) a luz que chega de fora da atmosfera terrestre . Ao observar a olho nu, o efeito pode ser visto como o piscar e o cintilar das estrelas ( cintilação ). Em imagens com tempos de exposição mais longos, a visão leva ao feixe de luz de uma fonte pontual sendo “espalhado” por uma área maior; a imagem fica desfocada. Quanto menor o comprimento de onda observado , maior o efeito de deflexão e mais rápido ele muda . Uma forma extrema desse efeito de turbulência é o ar tremeluzente sobre o asfalto quente.

Ver tem várias causas. A corrente de jato na alta atmosfera é amplamente laminar e dificilmente contribui para a visão. No entanto, a camada de transição para camadas de ar mais profundas costuma ser turbulenta e uma das principais causas de visão. Outras camadas de transição podem fortalecê-lo em um nível inferior. O vento próximo ao solo costuma ser turbulento porque o ar flui sobre saliências ou obstáculos. O clima também influencia a visão: por trás de uma frente fria (veja o clima de trás ) o ar é muito puro, mas muito turbulento. As térmicas próximas ao solo também contribuem para a agitação do ar , causada pela diferença de temperatura entre o solo aquecido durante o dia e o ar frio da noite . O Bodenseeing térmico também é agravado pela mudança da vegetação , especialmente das florestas.

Visão ruim (4-5 ") ao observar a cratera lunar Clavius

Esses fatores não podem ser influenciados ativamente, mas podem ser minimizados por uma escolha adequada do local do telescópio. No Chile, por exemplo, a corrente do jato e o vento abaixo são em grande parte paralelos, o que reduz a turbulência. Além disso, o vento vem do mar, o que significa que a turbulência perto do solo também é menor. É, portanto, um local preferido para telescópios gigantes modernos .

Existem também contribuições artificiais para ver através das térmicas do próprio telescópio e da cúpula do telescópio ("visão em cúpula", na refração do hall alemão ). Isso pode ser evitado pintando a cúpula de branco, resfriamento ativo durante o dia para a temperatura noturna esperada e um design inteligente. Em geral, todas as fontes de calor dentro da cúpula pioram a visão. Isso também se aplica ao observador e sua radiação de calor, razão pela qual os grandes telescópios estão cada vez mais sendo controlados a partir de salas de controle separadas. A fim de atingir o maior fluxo laminar possível diretamente no telescópio, os telescópios de pesquisa não são mais construídos com um grande tubo fechado, mas com um tubo de espaço tubular permeável ao ar . Além disso, os domos telescópicos de hoje podem ser abertos muito mais largos do que os designs anteriores.

Como a visão é causada pela mudança do índice de refração do ar e pelos movimentos irregulares do ar, fala-se de turbulência óptica na atmosfera.

Descrição das perturbações ópticas

Muitos astrônomos amadores classificam a visão com valores de 1 a 5, análogos às notas escolares (ver escala de Antoniadi ). Métodos mais complexos são descritos abaixo.

Visual versus fotográfico

Mesmo quando o ar é muito turbulento, geralmente há breves momentos com uma imagem calma do telescópio que um observador experiente pode usar para esboçar detalhes finos. Na foto acima da cratera lunar Clavius , duas pequenas crateras com 1 × 2 "(diâmetro de 2 km) podem ser vistas à esquerda e à direita da cratera do meio por cerca de 0,2 segundos, embora a visão seja de quase 5". Na astrofotografia , por outro lado, isso só é possível com muito esforço, pois o balanço da imagem aumenta durante a exposição.

Com uma webcam moderna , isso pode ser evitado com a lua e planetas brilhantes : você tira pelo menos 100 fotos com um tempo de exposição muito curto, procura as 10 melhores e calcula a média delas no PC para formar uma imagem artificial. Isso permite que você quase alcance a nitidez visual do momento, ou até mesmo a exceda para 500 a 1000 fotos.

r ₀ e t ₀

A visão da localização de um telescópio pode ser descrita pela escala de localização e pela escala de tempo . Para telescópios com diâmetro menor que , a meia largura de uma fonte pontual é proporcional ao comprimento de onda e recíproca ao diâmetro do telescópio para uma exposição de longo prazo : ${\ displaystyle r_ {0}}$${\ displaystyle t_ {0}}$${\ displaystyle D}$${\ displaystyle r_ {0}}$${\ displaystyle \ mathrm {FWHM}}$${\ displaystyle \ lambda}$

${\ displaystyle \ mathrm {FWHM} = {\ frac {\ lambda} {D}}}$

Telescópios com um diâmetro maior que , por outro lado, têm uma largura limitada na metade do máximo: ${\ displaystyle r_ {0}}$${\ displaystyle r_ {0}}$

${\ displaystyle \ mathrm {FWHM} = {\ frac {\ lambda} {r_ {0}}}}$

${\ displaystyle r_ {0}}$ para luz visível em boas condições de visibilidade é de 10-20 cm e normalmente 5 cm ao nível do mar.

${\ displaystyle r_ {0}}$é frequentemente referido como o parâmetro Fried após David L. Fried e é proporcional a . ${\ displaystyle \ lambda ^ {6/5}}$

A escala de tempo típica para as flutuações atmosféricas resulta da divisão pela velocidade média do vento: ${\ displaystyle t_ {0}}$${\ displaystyle r_ {0}}$

${\ displaystyle t_ {0} \ approx {\ frac {0 {,} 3 \, r_ {0}} {v _ {\ mathrm {vento}}}}}$.

Para a luz visível, está na faixa de alguns milissegundos. Se o tempo de observação for menor que , as perturbações atmosféricas são, por assim dizer, congeladas; se for significativamente mais alto, uma imagem calculada sobre os resultados das perturbações. ${\ displaystyle t_ {0}}$

O modelo de turbulência de Kolmogorov

De acordo com Andrei Nikolajewitsch Kolmogorow , a turbulência na atmosfera terrestre surge do fornecimento de energia do sol em grandes bolas de ar ( redemoinhos ) com o tamanho característico L ₀ . Estes finalmente desintegrar-se em esferas menores e menores de ar do tamanho característico l ₀ , que convertem a energia em calor através de viscosidade ( dissipação ). Os valores típicos para L ₀ estão na faixa de algumas dezenas a várias centenas de metros e para I ₀ na faixa de alguns milímetros.

A base físico-matemática do modelo de Kolmogorov é baseada, entre outras coisas, no conceito de funções estruturais. Supõe-se que para as perturbações estatísticas (turbulentas) (perturbações de fase, perturbações de temperatura, perturbações de pressão) consideradas, o respectivo valor médio espacial (marcado por parênteses angulares) é zero, por ex. B. para a fase de ondas eletromagnéticas φ aplica-se o seguinte: <φ> = 0. Este modelo é apoiado por um grande número de medições e é frequentemente usado para simular imagens astronômicas.

A função de estrutura D descreve as propriedades espaciais do meio turbulento. Isso é feito determinando a diferença média do processo estatístico em dois locais ( r e r + ρ ):

${\ displaystyle D _ {\ phi} \ left (\ mathbf {\ rho} \ right) = \ left \ langle \ left | \ phi \ left (\ mathbf {r} \ right) - \ phi \ left (\ mathbf {r} + \ mathbf {\ rho} \ right) \ right | ^ {2} \ right \ rangle}$.

O modelo de turbulência de Kolmogorov leva a uma relação simples (por Valerian Illich Tatarskii ) entre a função de estrutura de fase D _φ e um único parâmetro, o chamado comprimento de coerência r ₀ (também chamado de parâmetro de Fried). O seguinte se aplica:

${\ displaystyle D _ {\ phi} \ left ({\ mathbf {\ rho}} \ right) = 6 {,} 88 \ left ({\ frac {\ left | \ mathbf {\ rho} \ right |} { r_ {0}}} \ right) ^ {5/3}}$

${\ displaystyle r_ {0}}$é uma medida da força da turbulência ou da mudança de fase. Fried (1965) e Noll (1976) descobriram que também corresponde ao diâmetro para o qual a variância da fase calculada sobre a abertura ( diâmetro do telescópio) d atinge 1: ${\ displaystyle r_ {0}}$${\ displaystyle \ sigma ^ {2}}$

${\ displaystyle \ sigma ^ {2} = 1 {,} 03 \ left ({\ frac {d} {r_ {0}}} \ right) ^ {5/3}}$

Esta equação é a definição comum para . ${\ displaystyle r_ {0}}$

Representação de distúrbios ópticos por polinômios de Zernike

Em óptica, os erros de imagem (aberrações) são freqüentemente representados como a soma de polinômios especiais, os chamados polinômios de Zernike . O mesmo pode ser feito para as aberrações atmosféricas estatísticas; no entanto, neste caso, os coeficientes dos polinômios de Zernike, por ex. B. Descreva desfocagem, coma, astigmatismo, etc., agora também funções estatísticas que mudam com o tempo. A tabela seguinte (com base na Noll 1976) dá as amplitudes quadrados médios do aberrações Δ _j e a perturbação de fase remanescente, após eliminação dos primeiros j termos:

${\ displaystyle Z_ {j}}$	n	m	equação	Descrição	${\ displaystyle \ Delta _ {j}}$	${\ displaystyle \ Delta _ {j} - \ Delta _ {j-1}}$
Z1	0	0	${\ displaystyle 1}$		1.030 S	-
Z2	1	1	${\ displaystyle 2r \ cos \ phi}$	inclinar	0.582 S	0,448 S
Z3	1	1	${\ displaystyle 2r \ sin \ phi}$	inclinar	0.134 S	0,448 S
Z4	2	0	${\ displaystyle {\ sqrt {3 (2r ^ {2} -1)}}}$	Desfocar	0.111 S	0,023 S
Z5	2	2	${\ displaystyle {\ sqrt {6r ^ {2} \ sin 2 \ phi}}}$	astigmatismo	0,0880 S	0,023 S
Z6	2	2	${\ displaystyle {\ sqrt {6r ^ {2} \ cos 2 \ phi}}}$	astigmatismo	0,0648 S	0,023 S
Z7	3	1	${\ displaystyle {\ sqrt {8 (3r ^ {3} -2r) \ sin \ phi}}}$	coma	0,0587 S	0,0062 S
Z8	3	1	${\ displaystyle {\ sqrt {8 (3r ^ {3} -2r) \ cos \ phi}}}$	coma	0,0525 S	0,0062 S
Z9	3	3	${\ displaystyle {\ sqrt {8r ^ {3} \ sin 3 \ phi}}}$		0,0463 S	0,0062 S
Z10	3	3	${\ displaystyle {\ sqrt {8r ^ {3} \ cos 3 \ phi}}}$		0,0401 S	0,0062 S
Z11	4º	0	${\ displaystyle {\ sqrt {5 (6r ^ {4} -6r ^ {2} +1)}}}$	Aberração esférica	0,0377 S	0,0024 S

Na tabela, as abreviaturas significam: , a distância a partir do centro, o ângulo de azimute. ${\ displaystyle S = (D / r_ {0}) ^ {5/3}}$${\ displaystyle r}$${\ displaystyle \ phi}$

Balanças

Existem diferentes escalas para avaliar a visão. Eles diferem no esforço necessário para determinar o valor de visão e no fato de serem ou não dependentes do instrumento.

Uma vez que diferentes fatores de perturbação atmosférica estão presentes em diferentes locais , uma especificação específica do local de uma escala de visão é útil quando se trata da escolha do local de observação. Tal declaração sobre a turbulência do ar na atmosfera pertence a todo relato de observação de um objeto astronômico .

Ver em uma escala de visão é avaliado principalmente por meio de recursos óticos . Porém, como a avaliação da visão depende muito de sua aparência, informações sobre o instrumento utilizado (tipo de instrumento e ampliação) fazem parte de todo relato de observação.

Na astronomia profissional, a visão é hoje determinada com um denominado monitor de visão (DIMM, Monitor de Movimento de Imagem Diferencial e MASS, Sensor de Cintilação Multi-Abertura) como padrão. Escalas mais antigas como as descritas abaixo são praticamente usadas apenas na astronomia amadora.

Balança de Pickering

A escala de Pickering de William Henry Pickering fornece informações sobre o grau de turbulência do ar em comparação com uma imagem perfeita sem perturbações atmosféricas. Portanto, a indicação da visão também é dada na forma 1/10 (para o pior), 2/10 etc. Pickering usou um refrator com uma abertura de 5 polegadas (12,7 cm) ao criar sua escala .

A classificação ocorre em dez categorias:

1. Muito ruim: a estrela tem o dobro do diâmetro do terceiro anel de difração . A estrela parece ter 13 ″ de diâmetro.
2. Muito ruim: a estrela ocasionalmente é maior que o diâmetro do terceiro anel de difração.
3. De ruim a muito ruim: a estrela é quase tão grande quanto o diâmetro do terceiro anel de difração (6,7 ″) e mais brilhante no meio.
4. Mau: o disco da estrela central pode ser visto com freqüência. Partes dos anéis de difração (arcos) às vezes podem ser vistas.
5. Barato: o disco da estrela central está sempre visível. Os arcos dos anéis de difração são freqüentemente visíveis.
6. De barato a bom: o disco da estrela central está sempre visível. Arcos curtos dos anéis de difração são sempre visíveis.
7. Bom: o disco da estrela central às vezes é bem definido. Os anéis de difração podem ser vistos como arcos longos ou círculos completos.
8. De bom a excelente: o disco central da estrela é sempre bem definido. Os anéis de difração podem ser vistos como círculos completos ou arcos longos, mas em movimento.
9. Excelente: o anel de difração interno é calmo. Os anéis externos estão ocasionalmente em repouso.
10. Excelente / perfeito: Todo o padrão de difração é completamente calmo.

9 e 10 não podem ser encontrados na Europa Central .

Escala de Antoniadi

A escala Antoniadi de Eugène Michel Antoniadi permite uma classificação aproximada da visão. É usado principalmente na astronomia amadora e baseia-se nas notas escolares .

A avaliação é de I a V:

• Eu aperfeiçoo a imagem sem a menor perturbação na imagem
• II rubor leve, mas fases de calma que duram pelo menos alguns segundos
• III repouso aéreo medíocre, tremor perceptível da imagem
• IV visão ruim, oscilando constantemente
• V muito ruim, o que dificilmente permite fazer um esboço.

Assistindo em observatórios

Os observatórios são preferencialmente instalados em locais com distúrbios atmosféricos particularmente baixos. Na grande maioria dos locais de pesquisa de astronomia com grandes telescópios ópticos da classe de 8-10 m, a visão média a um comprimento de onda de 500 nm é inferior a 0,8 segundos de arco.

Cruzando a barreira da visão

Com telescópios ópticos convencionais, a visão limita a resolução angular a aproximadamente 1 segundo de arco. Isso corresponde ao limite de resolução teórica de um telescópio de 12,5 cm a um comprimento de onda de 0,5 µm (luz verde). O primeiro passo para quebrar essa barreira foi a interferometria speckle , que permite a observação de objetos brilhantes com alta resolução. Para tanto, é feito um grande número de imagens de um mesmo objeto, cada uma com um tempo de exposição menor que t ₀ . O desvio de fase ( bispectro ) é calculado por meio de uma análise matemática de imagem para que os desvios temporários se cancelem. Métodos simplificados como " Image Stacking ", que eliminam os dois modos de inclinação Zernike simplesmente deslocando a imagem, já permitem uma melhoria por um fator de 8; " Lucky Imaging " é ainda melhor , que também usa apenas as imagens nas quais os distúrbios de fase restantes são baixos. A limitação básica do processo reside nos curtos tempos de exposição necessários. Durante esse tempo, o objeto observado deve fornecer luz suficiente para uma imagem de baixo ruído adequada para pós-processamento. Este limite foi deslocado significativamente para baixo, em particular através do desenvolvimento de sensores de imagem " Electron Multiplying CCD " altamente sensíveis, quase sem ruído .

No início de 1990, os primeiros grandes telescópios foram equipados com óptica adaptativa que compensa o distúrbio de fase. Quanto maior o espelho do telescópio e mais curto o comprimento de onda da observação, mais graus de liberdade o sistema deve ter para obter uma correção completa. Aqui, também, um objeto brilhante deve estar pelo menos nas proximidades do objeto examinado, a fim de fornecer informações suficientes para o ajuste da ótica. Este limite pode ser superado usando uma estrela guia de laser .

Da NASA 1990 foi o telescópio espacial Hubble em órbita. Não é afetado pela visão porque funciona fora da atmosfera. Devido ao seu diâmetro de espelho de 2,4 m, sua resolução é inferior à de telescópios terrestres maiores. O sucessor planejado, o Telescópio Espacial James Webb, tem um espelho primário com um diâmetro de 6,5 m.

literatura

• Fried, David L. (1965): Statistics of a Geometric Representation of Wavefront Distortion . J Opt Soc Am 55 , 1427-1435
• Noll, RJ (1976): Polinômios de Zernike e turbulência atmosférica . J Opt Soc Am 66 , 207-211
• Coulman, CE (1985): Fundamental and Applied Aspects of Astronomical "Seeing" Ann. Rev. Astron. Astrophys. 23: 19-57
• Andrey Nikolaevich Kolmogorov : A estrutura local de turbulência em fluido viscoso incompressível para números de Reynolds muito grandes . In: Proceedings of the USSR Academy of Sciences . 30, 1941, pp. 299-303. , traduzido para o inglês por V. Levin: Andrey Nikolaevich Kolmogorov: A estrutura local de turbulência em fluido viscoso incompressível para números de Reynolds muito grandes . In: Proceedings da Royal Society A . 434, No. 1991, 8 de julho de 1991, pp. 9-13. código bib : 1991RSPSA.434 .... 9K . doi : 10.1098 / rspa.1991.0075 .
• Andrey Nikolaevich Kolmogorov : Dissipação de Energia na Turbulência Localmente Isotrópica . In: Proceedings of the USSR Academy of Sciences . 32, 1941, pp. 16-18. , traduzido para o inglês por Andrey Nikolaevich Kolmogorov: A estrutura local de turbulência em fluido viscoso incompressível para números de Reynolds muito grandes . In: Proceedings da Royal Society A . 434, No. 1980, 8 de julho de 1991, pp. 15-17. código bib : 1991RSPSA.434 ... 15K . doi : 10.1098 / rspa.1991.0076 .

Evidência individual

1. ↑ A. Tokovinin e V. Kornilov: medições precisas observadas com MASS e DIMM MNRAS 381, pp 1179-1189 (2007) doi : 10.1111 / j.1365-2966.2007.12307.x

Links da web

• Enganando a visão , artigo da revista Sterne und Weltraum de outubro de 2004 (pdf)
• Imagem perturbada no céu ( lembrança de 19 de abril de 2005 no Internet Archive ), artigo de Christian Pinter, publicado no Wiener Zeitung 2005
• Sobre as páginas on-line de Seeing , epsylon-lyrae.de de JS Schlimmer
• Projeto: O local de observação perfeito páginas online astromerk.de de Hans Jürgen Merk