Văzând

Efectele vizualizării pe Epsilon Aquilae a imaginilor luate cu un telescop.

În astronomie , termenul de a vedea (din engleză a vedea = a vedea) se referă la diverse fenomene datorate în principal atmosferei terestre care înrăutățește imaginea obiectelor astronomice, în lumina optică și în infraroșu. Condițiile de vedere pentru o anumită noapte și locație descriu cât de mult perturba atmosfera Pământului (în funcție de turbulență și temperatură ) imaginea corpurilor cerești observate. Vederea tipică la care se poate ajunge cu cele mai bune telescoape situate la altitudini mari și în centura ecuatorială, în Chile și Hawaii, este cuprinsă între 0,6 și 0,8 secunde de arc de interval rezolvabil. ^[1]

Cauzele de a vedea

Pentru a înțelege efectul de a vedea este util să luați în considerare un caz ideal. Presupunem că sursa observată este asemănătoare unui punct , adică unidimensională și că optica detectorului nu afectează calitatea imaginii. În absența unei atmosfere, detectorul ar observa sursa așa cum este, punctiformă; în timp ce în prezența unei mase de aer, imaginea sursei ar avea o extensie a suprafeței cu o densitate a fotonilor în scădere de la centrul imaginii sursei spre exterior cu un profil gaussian . Pentru a înțelege acest efect de împrăștiere al fotonilor trebuie să credem că un detector, cum ar fi un telescop, obține imaginea unui obiect prin expuneri (sau ipostaze) mai mult sau mai puțin lungi, care îi permit să acumuleze lumina care vine de la sursă. În timpul instalării, condițiile straturilor conului de atmosferă dintre sursa punctuală și suprafața detectorului se schimbă frecvent. Aceste variații corespund unei modificări a indicelui de refracție , care afectează traiectoria razelor de lumină și, prin urmare, pe punctele suprafeței detectorului unde lovesc razele. În scopuri practice, turbulența atmosferică are ca efect deplasarea rapidă (cu un timp de ordinul milisecundelor) a imaginii sursei de pe detector. Cât de mult este deplasată imaginea depinde de turbulență: cu cât straturile atmosferei sunt mai turbulente, cu atât este mai mare deplasarea.

Imaginea finală a sursei va fi dată de suprapunerea tuturor punctelor sosite la detector în timpul expunerii. Funcția care descrie modul în care diferitele raze de lumină sunt distribuite pe suprafața detectorului (adică imaginea finală) se numește funcția de răspândire punctuală ( PSF ). Această distribuție este adesea reprezentată, pentru simplitate, cu o funcție gaussiană . Există și alte funcții analitice care pot reproduce mai bine PSF real al surselor: un exemplu este dat de funcția Moffat (numită și Moffattiana). Cea mai obișnuită măsură a vădirii este dată de lățimea la jumătate maximă ( FWHM , lățimea completă engleză la jumătate maximă) a PSF și este exprimată în secunde de arc. FWHM este, de asemenea, un punct de referință util pentru înțelegerea rezoluției unghiulare maxime obținută cu telescoapele: cele mai bune condiții de vizualizare de la sol permit să aibă un FWHM de aproximativ 0,4 secunde de arc și se obțin numai în anumite locuri și pentru câteva nopți pe an; aceste condiții sunt obținute, de exemplu, în observatoare situate la altitudini mari și pe insule mici, cum ar fi la Mauna Kea din Hawaii sauLa Palma sau la baza Concordia din Antarctica .

În realitate, efectele vizualizării sunt mult mai complexe:

• mai întâi pentru că multe corpuri cerești nu sunt punctiforme, ci au o extensie intrinsecă observabilă cu telescoape (de exemplu, planete, galaxii, stele foarte apropiate), în timp ce numai stelele și quasarele îndepărtate pot fi aproximate la surse asemănătoare punctelor. În cazul surselor extinse, imaginea observată este dată de convoluția profilului de luminozitate al obiectului cu PSF.
• O altă complicație este dată de faptul că în PSF trebuie luate în considerare și efectele zgomotului instrumental care degradează imaginea, cum ar fi, de exemplu, aberații optice, erori de urmărire etc.
• O sursă de indiferență nefericită este dată de efectele domului. Turbulența datorată gradienților de temperatură între interiorul și exteriorul clădirii, între oglinzile telescopului și aerul chiar deasupra suprafeței poate duce la dublarea, dacă nu triplarea valorilor de vedere, în special în acele mici telescoape construite. Înainte de studii privind efectul atmosfera pe observatii.

Cele două scale cele mai adoptate pentru „Vederea valorilor” sunt scala Antoniadi , valabilă mai presus de toate pentru observarea planetară și scala Pickering , valabilă în special pentru observarea stelelor duble și a tuturor așa-numitelor „surse asemănătoare punctelor”.

Notă

Bibliografie

• ( EN ) David L. Fried, Statistics of a Geometric Representation of Wavefront Distortion , în Journal of the Optical Society of America , n. 55, 1965, pp. 1427-1435.
• ( EN ) RJ Noll, polinoame Zernike și turbulențe atmosferice , în Journal of the Optical Society of America , n. 66, 1976, pp. 207-211.
• ( EN ) CE Coulman, Aspecte fundamentale și aplicate ale „Vederii” astronomice ( PDF ), în Revista anuală de astronomie și astrofizică , n. 23, 1985, pp. 19-57.

Elemente conexe

• Imagistica cu pete
• Sclipici

Alte proiecte

• Wikimedia Commons conține imagini sau alte fișiere despre Vizualizare

Portalul astronomiei : accesați intrările Wikipedia care se ocupă de astronomie și astrofizică