Атмосферные искажения света в астрономии

Введение

Атмосферные искажения света

В астрономии, «видение» – это ухудшение качества изображения астрономического объекта из-за турбулентности в атмосфере Земли, которое может проявляться как размытость, мерцание или непостоянные искажения. Причиной этого эффекта являются быстро меняющиеся колебания оптического показателя преломления вдоль пути света от объекта до детектора. «Видение» является основным фактором, ограничивающим угловое разрешение в астрономических наблюдениях с помощью телескопов, которое в противном случае определялось бы дифракцией, обусловленной размером апертуры телескопа. В настоящее время многие крупные научные наземные оптические телескопы оснащаются адаптивной оптикой для компенсации влияния «видения». Характеристикой качества «видения» часто служит угловой диаметр изображения звезды, полученного при длительной экспозиции (диск «видения»), или параметр Фрида r0. Диаметр диска «видения» определяется как полная ширина на половине максимальной оптической интенсивности. Время экспозиции в несколько десятков миллисекунд в данном контексте можно считать длительным. Параметр Фрида описывает размер воображаемой апертуры телескопа, для которой дифракционно-ограниченное угловое разрешение равно разрешению, ограниченному «видением». Как размер диска «видения», так и параметр Фрида зависят от длины волны света, однако обычно их указывают для 500 нанометров. Диск «видения» диаметром менее 0,4 угловой секунды или параметр Фрида больше 30 сантиметров считается отличным «видением». Наилучшие условия обычно наблюдаются в высокогорных обсерваториях, расположенных на небольших островах, таких как Мауна-Кеа или Ла-Пальма.

Полная ширина при полумаксимальной (FWHM) ширине видимого диска

Без атмосферы небольшая звезда имела бы видимый размер, так называемый «диск Эйри», на телескопическом изображении, определяемый дифракцией, и был бы обратно пропорционален диаметру телескопа. Однако, когда свет входит в атмосферу Земли, различные температурные слои и разные скорости ветра искажают световые волны, приводя к искажениям в изображении звезды. Эффекты атмосферы можно смоделировать как вращающиеся ячейки воздуха, движущиеся турбулентно. На большинстве обсерваторий турбулентность существенно проявляется только на масштабах, превышающих r0 (см. ниже – параметр видимости r0 составляет 10–20 см в видимом диапазоне длин волн при лучших условиях), что ограничивает разрешение телескопов примерно таким же, как у космического телескопа диаметром 10–20 см. Искажения меняются с высокой скоростью, обычно более 100 раз в секунду. На типичном астрономическом изображении звезды с экспозицией в секунды или даже минуты, различные искажения усредняются, образуя заполненный диск, называемый «диском видимости». Диаметр диска видимости, чаще всего определяемый как полная ширина на полувысоте максимума (FWHM), является мерой астрономических условий видимости. Из этого определения следует, что видимость всегда является переменной величиной, различающейся в зависимости от места, от ночи к ночи и даже в течение минут. Астрономы часто говорят о «хороших» ночах с низким средним диаметром диска видимости и о «плохих» ночах, когда диаметр диска видимости был настолько велик, что все наблюдения оказались бесполезными. FWHM диска видимости (или просто «видимость») обычно измеряется в дуговых секундах, обозначаемых символом (″). Видимость в 1,0″ считается хорошей для средних астрономических площадок. Видимость в городской среде обычно значительно хуже. Хорошая видимость обычно наблюдается в ясные, холодные ночи без порывов ветра. Подъем теплого воздуха (конвекция), а также ветер и облака ухудшают видимость. На лучших высокогорных обсерваториях ветер приносит стабильный воздух, который ранее не контактировал с землей, иногда обеспечивая видимость до 0,4″.

Without an atmosphere, a small star would have an apparent size, an "Airy disk", in a telescope image determined by diffraction and would be inversely proportional to the diameter of the telescope. However, when light enters the Earth's atmosphere, the different temperature layers and different wind speeds distort the light waves, leading to distortions in the image of a star. The effects of the atmosphere can be modeled as rotating cells of air moving turbulently. At most observatories, the turbulence is only significant on scales larger than r0 (see below—the seeing parameter r0 is 10–20 cm at visible wavelengths under the best conditions) and this limits the resolution of telescopes to be about the same as given by a space based 10–20 cm telescope. The distortion changes at a high rate, typically more frequently than 100 times a second. In a typical astronomical image of a star with an exposure time of seconds or even minutes, the different distortions average out as a filled disc called the "seeing disc". The diameter of the seeing disk, most often defined as the full width at half maximum (FWHM), is a measure of the astronomical seeing conditions. It follows from this definition that seeing is always a variable quantity, different from place to place, from night to night, and even variable on a scale of minutes. Astronomers often talk about "good" nights with a low average seeing disc diameter, and "bad" nights where the seeing diameter was so high that all observations were worthless. The FWHM of the seeing disc (or just "seeing") is usually measured in arcseconds, abbreviated with the symbol (″). A 1.0″ seeing is a good one for average astronomical sites. The seeing of an urban environment is usually much worse. Good seeing nights tend to be clear, cold nights without wind gusts. Warm air rises (convection), degrading the seeing, as do wind and clouds. At the best high altitude mountaintop observatories, the wind brings in stable air which has not previously been in contact with the ground, sometimes providing seeing as good as 0.4".

r0 и t0

Астрономические условия наблюдения в обсерватории удобно описываются параметрами r0 и t0. Для телескопов с диаметром, меньшим чем r0, разрешение изображений длительной экспозиции определяется главным образом дифракцией и размером диска Эйри и, следовательно, обратно пропорционально диаметру телескопа. Для телескопов с диаметром, превышающим r0, разрешение изображения определяется преимущественно атмосферой и не зависит от диаметра телескопа, оставаясь постоянным на уровне, достигаемом телескопом диаметром, равным r0. r0 также соответствует масштабу, на котором турбулентность становится существенной (10–20 см в видимом диапазоне длин волн в хороших обсерваториях), а t0 – масштабу времени, на котором изменения в турбулентности становятся существенными. r0 определяет расстояние между актуаторами, необходимое в системе адаптивной оптики, а t0 – скорость коррекции, требуемую для компенсации влияния атмосферы. Параметры r0 и t0 изменяются в зависимости от длины волны, используемой для астрономической съемки, что позволяет получать изображения с немного более высоким разрешением на больших длинах волн при использовании больших телескопов. Параметр r0 часто называют параметром Фрида в честь Дэвида Л. Фрида. Атмосферное время t0 часто называют временной константой Гринвуда в честь Даррила Гринвуда.

Смягчение

Первым решением этой проблемы стала спекл-имджинговая съемка, которая позволила наблюдать яркие объекты с простой морфологией с дифракционно-ограниченным угловым разрешением. Позже появился космический телескоп НАСА «Хаббл», работающий за пределами атмосферы и, следовательно, не подверженный влиянию атмосферных искажений, что впервые позволило проводить наблюдения слабых объектов (хотя и с более низким разрешением, чем спекл-имджинговые наблюдения ярких источников с наземных телескопов из-за меньшего диаметра телескопа «Хаббл»). В настоящее время наивысшее разрешение видимых и инфракрасных изображений обеспечивают интерферометры, такие как прототип оптического интерферометра ВМС или Кембриджский телескоп синтеза оптической апертуры, но они могут использоваться только для очень ярких звезд. Начиная с 1990-х годов, многие телескопы оснащаются адаптивными оптическими системами, которые частично решают проблему атмосферных искажений. Лучшие из созданных систем, такие как SPHERE на ESO VLT и GPI на телескопе Gemini, достигают коэффициента Стреля 90% при длине волны 2,2 микрометра, но только в пределах очень небольшой области неба за один раз. Более широкое поле зрения можно получить, используя несколько деформируемых зеркал, конъюгированных с несколькими высотами в атмосфере, и измеряя вертикальную структуру турбулентности, в технике, известной как мультиконъюгированная адаптивная оптика. Другая, более дешевая техника, lucky imaging, показывает хорошие результаты на небольших телескопах. Эта идея берет начало в довоенных наблюдениях невооруженным глазом моментов хорошей видимости, за которыми после Второй мировой войны последовали наблюдения планет на кинопленке. Техника основана на том, что время от времени влияние атмосферы становится пренебрежимо малым, и, следовательно, путем записи большого количества изображений в реальном времени можно выделить «удачное» изображение с отличным качеством. Это происходит чаще, когда количество пятен размером r0 на зрачке телескопа не слишком велико, и, следовательно, техника перестает работать для очень больших телескопов. Тем не менее, в некоторых случаях она может превзойти адаптивную оптику и доступна для любителей. Для получения изображений слабых объектов требуется значительно большее время наблюдения, чем при использовании адаптивной оптики, и она ограничена в максимальном разрешении.

The first answer to this problem was speckle imaging, which allowed bright objects with simple morphology to be observed with diffraction limited angular resolution. Later came NASA's Hubble Space Telescope, working outside the atmosphere and thus not having any seeing problems and allowing observations of faint targets for the first time (although with poorer resolution than speckle observations of bright sources from ground based telescopes because of Hubble's smaller telescope diameter). The highest resolution visible and infrared images currently come from imaging optical interferometers such as the Navy Prototype Optical Interferometer or Cambridge Optical Aperture Synthesis Telescope, but those can only be used on very bright stars. Starting in the 1990s, many telescopes have developed adaptive optics systems that partially solve the seeing problem. The best systems so far built, such as SPHERE on the ESO VLT and GPI on the Gemini telescope, achieve a Strehl ratio of 90% at a wavelength of 2.2 micrometers, but only within a very small region of the sky at a time. A wider field of view can be obtained by using multiple deformable mirrors conjugated to several atmospheric heights and measuring the vertical structure of the turbulence, in a technique known as Multiconjugate Adaptive Optics. Another cheaper technique, lucky imaging, has had good results on smaller telescopes. This idea dates back to pre war naked eye observations of moments of good seeing, which were followed by observations of the planets on cine film after World War II. The technique relies on the fact that every so often the effects of the atmosphere will be negligible, and hence by recording large numbers of images in real time, a 'lucky' excellent image can be picked out. This happens more often when the number of r0 size patches over the telescope pupil is not too large, and the technique consequently breaks down for very large telescopes. It can nonetheless outperform adaptive optics in some cases and is accessible to amateurs. It does require very much longer observation times than adaptive optics for imaging faint targets, and is limited in its maximum resolution.