Vizibilitatea astronomică caracterizează estomparea și pâlpâirea corpurilor cerești , de exemplu, stelele . Apare din cauza turbulențelor locale din atmosfera terestră , provocând fluctuații ale indicelui optic de refracție . Starea vizibilității astronomice la un moment dat într-un loc dat indică cât de mult distorsionează atmosfera pământului lumina stelelor observate cu ajutorul unui telescop.
Cea mai comună modalitate de estimare a acesteia este măsurarea jumătății de lățime a luminozității optice a discului vizibil ( funcția de răspândire a punctului pentru o imagine distorsionată de atmosferă). Jumătatea lățimii acestei caracteristici este numită și „diametrul discului vizibil” sau „vizibilitate” și caracterizează cea mai bună rezoluție unghiulară posibilă în fotografia cu expunere lungă . În cele mai bune condiții, dimensiunea discurilor vizibile este de 0,4 secunde de arc . Astfel de condiții pot fi atinse la observatoarele de mare altitudine de pe insule mici precum Hawaii sau Palma .
Vizibilitatea redusă este una dintre cele mai mari probleme în astronomia de la sol: în timp ce telescoapele mari au o rezoluție teoretică de câteva miimi de secundă de arc, rezoluția lor reală este limitată de atmosferă de cel puțin sute de ori. Cu toate acestea, introducerea opticii adaptive în 1989 a îmbunătățit dramatic rezoluția telescoapelor de la sol.
Lumina din surse punctuale , de exemplu, stelele, în absența turbulenței atmosferice , are forma unui disc Airy , a cărui dimensiune este invers proporțională cu deschiderea, dar din cauza vizibilității astronomice scăzute, ia forma tremurului și pete irizate care își schimbă forma foarte repede. Imaginile rezultate pot fi procesate folosind interferometrie speckle .
Vizibilitatea scăzută este, de asemenea, responsabilă pentru sclipirea vizibilă a stelelor . Deoarece calitatea imaginii depinde de înălțimea unghiulară a regiunii observate (profil C N 2 ), calitatea imaginii în sistemele optice adaptive scade dacă steaua observată și steaua de calibrare sunt departe una de cealaltă.
Efectele descrise nu sunt diferite calitativ în intervalul vizibil până la infraroșu apropiat .
Pentru a descrie condițiile de vizibilitate astronomică în observatoare, se folosesc următorii parametri:
După cum sa menționat mai sus, dimensiunea discului Airy este invers proporțională cu deschiderea și este de obicei comparată cu diametrul discului vizibil la o deschidere egală cu r 0 (de obicei 10-20 cm). Astfel, pe măsură ce diametrul lentilei crește, rezoluția rămâne aceeași dacă imaginile rezultate nu sunt procesate. Acești parametri depind și de lungimea de undă.
Distorsiunile se modifică rapid, de obicei de peste 100 de ori pe secundă. De obicei, timpul de expunere atunci când fotografiați stelele este de secunde sau chiar minute, astfel încât diferitele distorsiuni sunt mediate și iau forma unui disc, numit funcție de răspândire a punctelor sau disc vizibil.
Vizibilitatea nu este constantă, de multe ori diferă nu numai de la un loc la altul sau de la noapte la noapte, dar se poate schimba în câteva minute. Dar tot sunt nopți „bune” și „rele”, în funcție de vizibilitate.
Vizibilitatea egală cu 1″ nu este rea pentru locurile medii de observații astronomice. În zonele urbane, vizibilitatea este de obicei mult mai proastă. Cea mai bună vizibilitate se observă de obicei în nopțile senine și reci, în absența rafalei de vânt. Creșterea aerului cald afectează observațiile la fel de mult ca vântul sau norii. În cele mai bune observatoare, situate pe vârfurile munților, vântul aduce aer „calm” care încă nu a coborât la pământ, oferind uneori o vizibilitate de 0,4”.
Un alt parametru convenabil este t 0 . Când expunerea este mai mare de t 0 , modificările care apar în fluxurile turbulente încep să afecteze și imaginea. Astfel, acest parametru determină viteza necesară de corectare a imaginii pentru a compensa fenomenele atmosferice.
Acest parametru depinde de lungimea de undă la care au loc observațiile.
O descriere mai completă a condițiilor de vizibilitate este dată de funcția de dependență a forței de turbulență de înălțime, numită profil C N 2 . Profilul C N 2 este construit de obicei atunci când se alege tipul de sistem de optică adaptivă de care are nevoie un anumit telescop sau când se alege un loc pentru un nou observator astronomic. De obicei , se folosesc mai multe metode pentru a măsura profilul C N 2 .
Profilul C N 2 este descris de funcţii matematice. Datele obținute ca urmare a măsurătorilor și a altor experimente încearcă să fie combinate într-o teorie. Unul dintre cele mai comune modele de comportare a maselor de aer asupra uscatului este modelul Hufnagel-Valley.
Prima soluție la problemele asociate cu vizibilitatea astronomică a fost interferometria speckle , care a făcut posibilă depășirea limitării vizibilității în cazuri simple.
Telescoapele spațiale precum Hubble nu au deloc probleme atmosferice, deși au diametre mai mici decât telescoapele de la sol din cauza dificultăților tehnice.
Imaginile cu cea mai mare rezoluție din domeniul vizibil și în infraroșu au fost obținute folosind interferometre optice precum NPOIși COAST, cu toate acestea, ele pot fi folosite doar pentru stele foarte luminoase.
Din 1989, sistemele de optică adaptivă au fost folosite în astronomie, ceea ce a rezolvat parțial problema distorsiunilor atmosferice. Valoarea numărului Strehl pentru cele mai bune sisteme, de exemplu, VLT-SPHEREal Observatorului European de Sud VLT și GPI de la Observatorul Gemini din Chile atinge 90% la 2200 nm, dar numai într-o mică parte a cerului la un moment dat.
Este posibilă mărirea câmpului vizual prin folosirea unui set de oglinzi deformabile conjugate cu mai multe înălțimi atmosferice și măsurarea structurii verticale a turbulenței folosind optica adaptivă multiconjugată [2] .
O altă metodă, mai simplă, de expuneri bune dă rezultate bune pentru telescoapele mici [3] . Ideea acestei metode se întoarce la observațiile cu ochiul liber ale momentelor de vizibilitate bună, care după cel de -al Doilea Război Mondial s- au transformat în filmarea planetelor pe film [4] . Metoda în sine constă în înregistrarea unui număr mare de imagini cu o expunere scurtă, selectarea celor mai reușite și prelucrarea, însă, cu cât diametrul telescopului este mai mare, cu atât mai puține cadre potrivite. Această metodă necesită mai mult timp de observare decât optica adaptivă, iar rezoluția sa maximă este limitată. Prin urmare, această metodă nu funcționează pentru telescoape foarte mari, dar este mai ieftină și disponibilă pasionaților [5] .