视宁度
视宁度在天文学中是指由于地球大气层中的湍流导致的天体的影像的劣化，这种劣化可能会以模糊、闪烁或可变扭曲的形式显现出来。这种效应的起源是从物体到探测器的光路上光学折射率的快速变化。在用望远镜进行天文观测时，视宁度是角分辨率的一个主要限制限制因素，否则也会受到望远镜孔径大小的衍射限制。如今，许多科学用的大型地面望远镜都包括调适光学系统，以克服视宁度的障碍。
视宁度强度通常由恒星（“视觉盘”）的长曝光影像的角直径或弗莱德参数“r0”来表示。视觉盘的直径是其光强度的半峰全宽。在这种情况下，几十毫秒的曝光时间可以被认为是“长”的。弗莱德参数描述了一个假想望远镜孔径的大小，其衍射极限角分辨率等于视觉极限分辨率。视觉盘的大小和弗莱德参数两者都取决于光学波长，但通常将其指定为500纳米。
小于0.4弧秒的视觉盘或大于30cm的弗莱德参数可以被认为是极好的视宁度。最佳条件通常出现在小岛上的高海拔天文台，如莫纳克亚天文台或拉帕尔马。
影响
编辑
视宁度有几种效果：
- 它导致点源（如恒星）的图像，在没有大气湍流的情况下，这些图像将是稳定的由衍射产生的空气图案，分解成散斑图案，这些图案随时间快速变化（产生的斑点图像可以使用散斑成像进行处理）
- 这些变化的斑点图案的长时间曝光图像会导致点源的图像模糊，称为“视盘”
- 恒星的亮度似乎在称为闪烁（scintillation）或闪烁（twinkling）的过程中波动
- 视宁度导致天文干涉仪中的条纹快速移动
- 通过大气看到的大气分布（CN2配置档如下所述）导致自适应光学系统中的图像品质越差，参考星的位置离得越远，图像品质就越差
视宁度的影响间接导致了人们相信存在火星上的运河[来源请求]。在观察像火星这样的明亮物体时，偶尔会有一个静止斑块的空气会出现在行星的前方，从而产生短暂的清晰时刻。在使用感光耦合元件之前，除了让观察者记住图像并稍后绘制图像外，没有办法在短暂的瞬间记录行星的图像。这样做的效果是，行星的图像依赖于观察者的记忆和先入之见，这导致了人们对火星具有线性特征的信念。
大气对天文观测的影响在整个可见光和近红外波段的品质上是相似的。在大型望远镜中，长曝光图像分辨率通常在较长波长下略高，而舞蹈散斑图案变化的时间尺度（t0 - 见下文）要低得多。
措施
编辑关于天文台的视宁度情况，有三种常见的描述：
- 视盘的半峰全宽 （FWHM）
- “r0”（湍流大气中典型均匀空气“块”的大小[1]）和“t0”（湍流变化变得显著的时间尺度）
- CN2轮廓
下面的章节将介绍这些内容：
视盘的半峰全宽（FWHM）
编辑如果没有大气层，一颗恒星在由衍射确定的望远镜图像中将具有表观大小，即“艾里斑”，并且与望远镜的口径成反比。然而，当光线进入地球大气层时，不同的温度层和不同的风速会使光波发生扭曲，从而导致恒星图像的畸变。大气的影响可以建模为湍流运动的空气旋转单元。在大多数天文台，湍流仅在尺度大于“r0时才显著（见下文 – 在可见光波长范围的最佳情况下，参数“r 0”为10–20 cm）。这限制了地基望远镜的分辨率大致与天基10-20 cm望远镜给出的分辨率相同。
畸变以高速率变化，通常超过每秒100次。在一张典型的恒星天文影像中，曝光时间为几秒甚至几分钟，不同的畸变平均为一个被称为“视盘”的填充盘。视盘的直径，通常被定义为半峰全宽（FWHM），是天文观测条件的度量。
根据这个定义，视宁度总是一个可变的量，因地而异，因夜而异，甚至在分钟的尺度上也是可变的。天文学家经常谈论平均视盘直径较低的“好”夜晚，以及视盘直径如此之高，以至于所有观测都毫无价值的“坏”夜晚。
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在高放大倍数下观察恒星时，在望远镜上看到的影像的慢动作电影（负片）。所使用的望远镜的直径约为7“r0”（见下文中“r0”的定义，以及通过7“r0”望远镜的模拟影像示例）。恒星分裂成多个斑点，这完全是大气效应。一些望远镜的振动也很明显。
视盘的半峰全宽（FWHM）（或简称为“seeing”）通常以弧秒为单位进行量测，缩写为符号（”）。对于一般的天文站址来说，1.0”的视野是很好的；城市的环境通常要糟糕得多。视宁度好的夜晚往往是晴朗、寒冷、没有阵风的夜晚。暖空气上升（对流），使视宁度下降，风和云也是如此。在最好的高海拔山顶，风带来了以前从未与地面接触过的稳定空气，有时可以提供高达0.4”的视宁度。
r0和t0
编辑天文台的视宁度条件可以方便地用参数“r0”和“t0”来描述。
对于直径小于“r0”的望远镜，长曝光影像的分辨率主要由衍射和艾里斑的大小决定，因此与望远镜直径成反比。
对于直径大于“r0”的望远镜，影像分辨率主要由大气决定，与望远镜直径无关，保持恒定在直径等于“r0”的望远镜给出的值。“r0”也对应于湍流变得显著的长度尺度（在良好的天文台，可见光波长为10-20 cm），“t00”对应于湍流变化变得显著的时间尺度。“r0”决定了调适光学系统中所需致动器的间距，“t0”决定了补偿大气影响所需的校正速度。
参数“r0”和“t0”随天文成像所用的波长而变化，允许使用大型望远镜在较长波长下进行稍高分辨率的成像。
视宁度参数“r0”通常以大卫·弗莱德之名命名，称为弗莱德参数。大气时间常数“t0”通常以达里尔･格林伍德之名命名，称为格林伍德时间常数。
r0和t0的数学描述
编辑参考资料
编辑Much of the above text is taken (with permission) from Lucky Exposures: Diffraction limited astronomical imaging through the atmosphere, by Robert Nigel Tubbs.
- ^ Chromey, Frederick R. To measure the sky : an introduction to observational astronomy 1. publ. Cambridge: Cambridge University Press. 2010: 140. ISBN 9780521763868.
外部链接
编辑- Free 72-hour seeing prediction for every location on Earth (Click on 'Outdoor & Sports' and then 'Astronomy Seeing')
- The Royal Astronomical Society of Canada Calgary Centre - Atmospheric "Seeing". Includes animated illustrations of effects of seeing.
- Seeing forecasts for North America 互联网档案馆的存档，存档日期2007-02-06.
- Seeing forecasts for Mauna Kea, Hawaii