Главная Астрономия Шкала Антониади

Шкала Антониади

Практическая астрономия

по Команда Sky-Route
Шкала Антониади

«Визуальное наблюдение» — это термин, который астрономы используют для описания атмосферных условий в небе. Атмосфера находится в постоянном движении из-за колебаний температуры, воздушных потоков, погодных фронтов и взвешенных частиц пыли. Эти факторы являются причиной мерцания звезд. Чем сильнее эти мерцания, тем беднее будут зрительные образы. Малейшая турбулентность сильно мешает наблюдению за планетами и Луной, в то время как наблюдения за удаленными объектами, такими как туманности и галактики, мешают в меньшей степени. Для наблюдения за удаленными объектами важнейшим фактором является прозрачность атмосферы (глубина неба зависит от облачности, запыленности, дымки и светового загрязнения).

В настоящее время шкала считается метрической системой астрономического зрения , используемой в качестве меры по умолчанию во всем мире. До недавнего времени в 2018 году астрономы спорили о том, нужна ли новая система с большим количеством категорий.

Шкала Антониади, в которой используются римские цифры от I до V, указывает на качество наблюдений, основанное на «вибрациях» из-за атмосферной турбулентности:

    • I. Идеальные условия наблюдения, без дрожания.
    • II. Лёгкое дрожание изображения, промежутки затишья длятся несколько секунд.
    • III. Посредственные условия наблюдения: сильное дрожание в воздухе, размывающее изображение.
    • IV. Плохие условия наблюдения, постоянные волновые искажения изображения, создающие проблемы для наблюдения.
    • V. Очень плохие условия наблюдения, настолько нестабильные, что практически невозможно сделать даже грубый набросок
Шкала Антониади

Атмосфера и апертура

Шкала Антониади

Иллюстрация ухудшения изображения точечного источника (звезды), вызванного атмосферной турбулентностью (размер линейной диаграммы, идентичный коэффициент f ). В левой колонке показана наилучшая возможная средняя ошибка зрения в 2 угловых секунды (r 0 ~70 мм при 550 нм) для четырех размеров апертуры. Ошибки генерируются из уравнения, с апертурой 50 мм (2 дюйма), имеющей только компонент шероховатости, и более крупные апертуры имеют компонент наклона, добавляемый со скоростью 20% для каждого следующего уровня размера апертуры, как грубое приближение ее возрастающего вклада в общую визуальную ошибку (то, как человеческий глаз обрабатывает это, в значительной степени неизведанная территория). Столбцы справа показывают возможный диапазон колебаний ошибки, от половины до двойной средней ошибки. Наилучшая возможная средняя среднеквадратическая ошибка составляет примерно 0,05, 0,1, 0,2 и 0,4 волны сверху вниз (эффект был бы таким же, если бы апертура оставалась постоянной, а r 0 уменьшенный). Диафрагма 50 мм (2 дюйма) почти не страдает в большинстве случаев; 100 мм (4 дюйма) уже в основном ниже «дифракционного предела», а 200 мм (8 дюймов) имеет очень мало шансов когда-либо достигнуть этого, даже на короткое время, 400 мм (16 дюймов) видимо больше всего затронута. Отношение D/r o для его уровня ошибки x2 превышает 10, что приводит к четко выраженной спекл-структуре (показанное увеличение составляет более 1000x на дюйм апертуры, или примерно в 10-50 раз превышает практические пределы для диапазона апертуры 2–16 дюймов, соответственно. Кроме того, поскольку размер углового размытия обратно пропорционален размеру апертуры, размытие x2 в апертурах 16 дюймов и 2 дюйма имеет примерно одинаковый угловой размер).

Источник: https://www.telescope-optics.net/seeing_and_aperture.htm

You may also like

Leave a Comment