Tähtitieteellinen näkyvyys luonnehtii taivaankappaleiden , esimerkiksi tähtien , hämärtymistä ja välkkymistä . Se johtuu paikallisesta turbulenssista maan ilmakehässä , mikä aiheuttaa vaihteluita optisessa taitekertoimessa . Tähtitieteellisen näkyvyyden tila tiettynä ajankohtana tietyssä paikassa osoittaa, kuinka paljon maapallon ilmakehä vääristää kaukoputken läpi havaittujen tähtien valoa.
Yleisin tapa arvioida se on mitata näkyvän levyn optisen kirkkauden puolileveys ( ilmakehän vääristämän kuvan pistehajautusfunktio) . Tämän ominaisuuden puolileveyttä kutsutaan myös "näkyvän levyn halkaisijaksi" tai "näkyvyydeksi", ja se luonnehtii parasta mahdollista kulmaresoluutiota pitkän valotuksen valokuvauksessa . Parhaissa olosuhteissa näkyvien levyjen koko on 0,4 kaarisekuntia . Tällaisia olosuhteita voidaan saavuttaa korkeilla observatorioilla pienillä saarilla, kuten Havaijilla tai Palmalla .
Näkyvyyden heikkeneminen on yksi maanpäällisen tähtitieteen suurimmista ongelmista: vaikka suurten teleskooppien teoreettinen resoluutio on muutama kaarisekunnin tuhannesosa, ilmakehä rajoittaa niiden todellista resoluutiota ainakin satoja kertoja. Mukautuvan optiikan käyttöönotto vuonna 1989 paransi kuitenkin dramaattisesti maassa olevien teleskooppien resoluutiota.
Pistelähteistä , esimerkiksi tähdistä, peräisin oleva valo on ilmakehän turbulenssin puuttuessa ilmavan kiekon muotoinen , jonka koko on kääntäen verrannollinen aukkoon, mutta heikon tähtitieteellisen näkyvyyden vuoksi se on väristävänä ja värikkäitä pisteitä, jotka muuttavat muotoaan hyvin nopeasti. Tuloksena olevia kuvia voidaan käsitellä pilkkuinterferometriaa käyttämällä .
Huono näkyvyys on myös vastuussa tähtien näkyvästä välkkymisestä . Koska kuvanlaatu riippuu havaitun alueen kulmakorkeudesta (C N 2 -profiili), kuvanlaatu adaptiivisissa optiikkajärjestelmissä heikkenee, jos havaittava tähti ja kalibrointitähti ovat kaukana toisistaan.
Kuvatut vaikutukset eivät eroa laadullisesti näkyvällä ja lähi- infrapuna -alueella .
Seuraavia parametreja käytetään kuvaamaan tähtitieteellisen näkyvyyden olosuhteita observatorioissa:
Kuten edellä mainittiin, Airy-kiekon koko on kääntäen verrannollinen aukkoon, ja sitä verrataan yleensä näkyvän kiekon halkaisijaan aukolla, joka on yhtä suuri kuin r 0 (yleensä 10-20 cm). Siten linssin halkaisijan kasvaessa resoluutio pysyy samana, jos tuloksena olevia kuvia ei käsitellä. Nämä parametrit riippuvat myös aallonpituudesta.
Vääristymät muuttuvat nopeasti, tyypillisesti yli 100 kertaa sekunnissa. Yleensä valotusaika tähtiä kuvattaessa on sekunteja tai jopa minuutteja, joten erilaiset vääristymät lasketaan keskiarvoiksi ja ne ovat levyn muotoisia, joita kutsutaan pistehajautusfunktioksi tai näkyväksi levyksi.
Näkyvyys ei ole jatkuvaa, vaan se vaihtelee usein paitsi paikasta toiseen tai yöstä yöhön, vaan voi muuttua muutamassa minuutissa. Mutta silti on "hyviä" ja "huonoja" öitä näkyvyydestä riippuen.
Näkyvyys yhtä suuri kuin 1″ ei ole huono keskimääräisille tähtitieteellisten havaintojen paikoille. Kaupunkialueilla näkyvyys on yleensä paljon huonompi. Paras näkyvyys saavutetaan yleensä kirkkaina, kylminä öinä ilman puuskitta. Nouseva lämmin ilma heikentää havainnointia yhtä paljon kuin tuuli tai pilvet. Parhaissa vuorten huipuilla sijaitsevissa observatorioissa tuuli tuo "rauhallista" ilmaa, joka ei ole vielä laskeutunut maahan ja tarjoaa joskus 0,4 tuuman näkyvyyden.
Toinen kätevä parametri on t 0 . Kun valotus on suurempi kuin t 0 , myös turbulenttisissa virtauksissa tapahtuvat muutokset alkavat vaikuttaa kuvaan. Siten tämä parametri määrittää tarvittavan kuvankorjausnopeuden ilmakehän ilmiöiden kompensoimiseksi.
Tämä parametri riippuu aallonpituudesta, jolla havainnot tapahtuvat.
Täydellisen kuvauksen näkyvyysolosuhteista antaa turbulenssivoiman korkeudesta riippuvuuden funktio, jota kutsutaan CN 2 -profiiliksi. C N 2 -profiili rakennetaan yleensä, kun valitaan tietyn kaukoputken tarvitseman mukautuvan optiikkajärjestelmän tyyppi tai valittaessa paikkaa uudelle tähtitieteelliselle observatoriolle. Yleensä CN 2 -profiilin mittaamiseen käytetään useita menetelmiä .
C N 2 -profiili on kuvattu matemaattisilla funktioilla. Mittausten ja muiden kokeiden tuloksena saatua dataa yritetään yhdistää teoriaksi. Yksi yleisimmistä malleista ilmamassojen käyttäytymisestä maan päällä on Hufnagel-Valley malli.
Ensimmäinen ratkaisu tähtitieteelliseen näkyvyyteen liittyviin ongelmiin oli pilkkuinterferometria , joka mahdollisti näkyvyysrajoituksen ylittämisen yksinkertaisissa tapauksissa.
Hubblen kaltaisilla avaruusteleskoopeilla ei ole lainkaan ilmakehän ongelmia, vaikka niiden halkaisijat ovat pienempiä kuin maassa olevilla kaukoputkilla teknisten vaikeuksien vuoksi.
Näkyvillä ja infrapuna-alueilla korkeimman resoluution kuvat on saatu käyttämällä optisia interferometrejä, kuten NPOIja COASTniitä voidaan kuitenkin käyttää vain erittäin kirkkaille tähdille.
Vuodesta 1989 lähtien tähtitieteessä on käytetty adaptiivisia optiikkajärjestelmiä, jotka ratkaisivat osittain ilmakehän vääristymien ongelman. Strehl-luvun arvo parhaimmille järjestelmille, esimerkiksi VLT-SPHEREEuroopan eteläisen observatorion VLT ja GPI Gemini - observatoriossa Chilessä saavuttavat 90 % aallonpituudella 2200 nm, mutta vain pienessä osassa taivasta kulloinkin.
Näkökenttää on mahdollista kasvattaa käyttämällä joukkoa muotoaan muuttavia peilejä, jotka on konjugoitu useisiin ilmakehän korkeuksiin ja mittaamalla turbulenssin pystyrakenne monikonjugoidulla adaptiivisella optiikalla [2] .
Toinen, yksinkertaisempi menetelmä hyvän valotuksen saamiseksi antaa hyviä tuloksia pienille kaukoputkille [3] . Tämän menetelmän idea juontaa juurensa paljain silmin hyvän näkyvyyden hetkien havaintoihin, jotka toisen maailmansodan jälkeen kehittyivät planeettojen kuvaamiseksi filmille [4] . Menetelmä itsessään koostuu suuren määrän kuvien tallentamisesta lyhyellä valotuksella, menestyneimpien valitsemisesta ja käsittelystä, mutta mitä suurempi kaukoputken halkaisija, sitä vähemmän sopivia kehyksiä. Tämä menetelmä vaatii enemmän havaintoaikaa kuin adaptiivinen optiikka, ja sen maksimiresoluutio on rajoitettu. Siksi tämä menetelmä ei toimi kovin suurille kaukoputkille, mutta se on halvempi ja harrastajien käytettävissä [5] .