Աստղագիտական տեսանելիություն

**Աստղագիտական տեսանելիությունը** նկարագրում է երկնային մարմինների, օրինակ՝ աստղերի, մշուշոտությունը և առկայծումը։ Այն առաջանում է Երկրի մթնոլորտում տեղի ունեցող տեղային տուրբուլենտային շարժման  հետևանքով, որն առաջացնում է լույսի բեկման ցուցանիշի տատանումներ։ Տվյալ ժամանակահատվածում և տեղանքում աստղագիտական տեսանելիության վիճակը ցույց է տալիս, թե որքան է Երկրի մթնոլորտը խեղաթյուրում աստղերի լույսը, որը դիտվում է հեռադիտակով։

Տեսանելիությունը գնահատելու ամենատարածված մեթոդը տեսանելի սկավառակի (մթնոլորտի կողմից խեղաթյուրված պատկերի ցրման ֆունկցիայի) լուսավորության կիսալայնության չափումն է։ Այս կիսալայնությունը կոչվում է նաև «տեսանելի սկավառակի տրամագիծ» կամ պարզապես «տեսանելիություն» և բնութագրում  է հնարավոր լավագույն անկյունային լուսաչափը երկար պահաժամով։ Լավագույն պայմաններում տեսանելի սկավառակների չափերը կարող են կազմել 0.4 աստիճան։ Նման պայմաններ հնարավոր է ապահովել բարձր լեռնային աստղադիտարաններում՝ փոքր կղզիներում, ինչպես, օրինակ, Հավայան կղզիներում կամ  Պալմայում։

Տեսանելիության նվազումը  աստղագիտության ամենամեծ խնդիրներից մեկն է։ Մինչ խոշոր հեռադիտակներն ունեն տեսականորեն մի քանի հազար աստիճանի տեսանելիություն, իրականում դրանց հնարավորությունները մթնոլորտի պատճառով սահմանափակվում է հարյուրավոր անգամներով։ Այնուամենայնիվ, 1989 թվականին հարմարեցված օպտիկայի ներդրումը զգալիորեն բարելավեց աստղադիտակների հնարավորությունները։

## Աստղագիտական ցածր տեսանելիության հետևանքներ
Լույսը կետային աղբյուրներից, օրինակ՝ աստղերից, առանց մթնոլորտային տուրբուլենտային շարժումը  կստեղծի Էյերի սկավառակի տեսք, որի չափսը հակադարձ համեմատական է բացվածքի տրամագծին։ Սակայն ցածր աստղագիտական տեսանելիության պայմաններում լույսն ընդունում է տատանվող և տարբեր գույներով փայլող բծերի տեսք, որոնք արագորեն փոփոխում են իրենց ձևը։ Այս կերպ ստացված պատկերները կարող են մշակվել սպեկլ-ինտերֆերոմետրիայի մեթոդով։

Ցածր տեսանելիությունը նաև պատճառ է տեսանելի աստղերի առկայծման։ Քանի որ պատկերի որակը կախված է դիտարկվող տարածքի անկյունային բարձրությունից (CN²-պրոֆիլ), ապա հարմարեցված օպտիկայի համակարգերում պատկերի որակը նվազում է, եթե դիտվող աստղը և կալիբրացիոն աստղը միմյանցից հեռու են։

## Բնութագրեր
Աստղագիտական տեսանելիության պայմանները աստղադիտարաններում նկարագրելու համար օգտագործվում են հետևյալ պարամետրերը.

* Տեսանելի սկավառակի կիսալայնությունը
* r₀ (Ֆրիդի պարամետր)՝ մթնոլորտում տատանումների բնորոշ չափսը։
* t₀ (Գրինվուդի ժամանակային հաստատում)՝ ժամանակը, որի ընթացքում տեղի են ունենում էական  փոփոխություններ։
* CN²-պրոֆիլ՝ փոփոխությունների ուժի կախումը բարձրությունից։

**Տեսանելի սկավառակի կիսալայնությունը և r₀**

Ինչպես արդեն նշվեց, Էյերիի սկավառակի չափը հակադարձ համեմատական է բացվածքի տրամագծին և սովորաբար համեմատվում է տեսանելի սկավառակի տրամագծի հետ, երբ բացվածքը հավասար է r₀-ին (սովորաբար 10–20 սմ): Այսպիսով, օբյեկտիվի տրամագծի մեծացման դեպքում հնարավորությունը մնում է նույնը, եթե ստացված պատկերները չեն մշակվում։ Այս պարամետրերը կախված են նաև լույսի ալիքի երկարությունից։

Աղավաղումները փոփոխվում են շատ արագ՝ սովորաբար 1 վայրկյանում ավելի քան 100 անգամ։ Աստղերի լուսանկարահանումների ժամանակ բացման տևողությունը սովորաբար տևում է վայրկյաններ կամ նույնիսկ րոպեներ, ինչի հետևանքով տարբեր խեղաթյուրումներ միջինացվում են և ընդունում սկավառակի ձև, որը կոչվում է կետի ցրման ֆունկցիա կամ տեսանելի սկավառակ։

Տեսանելիությունը փոփոխական է. այն հաճախ տարբերվում է ոչ միայն տեղից տեղ կամ գիշերվանից գիշեր, այլև կարող է փոփոխվել մի քանի րոպեում։ Սակայն լինում են «լավ» և «վատ» գիշերներ՝ կախված տեսանելիությունից։

Տեսանելիությունը, որը հավասար է 1″, համարվում է բավականին լավ միջին աստղագիտական դիտարկումների համար։ Քաղաքային պայմաններում տեսանելիությունը սովորաբար շատ ավելի վատ է։ Լավագույն տեսանելիությունը սովորաբար դիտվում է պարզ, սառը գիշերներին, առանց քամու հոսանքների։ Տաք օդի կոնվեկցիան, ինչպես նաև քամին կամ ամպերը, խոչընդոտում են դիտարկումներին։ Լավագույն աստղադիտարաններում, որոնք տեղակայված են լեռների գագաթներին, քամին բերում է «հանգիստ» օդ, որը դեռևս չի իջել գետնին՝ երբեմն ապահովելով 0,4″ տեսանելիություն։

### t
Մեկ այլ հարմար պարամետր՝ t₀․ Եթե լուսաբանման տևողությունը գերազանցում է t₀-ի արժեքը, ապա պատկերի վրա սկսում են ազդեցություն ունենալ տուրբուլենտ հոսանքներում տեղի ունեցող փոփոխությունները։ Այսպիսով, t₀ պարամետրը սահմանում է պատկերի ուղղման համար անհրաժեշտ արագությունը՝ մթնոլորտային երևույթները փոխհատուցելու նպատակով։

Այս պարամետրը կախված է այն ալիքի երկարությունից, որի վրա կատարվում են դիտարկումները։

**CN²-պրոֆիլ**

Տեսանելիության պայմանների ավելի ամբողջական նկարագրություն տալիս է տուրբուլենտության ուժի կախումը բարձրությունից՝ CN²-պրոֆիլը։ CN²-պրոֆիլը սովորաբար օգտագործվում է հարմարեցված օպտիկայի համակարգի տեսակի ընտրության ժամանակ, որը անհրաժեշտ է կոնկրետ հեռադիտակի համար, կամ նոր աստղադիտարանի տեղանքի ընտրության գործընթացում։ CN²-պրոֆիլի չափման համար սովորաբար կիրառվում է միանգամից մի քանի մեթոդ։

CN²-պրոֆիլը նկարագրվում է մաթեմատիկական ֆունկցիաներով։ Չափումների և այլ փորձերի արդյունքում ստացված տվյալները փորձում են ներառել միասնական տեսության մեջ։ Ցամաքի վրա օդային զանգվածների վարքագծի առավել տարածված մոդելներից մեկը Հուֆնագելի–Վելիի մոդելն է։

## Պայքար մթնոլորտային աղավաղումների դեմ
link=https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A4%D0%B0%D0%B9%D0%BB:Seeing_Moon.gif|շրջափակել|Լուսնի մակերեսի անիմացիոն պատկեր. Ստացված պատկերի վրա նկատելի է երկրագնդի մթնոլորտի ազդեցությունը։
link=https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A4%D0%B0%D0%B9%D0%BB:A_Mix_of_Colours_and_Wonder.jpg|ձախից|մինի|Կարող է օգտագործվել մթնոլորտային աղավաղման հետևանքով առաջացած մշուշումը շտկելու համար:«արհեստական աստղեր»՝ բռնկված հզոր լազերով։
Առաջին լուծումը, որը կիրառվեց աստղագիտական տեսանելիության խնդիրների դեմ, **սպեկլ-ինտերֆերոմետրիան** էր։ Այն թույլ տվեց որոշ դեպքերում հաղթահարել տեսանելիության սահմանափակումները։

Տիեզերական հեռադիտակները, օրինակ՝ Հաբլը, ընդհանրապես չունեն մթնոլորտային խնդիրներ, չնայած իրենց չափերը փոքր են երկրային հեռադիտակների համեմատ՝ տեխնիկական բարդությունների պատճառով։

Ամենաբարձր տեսանելիությամբ պատկերները տեսանելի և ինֆրակարմիր տիրույթներում ստացվել են օպտիկական ինտերֆերոմետրերի օգնությամբ, ինչպիսիք են «Navy Precision Optical Interferometer» և «Cambridge Optical Aperture Synthesis Telescope» սակայն դրանք կիրառելի են միայն շատ պայծառ աստղերի համար։

1989 թվականից աստղագիտությունում սկսել են օգտագործվել հարմարեցված օպտիկայի համակարգեր, որոնք մասնակիորեն լուծել են մթնոլորտային աղավաղումների խնդիրը։ Լավագույն համակարգերի համար, օրինակ՝ «Polarimetric High-Contrast Exoplanet Research»  VLT Եվրոպական հարավային աստղադիտարան կամ GPI (Ջեմինի աստղադիտարան, Չիլի), Շտրելի համարը հասնում է 90%-ի՝ 2200 նմ ալիքի երկարության դեպքում, սակայն միայն փոքր հատվածի սահմաններում։

Տեսադաշտը մեծացնելու համար կարելի է կիրառել բազմակոնյուգատ հարմարեցված օպտիկայի համակարգեր, որոնք օգտագործում են մի քանի դեֆորմացվող հայելիներ՝ կապակցված մթնոլորտի տարբեր բարձրությունների հետ և վերլուծում են տուրբուլենտության ուղղահայաց կառուցվածքը։

Մյուս՝ ավելի պարզ մեթոդը թույլ է տալիս հաջող պատկերներ ստանալ փոքր հեռադիտակների համար։ Այս մեթոդի գաղափարը ծագել է Երկրորդ համաշխարհային պատերազմից հետո, երբ որոշակի տեսանելիության լավ պահեր նկարահանվում էին կինոժապավենի վրա։ Այս մեթոդը ներառում է կարճատև լուսանկարների մեծ քանակի արձանագրում, դրանցից լավագույնների ընտրություն և հետագա մշակում։ Սակայն, հեռադիտակի տրամագծի մեծացման հետ մեկտեղ, համապատասխան կադրերի թիվը նվազում է։ Այս մեթոդն ավելի երկար ժամանակ է պահանջում դիտարկումների համար, քան ադապտիվ օպտիկան, և ունի սահմանափակ լուծունակություն։ Արդյունքում, այս մեթոդը չի կիրառվում շատ մեծ հեռադիտակների համար, սակայն այն ավելի էժան է և հասանելի է սիրողական աստղագետների համար։

## Ծանոթագրություններ

Կատեգորիա:Աստղագիտություն
Կատեգորիա:Աստղադիտակներ
Կատեգորիա:Դիտողական աստղագիտություն
Կատեգորիա:Մթնոլորտ
Կատեգորիա:Մթնոլորտային օպտիկական երևույթներ