ראות אסטרונומית

מתוך אסטרופדיה
קפיצה אל: ניווט, חיפוש
סרטון של מכתש קלביוס (Clavius crater) על פני הירח כפי שצולם בקצב גבוה. שבירת האור באטמוספרה של כדור הארץ גורמת לעיוותים בצורת תווי הנוף על הירח. כאשר ממצעים את התמונות על פני פרקי זמן ארוכים מתקבלת תמונה מרוחה (מטושטשת). הסרטון צולם ע"י פיליפ סלזגבר (Philipp Salzgeber) ומוצג כאן ברשותו.

ראות אסטרונומית או Seeing, הינה מידה לאיכות הדמות של מקורות אור שמיימים לאחר שעברו דרך האטמוספרה של כדור הארץ. האוויר באטמוספרה של כדור הארץ שובר את האור. מאחר ולאוויר בטמפרטורות שונות מקדם שבירה מעט שונה, אזי כתוצאה מזרמי אוויר באטמוספרה ש"מערבבים" כל העת אוויר חם וקר, מקדם השבירה האפקטיבי של האטמוספרה משתנה כל העת. על כן אור ממקור נקודתי מוזז ממקומו, נמרח בגודלו הזוויתי ומרצד בעוצמתו.

כאשר גל אלקטרומגנטי עובר דרך תווך שובר לא אחיד, חלק מהאנרגיה של הגל מפוזרת ע"י התווך השובר. כתוצאה מכך, כאשר הגל מתקדם בתווך, עוצמתו וכיוונו משתנים מעט. הדמות הסופית שנוצרת הינה בעלת עוצמה משתנה, חדות משתנה וסופית (קרי דמות נקודתית נמרחת ורוחב הדמות משתנה) וכן מיקום מרכז הדמות משתנה. בד"כ נהוג להתייחס לתופעות הנ"ל, בהתאמה, כאל:

  • שינויי עוצמה (Scintillation).
  • מריחת הדמות או טישטוש הדמות (Image Blurring).
  • תזוזת הדמות (Image Movement).

הראות האסטרונומית נמדדת בדרך כלל ביחידות של זווית (למשל, שניות קשת) על פני כיפת השמיים. זווית זו מתארת את הגודל הזוויתי של מקור אור נקודתי (שמקורו מחוץ לאטמוספרה של כדור הארץ).

כאשר מתבוננים על מקור אור נקודתי (למשל כוכב רחוק) הוא לא נראה לנו כנקודת אור, אלא מרוח מעט (קרי יש לו גודל זוויתי סופי). חלק מהתופעה נגרם על ידי עקיפה של האור דרך "חריר" הטלסקופ (ראה גם: כושר הפרדה של טלסקופ). חלק נוסף של המריחה נובע כאמור מהאטמוספרה של כדור הארץ. בעוד כושר ההפרדה של טלסקופ הינו טוב יותר ככל שמיפתח הטלסקופ גדול יותר, הראות האסטרונומית איננה תלויה בטלסקופ.

על מנת להתגבר על בעיית הראות ניתן לשגר טלסקופים לחלל, שם אין אטמוספרה שמפריעה לתצפיות. שיטה אחרת להתגבר על הבעיה קרויה אינטרפרומטריית ספקל או אינטרפרומטריית כתמים (באנגלית: Speckle Interferometry). בשיטה זו מצולם האובייקט בתדירות גבוהה (בדרך כלל עם זמני חשיפה קצרים מ 1/50 שנייה – סקאלת הזמן האופיינית של הפרעות הראות), והצילומים מוזזים ומסוכמים. שיטות אחרות הינן של אופטיקה מסתגלת ובהן רכיבים אופטיים משנים את צורתם במהירות גבוהה ובזמן אמיתי, על מנת לתקן את העיוותים שגורמת האטמוספרה.

הראות האסטרונומית תלויה במזג האוויר ובאתר התצפית. מצפי כוכבים נבנים בד"כ באתרים שבהם תנאי התצפית טובים ככל האפשר. אתרים אלו נבחרים לפי ריחוקם ממקורות אור מלאכותיים, גובהם מעל פני הים ויציבות האטמוספרה שמכתיבה את איכות הראות האסטרונומית. ככלל גס, מצפה טוב נמצא במקום גובה, מבודד ויציב אטמוספרית (לדוגמא: ההרים באיי הוואי או הרי האנדים בצפון צ'ילה). הראות האופיינית באתרים טובים הינו כחצי שניית קשת ועד כ-1.5 שניית קשת.

בתחום האור הנראה והאינפרא אדום הקרוב, הראות האטמוספרית משתפרת ככל שאורך הגל של הקרינה עולה. באור אינפרא אדום הראות טובה יותר מזה שבאופטי.

טיפול מלא בהפרעות האטמוספריות מצריך התחשבות בתופעות גליות כגון התאבכות ועקיפה.


גדלים למדידת איכות הראות האסטרונומית

MTF

פונקציית מעבר התנודה (Muldulation Transfer Function או MTF) היא מדידה של הנחתת כל אחד מרכיבי פורייה של הדמות הנוצרת כתוצאה ממעבר במערכת האופטית (טלסקופ או האטמוספרה של כדור הארץ) שמייצרת את הדמות.

היסטוריה

הראשון שהציע הסבר לתופעת נצנוץ הכוכבים, שלפחות בחלקו היה אטמוספרי, היה טיכו ברהה במאה ה-16. במאה ה-17 הציע רוברט הוק כי לחלקים באטמוספרה של כדור הארץ מקדם שבירה שונה ותנועת החלקים הללו משמשים כעדשות קטנות הגורמות לריצוד אור הכוכבים.

ראו גם

הרצאות וידאו

קישורים חיצוניים

ספרות מקצועית

מחברים


ערן אופק