Функ
Использованы материалы ресурсов:
Идеальный телескоп
Форма изображения точечного источника (звезды) в идеальном телескопе без атмосферы определяется только дифракцией и описывается функцией Эйри:
(1) |
где:
- - интенсивность света в фокальной плоскости как функция угловой координаты ;
- - длина волны света;
- - диаметр апертуры телескопа;
- - так называемая функция Бесселя.
Первое темное кольцо находится на угловом расстоянии от центра. Часто это расстояние считается мерой разрешения идеального телескопа.
Изображение астрономического объекта можно рассматривать как множество изображений точек, каждое из которых описывается функцией Эйри. Это можно записать как свертку:
(2) |
Мы называем это уравнением изображения. По сравнению с объектом изображение более сглаженное, разрешение уменьшается. Однако, для заданного диаметра телескопа это ухудшение - наименьшее возможное. В этом случае мы говорим, что разрешение в изображении ограничено дифракцией. Пример астрономического изображения (центр Галактики) с различными разрешениями приведен ниже.
Функция рассеяния точки
Что произойдет, если телескоп не идеален? Изображение точечного источника не будет так хорошо, как функция Эйри, разрешение ухудшится еще сильнее. Но уравнение изображения все равно останется в силе! Таким образом, функция рассеяния точки (PSF) - это все, что нужно для характеристики изображения. Ширина PSF - это мера разрешения.
Замечание 1. Мы неявно продполагаем, что в приведенных выше уравнениях описывает изображение звезды единичной интенсивности, т.е. интеграл по равен 1. Таким образом, уравнение изображения сохраняет полный поток от астрономического объекта, только по-разному распределяет его по пикселам.
Замечание 2. Мы предположили, что PSF имеет одинаковый вид по всему полю зрения. Это условие называется изопланатизмом. Для астрономических изображений это не всегда справедливо, особенно при использовании AO, так как PSF медленно изменяется по полю. В этом случае уравнение изображения можно применять к частям поля зрения.
Критерии разрешения
Форма PSF может быть неправильной; как в этом случае количественно измерить разрешение?
1. Полная ширина на уровне половины максимума (FWHM) PSF.
2. Число Штреля , то есть центральная интенсивность PSF по сравнению с центральной интенсивностью функции Эйри. Чем выше число Штреля, тем лучше разрешение. Ограниченное дифракцией изображение - самое лучшее, так как всегда .
3. Энергия в круге. По определению, интеграл PSF равен 1. Интеграл от PSF в круге радиусом называется энергией в круге. Эта характеристика важна при наблюдениях слабых объектов, когда необходимо как можно лучше сконцентрировать фотоны.
Пример PSF с исправлением турбулентности показан на рисунке ниже.
Оптическая передаточная функция
Другой способ описания уравнения изображения - это использование преобразований Фурье (FT, будем обозначать их тильдой). Свертка становится произведением, и
(3) |
Здесь это пространственная частота (если измеряется в радианах, то измеряется обратных радианах).
называется оптической передаточной функцией (OTF). Она описывает изменение модуля и фазы FT объекта в процессе получения изображений. Модуль OTF называется модуляционной передаточной функцией (MTF). Для астрономических (некогерентных) изображений, . Обычно MTF уменьшается с увеличением частоты, поэтому мелкие (высокочастотные) детали в изображении ослабляются и в конечном счете теряются.
Известно, что для любой оптической системы для , где называется частотой отсечки , - максимальный размер апертуры. Это означает, что информация о пространственных частотах выше безвозвратно теряется. Чтобы увидеть маленькие объекты, нужны большие телескопы!
Соотношение между PSF и OTF - это преобразование Фурье, поэтому если вы знаете одну функцию, вы знаете и другую, это различные представления одного явления. Из свойств преобразования Фурье следует, что (нормировка PSF), и что число Штреля пропорционально интегралу OTF по частотам.
Получение изображений сквозь атмосферу: длинные экспозиции
Атмосферную турбулентность можно рассматривать как случайную фазовую аберрацию, приложенную к телескопу. Эти аберрации постоянно изменяются со временем, и так же ведет себя PSF. Здесь мы рассмотрим среднюю PSF, соответствующую длинным экспозициям. Из теории следует выражение
(4) |
Где - OTF телескопа (смотри выше) и - атмосферная передаточная функция. Для больших телескопов с хорошим качеством оптики разрешение полностью определяется атмосферой, поэтому мы пренебрегаем первым членом и . Конечно, атмосферная PSF получена преобразованием Фурье из .
OTF атмосферы связана со статистикой атмосферных фазовых аберраций, так называемой фазовой структурной функцией (смотри следующий раздел):
(5) |
Замечание: В этой формуле мы переходим от пространственных координат в плоскости волнового фронта к пространственным частотам в плоскости изображения, умноженным на длину волны. Это соотношение следует из волновой оптики: каждая Фурье-компонента изображения создается интерференцией световых волн, разделенных определенным расстоянием. Этот принцип используется в радио- и оптических интерферометрах.
Изображения звёзд:
1- СЛАБАЯ ЗВЕЗДА | 4- ОДНА ОБЛАСТЬ ТУРБУЛЕНТНОСТИ |
2- ЯРКАЯ ЗВЕЗДА | 5- РАЗНЫЕ ОБЛАСТИ ТУРБУЛЕНТНОСТИ |
3- ТУРБУЛЕНТНЫЙ СЛОЙ |