Содержание к диссертации
Введение
Глава I. Методика измерений и их обработки 31
1. Микротермометрические методы измерения атмосферных неоднородностей показателя преломления 31
2. Аппаратура для микротемпературных измерений 35
3. Методика регистрации и цифровой обработки выходных сигналов измерительных приборов 47
4. Методика обработки микротемпературных измерений 52
5. Методика обработки фотоэлектрических наблюдений дрожания изображения звезды 62
Глава 2. Экспериментальная проверка достоверности используемой мжротемпературной методики 71
1. Прямое сравнение микротемпературных методик 72
2. Прямое сравнение микротемпературных и оптических астроклиматических приборов на горизонтальной трассе 76
3. Обсуждение результатов сравнения приборов на горизонтальной трассе 88
Глава 3. Влияние турбулентности в ночном приземном слое атмосферы на качество астрономического изображения в трех горных обсерваториях 90
1. О законе Колмогорова-Обухова в ночной турбулентной атмосфере 91
2. Вертикальные профили структурной характеристики показателя преломления С(К) в ночном приземном слое атмосферы 99
3. О суточном ходе интенсивности температурной турбулентности по измерениям на горах Майданак и Душак-Эрекдаг 108
4. Исследование относительного вклада ночного приземного слоя атмосферы в формирование "атмосферного" качества астрономического изображения
Глава 4. Распределение турбулентных оптических помех в различных слоях ночной атмосферы (обзор литературы) 124
1. Общая характеристика литературных данных о вертикальных профилях Cu(Vi) 125
2. Свободная атмосфера 128
3. Пограничный слой атмосферы 133
4. Приземный слой атмосферы 136
5. Распределение турбулентного оптического фактора по слоям в ночной атмосфере 140
Глава 5. Исследование аэродинамических явлений и оптической нестабильности воздушной среды вблизи телескопа и его башни 144
1. Влияние аэродинамических явлений на качество астрономического изображения (обзор литературы) 144
2. Исследование обтекания горной вершины ветровым потоком в ночных условиях 150
3. Оптическая нестабильность воздушной среды вблизи телескопа и купола башни 163
4. Обсуждение результатов аэродинамических исследований 180
Заключение 182
Список литературы 188
- Методика регистрации и цифровой обработки выходных сигналов измерительных приборов
- Прямое сравнение микротемпературных и оптических астроклиматических приборов на горизонтальной трассе
- Вертикальные профили структурной характеристики показателя преломления С(К) в ночном приземном слое атмосферы
- Оптическая нестабильность воздушной среды вблизи телескопа и купола башни
Введение к работе
Для современной оптической астрономии характерна все возрастающая потребность в качественно новом наблюдательном материале, которая влечет за собой необходимость создания крупных, высокоэффективных телескопов. Мерой эффективности телескопа монет служить количество малоизученных (обычно слабых) небесных объектов, доступных наблюдениям за определенный промежуток времени (например за I год). При таком подходе эффективность телескопа обусловлена количеством ясного ночного времени в году, угловыми размерами полезного поля зрения (в случае фотографических наблюдений) и минимальным обнаружимым блеском звезды (или проницающей способностью). Проницающая способность, согласно [iJ , определяется как величина, обратная минимальному обнарукимому световому потоку Ті^. от звезды, проходящему через I см2 входного отверстия, выраженному в единицах: количество фотонов / сек/см2. В режиме прямого фотографирования проницающая способность l/u* прямо пропорциональна диаметру D входного отверстия телескопа и обратно пропорциональна угловому размеру р изображения звезды: 1/^* ^/Р 1^1* Именно отношение этих двух величин сильнее всего влияет на проницающую способность. Для фотоэлектрических наблюдений справедливо это же соотношение: l/u* ~ D/jb , только в качестве величины f> следует взять угловой диаметр входной диафрагмы электрофотометра, установленной в фокусе телескопа. Если часовое ведение телескопа достаточно точное, то диаметр этой диафрагмы может быть уменьшен (для ослабления вклада фона ночного неба) теоретически вплоть до размера изображения звезды. Таким образом, в случае прямых фотографических и фотоэлектрических наблюдений, уменьшение размера изображения звезды (улучшение качества изображения) в к раз приводит к обнаружению в к раз более слабых звезд и эквивалентно
увеличению диаметра телескопа в такое же количество раз [і] . Вид
формулы для проницающей способности телескопа в режиме спектроско
пических наблюдений с фотографической регистрацией спектра зависит
от наблюдательной задачи (обнаружение непрерывного спектра либо об
наружение узких или широких спектральных линий), от соотношения меж
ду размером фокального изображения звезды и шириной щели спектро
графа, от соотношения между размером монохроматического изображе
ния звезды в фокусе камеры спектрографа и высотой (расширением
перпендикулярно дисперсии) спектра. Только в том случае, когда раз
мер изображения звезды меньше ширины щели, проницающая способность
не зависит от Р . Однако для крупных телескопов этот случай
реализуется редко. Во всех остальных случаях спектроскопических
наблюдений проницающая способность пропорциональна отношению
J) у р z , причем показатель степени а^ принимает зна-
чения от 0.5 до 2 (в зависимости от режима наблюдений) и никогда не уступает по величине показателю
Влияние качества изображения на проницающую способность те-
лескопов при таких "неклассических" методах наблюдений, как спекл|интерферометрия, метод интерферометра Майкельсона, адаптивная оптика и метод селекции изображений, будет охарактеризовано ниже, после краткого рассмотрения причин ухудшения качества астрономического изображения.
Размер реального изображения звезды в крупном оптическом телескопе всегда существенно превосходит теоретический дифракционный предел. Это может быть частично обусловлено несовершенством оптики и механики телескопа, однако основной причиной, как правило, являются искажения волнового фронта, возникающие при прохождении света звезды через земную атмосферу и вызванные наличием на луче зрения мелкомасштабных неоднородностеи показателя преломления воздуха Ті . Для обозначения этого явления в отечественной астроклиматической литературе иногда употребляется термин "оптическая нестабильность земной атмосферы". В земной атмосфере (кроме приводного слоя) неоднородности показателя преломления для видимого света практически однозначно определяются флуктуациями температуры воздуха (влиянием пульсаций влажности можно пренебречь [з-5] ). На этом соответствии основаны широкораспространенные микротермометрические методы исследования атмосферных оптических неоднородностеи при помощи малоинерционных датчиков температуры. Флуктуации температуры образуются в результате турбулентного перемешивания в условиях температурной стратификации воздушной среды. Поле пульсаций температуры описывается структурной функцией температуры
])т(гЧ,тГ2.)=<СТ1-Тг)1> (здесь xu^ -координаты точек пространства, Т^ и Тг - мгновенные значения температуры в этих точках) [б] . В условиях колмогоровской турбулентности (т.е. в предположении локальной изотропности и
однородности) вид структурной функции температуры соответствует "закону 2/3" Колмогорова-Обухова [б] ;
М^^ЬЪтСО-С^г1^ (і)
где X - Ч^ - *Ьг I - расстояние между точками I и 2, принадлежащее так называемому инерционному интервалу пространственных масштабов: 10« X « L0 (t0;U -СООТВЄТСТВЄН-HO внутренний и внешний масштабы турбулентности. Инерционным интервалом называется тот диапазон пространственных масштабов, в пределах которого передача энергии от самых крупных турбулентных движений к самым мелким происходит без потерь на вязкую диссипацию) [7] . В приземном слое атмосферы порядок величины внутреннего масштаба турбулентности составляет обычно 10 ~ I мм, внешнего масштаба - L0 ~ In (In- высота над подстилающей поверхностью) [7] .
Структурная характеристика температуры Ст описывает интенсивность температурной турбулентности и может быть измерена при помощи микропульсационных датчиков. Аналогичным образом определяется структурная характеристика показателя преломления Cu [7] , описывающая интенсивность флуктуации оптической плотности.
Теория распространения волн в турбулентной среде, развитая В.И.Татарским [7] , позволяет найти любую характеристику искажений волнового фронта или оптического изображения если известны значения величины Си во всех точках I оптической трассы L , причем искажения фазы световой волны и качество изображения определяются параметром (назовем его турбулентным оптическим фактором). Турбулентные искажения приводят к случайным, меняющимся во времени искривлениям волнового фронта. Общепринятой характеристикой этих ис-
кажений является величина *Ь0 - радиус когерентности волнового фронта, т.е. характерный размер такого участка в плоскости входного зрачка телескопа, в пределах которого величина флуктуации разности фаз световой волны в среднем меньше 5l рал и излучение может считаться когерентным. Строгое определение величины %0 , данное в [s] , допускает также следующую, астрономическую трактовку: *Ь0 - это диаметр такого идеального объектива, дифракционное разрешение которого (в отсутствие атмосферы) равно (в смысле критерия Штреля [s] ) разрешению очень большого телескопа при наблюдениях через атмосферу с данным уровнем турбулентных оптических помех. Согласно [в] величина %0 связана с турбулентным оптическим фактором I следующим соотношением:
г0 = 0ЛЪ5 X ' I ' (2)
( \ и t0 выражены в метрах, I - в м1'3). Многочисленные измерения показывают, что в случае ночных астрономических наблюдений с поверхности Земли характерное значение Ч/0 составляет приблизительно от 5 до 10 см. Это значит, что в пределах входного отверстия телескопа (кроме самых малых инструментов) укладываются обычно десятки и сотни взаимно несфазированных участков размером Ч,0 , что приводит к "уширению" фокального изображения звезды. В качестве эффективного размера у изображения звезды, "размытого" атмосферной турбулентностью,можно рассматривать угловой диаметр н8о кружка, в котором концентрируется 80% световой энергии всего изображения. Этот размер может быть выражен через величину %0 [ 9 J :
( *t0 - в метрах, численный коэффициент дан для X =5000А) и,
соответственно, через турбулентный оптический фактор I :
,7 т 3А
w =3.5-10 I/ (4)
Удобство использования турбулентного оптического фактора обусловлено присущим ему свойством аддитивности (которым не об-ладают такие оптические характеристики, как *Ъ0 , Р„0 ).
В случае астрономических наблюдений интегрирование величи-ны ^^ вдоль луча зрения можно заменить интегрированием по высоте k : 1= sec z. ^С^(к)аК , где z - зенитное расстояние [7J .В дальнейшем все оценки I будем приводить к зениту z. = 0 (если не оговорено иначе).
В течение последних двух десятилетий в наблюдательной астрономии стали применяться методы, позволяющие достичь на крупных оптических инструментах или системах высокого углового разрешения (порядка дифракционного предела A/R , где -К - это размер инструмента или системы) в условиях реальной турбулентной атмосферы (см., например, обзоры [э-IIj ). Исторически самым первым был предложенный Майкельсоном и осуществленный еще в 1919 г. перископический интерферометр для измерения диаметров звезд Г12 J ; в шестидесятых и в начале семидесятых годов в Австралии работал оптический интерферометр интенсивностей Гіз] ? затем был предложен и осуществлен метод спекл - интерферометрии [l4J ; в 1975 г. был теоретически исследован метод динамической коррекции искажений волнового фронта в пределах входного зрачка телескопа путем непрерывного управления формой специальных оптических деталей ("гибких" или многоэлементных зеркал) Гі5І , называемый методом активной (или адаптивной) оптики (см. также [іб] ). Основной проблемой этих "неклассических" методов наблюдений является необходимость повышения их проницающей способности, в отношении которой они значительно уступают
"классическим" методам. Проницающая способность перечисленных выше методов рассмотрена в обзоре [9] . Единственным методом, не подверженным влиянию турбулентных атмосферных помех, к тому же обеспечившим рекордное на сегодняшний день угловое разреше-ние порядка 0.001 (в видимом диапазоне спектра), является метод интерферометра интенсивностей. Однако с интерферометром интен-сивностей можно измерять только очень яркие (не слабее +2^.5 в случае австралийского инструмента) и горячие звезды ; к настоящему времени программа таких наблюдений практически исчерпана Г17J . В [9J показано, что проницающие способности спекл-ин-терферометрии и интерферометра Майкельсона в принципе одинаковы. В случае использования многоэлементного приемника, а также если диаметр D входных отверстий существенно превосходит величину *Ъ0 , проницающая способность обоих методов пропорциональна отношению Ъ/ Р (Р Ч'о" ) » пРичем показатель степени ct ^ 2 [э] . Это значит, что в случае спекл-интерферометрии и интерферометра Майкельсона, созданных с целью достижения высокого углового разрешения "вопреки" атмосферным помехам, проницающая способность обоих методов очень сильно зависит от уровня этих помех, которые определяют качество изображения (Ь . Приведенные в [9] оценки говорят о принципиальной возможности достижения этими двумя методами, в
условиях наилучшего "атмосферного" качества изображения, пре-
vn.
дельной звездной величины порядка 20 . Еще сильнее зависит
от "атмосферного" качества изображения проницающая способность метода адаптивной оптики - она примерно пропорциональна величине 1 /f> [9,1б] . Теоретическая предельная звездная величина в случае адаптивной оптики значительно меньше, чем в случае спекл-интерферометрии и интерферометра Майкельсона, и не пре-
восходит (14-15) [9] , а в реально существующих астрономических устройствах она еще намного ниже (^9т) Гіб] . Метод селекции изображений (т.е. исключения в ходе наблюдения промежутков времени с недостаточно хорошим качеством изображения) впервые был осуществлен для ночных наблюдений Г18] , а в последние годы используется, в основном, для наблюдений Солнца (см., например, [19] ). Теоретический расчет [2о] показывает, что, в условиях стационарной атмосферной турбулентности с фиксированным средним значением величины *Ь0 , получение дифракционного изображения звезды с помощью крупного телескопа методом селекции сопряжено с огромными потерями наблюдательного времени,стремительно возрастающими при уменьшении *ъ0 . По-видимому, для ночных наблюдений более перспективной является иная селекция, основанная на малоизученном пока явлении перемежаемости атмосферной турбулентности (т.е. чередовании интервалов времени с большими и малыми значениями *Ь0 ).
Проведенное выше рассмотрение проницающей способности "классических" и "неклассических" методов наблюдений показывает, что оптическая нестабильность земной атмосферы оказывает решающее влияние на эффективность астрономического телескопа. Астроклиматические исследования, направленные на поиск мест с минимальным уровнем атмосферных искажений астрономического изображения, могут в итоге привести к радикальному повышению проницающей способности без технически сложного и дорогостоящего увеличения диаметра телескопа.
В середине семидесятых годов, к моменту начала настоящей работы, считалось, что наилучшие возможные места для астрономических обсерваторий (места с минимальным уровнем оптической нестабильности атмосферы и максимальным количеством ясного ночно-
го времени) уже найдены - это, например, несколько изолированных вершин в Чили, а также в СССР, в Средней Азии (например, вершины Майданак и Санглок). В связи с этим, помимо основной астроклиматической задачи дальнейшего поиска хороших мест,встал вопрос о вертикальном распределении атмосферных оптических помех. Практически этот вопрос заключался в том, какие именно оптически нестабильные слои или области оказывают ночью определяющее влияние на "атмосферное" качество изображения: удаленные или ближние к телескопу? Можно ли добиться существенного улучшения качества изображения установкой телескопа в высокой башне, выше приземного слоя атмосферы?
На этот счет, для случая ночных наблюдений с достаточно обособленных горных вершин, на которых строятся многие новые обсерватории, существовала распространенная концепция преобладающей роли тонкого слоя (высотой порядка 20 м над поверхностью) приземной инверсии [2І-З2] . Однако установка новых астрономических телескопов на исследованных вершинах Ла Силья (Чили) [зз] и Мауна Кеа (Гавайи) Гз4] в высоких башнях [з5,34] (выше основной массы приземных оптических неоднородностей) не привела к ожидаемому улучшению качества изображения [36t37j . Первоначально это объясняли, не отказываясь от концепции преобладающей роли тонкого приземного слоя, образованием дополнительных оптических неоднородностей вследствие теплового и аэродинамического воздействия башни телескопа на воздушную среду снаружи купола и в подкупольном пространстве [з8-40] . С другой стороны, первые непосредственные измерения оптически активной температурной турбулентности на высотах 3 км 4 1г 20 км (в так называемой свободной атмосфере) [4I-44] показали, что высокорасположенные атмосферные слои могут вносить значительный вклад в искажения аст-
V\
рономического изображения. Необходимо отметить, что еще в начале широкого распространения среди отечественных исследователей астроклимата мнения о преобладающей роли тонкого приземного слоя ("концепции изолированной вершины"), прозвучало предостережение перед опасностью пренебрежения более высокими слоями приподнятых инверсий [45] . Интересно, что еще раньше подобное соображение было высказано при выдвижении "концепции изолированной вершины" одним из ее'основоположников [22] !
В сложившейся ситуации были сформулированы следующие цели настоящей работы:
Количественное определение относительного вклада "естественного" (т.е. неискаженного башней) ночного приземного слоя атмосферы над вершиной в ухудшение качества астрономического изображения.
Оценка роли оптической нестабильности воздушной среды вблизи телескопа и роли аэродинамических явлений, связанных с обтеканием горной вершины и башни телескопа, в ухудшении качества астрономического изображения.
Для решения первой задачи в трех горных среднеазиатских обсерваториях (на вершинах Майданак в Узбекистане, Санглок в Таджикистане и на склоне горы Душак—Эрекдаг в Туркмении) были предприняты совместные микротемпературные измерения оптических неоднородностей в приземном слое атмосферы и фотоэлектрические наблюдения дрожания изображения Полярной звезды. Такая методика исследования, основанная на положениях теории распространения волн в турбулентной среде [7J , позволяет получить одновременно и независимо значения турбулентного оптического фактора в приземном слое ( I j_ ) и во всей толще атмосферы ( loo )
Наблюдения дрожания изображения звезды были выполнены П.В.Щегловым (на горе Душак-Эрекдаг - Ю.В.Ханом) при помощи
фотоэлектрического прибора ФЭП [46f2] . микротемпературные измерения, а также обработка и анализ всех данных были проведены автором диссертации.
Необходимо отметить, что подобные совместные микротемпера-турно-оптические измерения проводились также, в разные годы, и другими авторами [21,27,29,31,47-49] . Авторы [21,27,29,Зі] , на основании обнаруженной ими корреляции между величинами пуль-саций температуры воздуха в приземном слое (однако величина Ст не измерялась) и визуальными оценками дрожания изображения звезды (лишь в [29] дрожание измерялось фотоэлектрическим прибором), сформулировали вывод о преобладающем вкладе ночного приземного слоя атмосферы в формирование "атмосферного" качества астрономического изображения. Визуальные наблюдения дрожания изображения звезды с высоты 2 м и 14 м над землей на горе Май-данак подтвердили этот вывод [52] . Однако повторные фотоэлектрические измерения с этих же уровней привели к противоположному результату [бз] . По-видимому, целесообразность использования визуальных оценок качества астрономического изображения весьма ограничена (см., например, [б4-5б] ), что связано с серьезными (и малоизученными) систематическими погрешностями визуального метода [46,57] , а также с возможным влиянием трудно-учитываемого субъективного фактора. Отличие настоящей работы от [21,27,29,31,47-49] заключается в том, что впервые совместно проводились количественные фотоэлектрические наблюдения дрожания изображения звезды и микротемпературные измерения именно той характеристики пульсаций температуры, которая, согласно теории [7] , позволяет определить оптические искажения световой волны. Переход к объективной, теоретически обоснованной методике совместных микротемпературных и оптических измерений обусловил получение качественно нового (по отношению к выводам [21,27,29,
3IJ заключения о степени влияния ночного приземного слоя атмосферы над верпшной на качество астрономического изображения. Наши измерения показали, что турбулентный оптический фактор во всей толще ночной атмосферы над исследованными горными обсерваториями, в среднем, по крайней мере в несколько раз больше,чем в приземном слое, вклад которого в искажение астрономического изображения, таким образом, сравнительно невелик. Отметим,что такой вывод делается не только в настоящей работе. В результате исследований на горах Паломар (США) и Серро Морадо (Чили) [47] а также, согласно сообщению Г.У.Бэбкока (в то время директора обсерватории Хэла, проводившей эти исследования), на горе Лас Кампанас (Чили), прямая корреляция между пульсациями температуры в приземном слое атмосферы и качеством оптического изображения невысока либо отсутствует. Было установлено, что сооружение на горе Лас Кампанас высокой башни для 2.5-метрового телескопа "не даст никакого выигрыша" [48І . Позже подобное заключение было сделано, на основании аналогичных исследований, в связи с установкой 4.2-метрового телескопа на горе Роке де лос Мучачос (Канарские острова) [49І . Это заключение позволило значительно уменьшить первоначальную проектную высоту башни 4.2-метрового телескопа и внести таким образом существенный вклад в снижение общей стоимости сооружения новой обсерватории Г 50J . Невысокая корреляция между визуальными оценками дрожания изображения звезды и значениями турбулентного оптического фактора в ночном приземном слое (полученными из градиентных измерений), а также сравнительно небольшой, в среднем, вклад этого слоя в величину турбулентного оптического фактора во всей толще атмосферы отмечались также в пункте Ассы-Тургень (КазССР) [бі] .
С полученным нами выводом согласуется также эмпирическая
модель некоторого характерного распределения величины ч^и по
высоте h, в ночной атмосфере, найденная в настоящей работе путем сопоставления измеренных нами приземных вертикальных профилей Cu (jij с литературными данными о профилях Cu^hJ в более высоких атмосферных слоях. Вид этой модели позволяет разделить ночную атмосферу на три характерных слоя: приземный слой, высотой порядка десятков метров над вершиной; пограничный слой, высотой порядка сотен метров над вершиной и расположенную выше свободную атмосферу (см. рис. I). Согласно найденной модели,характерные вклады этих слоев в полную величину турбулентного оптического фактора во всей толще атмосферы соотносятся как (< 1): : 2 : 2, т.е. характерный вклад приземного слоя составляет менее 20$.
Исследования, связанные с.второй задачей настоящей работы, свидетельствуют о том, что существенный вклад в искажение астрономического изображения может быть внесен оптической нестабильностью воздушной среды внутри сплошной трубы телескопа. Искажающая роль аэродинамических явлений при обтекании вершины и башни телескопа ветровым потоком обычной скорости, по-видимому, невелика.
Новый и довольно неожиданный подход к проблеме аэродинамики возник уже в ходе выполнения настоящей работы, когда авторами статьи [58] была выдвинута концепция связи периодов наилучшего "атмосферного" качества астрономического изображения с явлением опускания сравнительно малотурбулентных воздушных масс из свободной атмосферы на горную вершину ("фён из свободной атмосферы" ). Данные фотоэлектрических наблюдений дрожания показывают, что это явление должно, по-видимому, существенно чаще происходить в районе горы Санглок, чем горы Майданак [бз] . С таким предположением качественно согласуется обнаруженный в настоящей работе факт значительно большего числа малотурбулентных си-
СВОБОДНАЯ АТМОСФЕРА
I ПОГРАНИЧНЫЙ СЛОИ
io",6_ ю'м
2/3
с1 >
TV )
100м
Рисі. Схема распределения по высоте К, турбулентных оптических помех в ночной атмосфере над горной вершиной.Характерная модель профиля СуДУ^в свободной атмосфере (I ) и пограничном слое'( II ) получена из обзора литературы (см. главу О,- в приземном слое - по данным наших измерений на вершинах Майданак ( III ) и Санглок ( III'), IV - область воздушной среды,подверженная влиянию телескопа и его башни.
туаций в приземном слое атмосферы на горе Санглок, чем на горе Майданак.
Настоящая работа состоит из Введения, пяти глав и Заключения. Глава I посвящена обсуждению требований, предъявляемых микротермометрическим приборам (1), описанию примененной аппаратуры ( 2), методики и обработки микротемпературных измерений ( 4), а также обработки данных фотоэлектрических наблюдений дрожяния изображения звезды ( 5). В 3 главы I описаны портативный комплекс для регистрации на магнитную ленту и последую- . щего воспроизведения аналоговых выходных сигналов измерительных приборов, а также система (на базе микро-ЭВМ "Электроника ДЗ-28") и программы для цифровой обработки этих сигналов.
В настоящей работе большое значение придается вопросу о достоверности получаемых оценок. Глава 2 посвящена экспериментальной проверке достоверности используемой нами микротемпературной методики. Проверка осуществлялась путем прямого сравнения с независимыми микротемпературными ( I) и оптическими (2) методиками (в первую очередь с прибором ФЭП) в ходе совместных измерений. Результаты совместных измерений, проведенных на приземной горизонтальной трассе на горе Санглок, свидетельствуют об удовлетворительном взаимном согласии, в среднем, примененных в настоящей работе микротемпературной и оптической методик в интервале значений I , соответствующем реально наблюдаемым значениям турбулентного оптического фактора І ^ во всей толще атмосферы ( 3). Таким образом, проведенные нами совместные микротемпературные и оптические измерения, имеющие целью определение относительного вклада ночного приземного слоя в полную величину турбулентного оптического фактора I <*> во всей толще атмосферы, отличаются от выполненных ранее другими авторами подобных работ [21,27,29,31,47-49,5і] не только при-
менением теоретически обоснованных, объективных, количественных методов измерений, но и наличием как взаимной калибровки обоих методов, так и аттестации их путем сравнения с другими независимыми методиками.
Методика регистрации и цифровой обработки выходных сигналов измерительных приборов
Необходимо отметить, что подобные совместные микротемпера-турно-оптические измерения проводились также, в разные годы, и другими авторами [21,27,29,31,47-49] . Авторы [21,27,29,Зі] , на основании обнаруженной ими корреляции между величинами пуль-саций температуры воздуха в приземном слое (однако величина Ст не измерялась) и визуальными оценками дрожания изображения звезды (лишь в [29] дрожание измерялось фотоэлектрическим прибором), сформулировали вывод о преобладающем вкладе ночного приземного слоя атмосферы в формирование "атмосферного" качества астрономического изображения. Визуальные наблюдения дрожания изображения звезды с высоты 2 м и 14 м над землей на горе Май-данак подтвердили этот вывод [52] . Однако повторные фотоэлектрические измерения с этих же уровней привели к противоположному результату [бз] . По-видимому, целесообразность использования визуальных оценок качества астрономического изображения весьма ограничена (см., например, [б4-5б] ), что связано с серьезными (и малоизученными) систематическими погрешностями визуального метода [46,57] , а также с возможным влиянием трудно-учитываемого субъективного фактора. Отличие настоящей работы от [21,27,29,31,47-49] заключается в том, что впервые совместно проводились количественные фотоэлектрические наблюдения дрожания изображения звезды и микротемпературные измерения именно той характеристики пульсаций температуры, которая, согласно теории [7] , позволяет определить оптические искажения световой волны. Переход к объективной, теоретически обоснованной методике совместных микротемпературных и оптических измерений обусловил получение качественно нового (по отношению к выводам [21,27,29]заключения о степени влияния ночного приземного слоя атмосферы над верпшной на качество астрономического изображения. Наши измерения показали, что турбулентный оптический фактор во всей толще ночной атмосферы над исследованными горными обсерваториями, в среднем, по крайней мере в несколько раз больше,чем в приземном слое, вклад которого в искажение астрономического изображения, таким образом, сравнительно невелик. Отметим,что такой вывод делается не только в настоящей работе. В результате исследований на горах Паломар (США) и Серро Морадо (Чили) [47] а также, согласно сообщению Г.У.Бэбкока (в то время директора обсерватории Хэла, проводившей эти исследования), на горе Лас Кампанас (Чили), прямая корреляция между пульсациями температуры в приземном слое атмосферы и качеством оптического изображения невысока либо отсутствует. Было установлено, что сооружение на горе Лас Кампанас высокой башни для 2.5-метрового телескопа "не даст никакого выигрыша" [48І . Позже подобное заключение было сделано, на основании аналогичных исследований, в связи с установкой 4.2-метрового телескопа на горе Роке де лос Мучачос (Канарские острова) [49І . Это заключение позволило значительно уменьшить первоначальную проектную высоту башни 4.2-метрового телескопа и внести таким образом существенный вклад в снижение общей стоимости сооружения новой обсерватории Г 50J . Невысокая корреляция между визуальными оценками дрожания изображения звезды и значениями турбулентного оптического фактора в ночном приземном слое (полученными из градиентных измерений), а также сравнительно небольшой, в среднем, вклад этого слоя в величину турбулентного оптического фактора во всей толще атмосферы отмечались также в пункте Ассы-Тургень (КазССР) [бі] .
С полученным нами выводом согласуется также эмпирическая модель некоторого характерного распределения величины ч и по высоте h, в ночной атмосфере, найденная в настоящей работе путем сопоставления измеренных нами приземных вертикальных профилей Cu (jij с литературными данными о профилях Cu hJ в более высоких атмосферных слоях. Вид этой модели позволяет разделить ночную атмосферу на три характерных слоя: приземный слой, высотой порядка десятков метров над вершиной; пограничный слой, высотой порядка сотен метров над вершиной и расположенную выше свободную атмосферу (см. рис. I). Согласно найденной модели,характерные вклады этих слоев в полную величину турбулентного оптического фактора во всей толще атмосферы соотносятся как ( 1): : 2 : 2, т.е. характерный вклад приземного слоя составляет менее 20$.
Исследования, связанные с.второй задачей настоящей работы, свидетельствуют о том, что существенный вклад в искажение астрономического изображения может быть внесен оптической нестабильностью воздушной среды внутри сплошной трубы телескопа. Искажающая роль аэродинамических явлений при обтекании вершины и башни телескопа ветровым потоком обычной скорости, по-видимому, невелика.
Новый и довольно неожиданный подход к проблеме аэродинамики возник уже в ходе выполнения настоящей работы, когда авторами статьи [58] была выдвинута концепция связи периодов наилучшего "атмосферного" качества астрономического изображения с явлением опускания сравнительно малотурбулентных воздушных масс из свободной атмосферы на горную вершину ("фён из свободной атмосферы" ). Данные фотоэлектрических наблюдений дрожания показывают, что это явление должно, по-видимому, существенно чаще происходить в районе горы Санглок, чем горы Майданак [бз] . С таким предположением качественно согласуется обнаруженный в настоящей работе факт значительно большего числа малотурбулентных ситуаций в приземном слое атмосферы на горе Санглок, чем на горе Майданак.
Настоящая работа состоит из Введения, пяти глав и Заключения. Глава I посвящена обсуждению требований, предъявляемых микротермометрическим приборам (1), описанию примененной аппаратуры ( 2), методики и обработки микротемпературных измерений ( 4), а также обработки данных фотоэлектрических наблюдений дрожяния изображения звезды ( 5). В 3 главы I описаны портативный комплекс для регистрации на магнитную ленту и последую- . щего воспроизведения аналоговых выходных сигналов измерительных приборов, а также система (на базе микро-ЭВМ "Электроника ДЗ-28") и программы для цифровой обработки этих сигналов. В настоящей работе большое значение придается вопросу о достоверности получаемых оценок.
Прямое сравнение микротемпературных и оптических астроклиматических приборов на горизонтальной трассе
Вольфрамовая нить намотана бифилярной спиралью на каркас датчика, образованный вертикальными отрезками тонкой лески (см. рис.3). Сопротивление датчика при комнатной температуре ЗчА 1.3 ком. Размер датчика 1 = 2 см. При скорости ветра ц,= I м/сек ослабление спектральной плотности пульсаций вдвое (из-за пространственного осреднения в объеме датчика) имеет место на частоте 20 гц. Как видно, при малой скорости ветра ( U, 2 м/сек) осреднение в объеме датчика сильнее влияет на измерения быстрых пульсаций температуры, чем тепловая инерционность нити. При скоростях ветра И 3 м/сек преобладает эффект тепловой инерции нити.
При разностных измерениях два датчика включаются, с помощью специального кабеля длиной 80 м, в соседние плечи моста переменного тока. Два других плеча моста совмещены с питающими обмотками трансформатора, входящего в состав задающего генератора, частота которого равна 2.4 кгц (см. рис. 2). Равенство сопротивлений датчиков выдерживается с точностью до 0.5 %, питающих обмоток - до I %. Эффективное значение тока через датчик ьэфф »0.14 ма. Величины перегрева дТ нити датчика и "ложных" тер-моанемометрических пульсаций температуры o(&T) пренебрежимо малы: согласно формулам (9,10), при скорости ветра ы=1м/сек и ее относительной флуктуации o u./u, =0.3, имеем дТ =3.10 К и S"(AT) = 3.10-5 К.
Сигнал разбаланса моста поступает на усилитель переменного тока и затем на синхронный детектор (см. рис. 2). Продетектиро-ванный сигнал поступает на фильтр нижних частот с верхней границей полосы пропускания Я макс = 71 гц. Изменения выходного сигнала термометра пропорциональны изменениям разности температур датчиков. При измерениях пульсаций температуры одиночного датчика второй датчик заменялся эквивалентным термостабильным сопротивлением.
Оперативная обработка выходного сигнала термометра производится в реальном времени с помощью простого аналогового устройства БСМ, состоящего из аттенюатора, усилителя (с нижней границей полосы частот Y H « 0.036 гц), двухполупериодного линейного детектора, ключа, управляемого реле времени (таймером) на 30 сек, интегратора и стрелочного прибора (см. рис. 2). Отсчет М (выраженный в делениях стрелочного прибора), соответствующий выходному напряжению интегратора, снимается после размыкания ключа таймером, т.е. через 30 сек после начала интегрирования. Таким образом, БСМ позволяет получить осредненную за 30 сек величину модуля пульсаций разности температур датчиков.
Для исследования амплитудной характеристики всего измерительного микротемпературного тракта, параллельно одному из эквивалентных термостабильных сопротивлений "R = 1 , заменяющих датчики, через специальный ключ подключалось шунтирующее сопротивление ш э см Рис# 4 # Зашкаыие и размыкание ключа производилось вручную, с частотой I гц и скважностью а 2 : I. Получающееся в результате периодическое изменение сопротивления данного плеча моста эквивалентно изменению температуры датчика во времени по прямоугольному закону с частотой I гц, скважностью ы, 2 : I и полным перепадом температуры дТро =" э/йш/ с Переменный, периодический характер этого калибровочного колебания необходим для того, чтобы определить его величину с помощью БСМ, частотная полоса которого не позволяет измерять постоянную составляющую исследуемого сигнала. Измерения с различными величинами - показали, что амплитудная характеристика флуктуационного термометра Ф-2 линейна в пределах + 0,8 К (см. рис. 5), либо, после переключения на меньшую чувствительность, в пределах + 2 К (для о6 = 3.2-10 К ). Амплитудную характеристику всего тракта: термометр - БСМ, можно считать линейной в диапазоне отсчетов М 3 (см. рис. 6). Линейность амплитудной характеристики БСМ сохраняется вплоть до размаха калибровочного сигнала, вдвое превышающего размах, соответствующий максимальному (на шкале стрелочного прибора) отсчету М = 50. Таким образом, динамический диапазон БСМ при измерении калибровочных сигналов составляет около 30 раз. Четырехступенчатый аттенюатор позволяет уменьшать чувствительность БСМ до 400 раз по отношению к максимальной. Нелинейность в области М 3 обусловлена свойствшли использованного линейного детектора на полупроводниковых диодах. Нелинейности в области больших размахов калибровочного сигнала обусловлены ограничением в усилителях термометра или БСМ. Случайный разброс точек при измерении амплитудных характеристик можно объяснить отличиями истинных сопротивлений использованных в качестве sm серийных резисторов от их номиналов, а также неточным соблюдением скважности 2 : I при ручных переключениях.
Аналогичный способ получения амплитудной характеристики используется для оперативной градуировки всего тракта: термо-метр-БСМ, которая в экспедиционных условиях проводится каждую ночь с помощью автоматического калибратора. При этом переключения шунтирующих цепочек осуществляются по сигналу мультивибратора (с частотой I гц и скважностью 2:1), управляющего электронным ключом. Для исключения естественных атмосферных пульсаций температуры во время градуировки, датчики закрываются теплоизоляционными чехлами. В калибраторе предусмотрено 5 значений амплитуды калибровочного прямоугольного колебания: дТ = 0.29,0,051,0.010,0.0021 и 0.00074 К (при д в 1.3 ком и об = 3.2 10 К ) Для градуировки тракта термометр - БСМ при данной чувствительности используются два соседних значения калибровочной амплитуды (см. рис. 6).
Вертикальные профили структурной характеристики показателя преломления С(К) в ночном приземном слое атмосферы
В этой системе выходные сигналы измерительных приборов через электронный управляемый коммутатор поочередно подключаются к входу аналого-цифрового преобразователя (АЦП). АЩ формирует параллельный двоичный код-число, соответствующее величине напряжения сигнала в момент преобразования. 8 старших разрядов этого кода вводятся в ЭВМ. Таким образом, весь диапазон напряжений измеряемых сигналов разбивается на 255 равноотстоящих дискретных уровней. Синхронизация работы всей системы осуществляется управляющим устройством. Система может работать также в режиме одноканального ввода, без коммутатора.
Обработка сигналов с помощью системы производится по одной из 3 программ. "Программа вторых моментов" позволяет получить значения дисперсий обрабатываемых сигналов и коэффициентов корреляции между ними в двух диапазонах частот: А , { /ьХ0 и г і/дЬі і где д"Ь0 - продолжительность данной серии измерений, а Ді1 - длительность каждого из отрезков, на которые разбивается вся серия. Значения ДЬ0 и ДЦ задаются перед началом обработки.
Вторая программа обработки, разработанная М.М.Федоровым одноканальная "программа распределений", позволяет получить гистограмму, значений исследуемого сигнала X, среднее значение X , значения среднего модуля пульсаций сигнала дх = х - х , дисперсии (АХ) , величины асимметрии As и эксцесса Ех функции распределения вероятностей сигнала X , а также коэффициент К = (дх)2 / 1 лх 2 .
Третья, "спектральная программа" обработки использовалась в одноканальном режиме для получения спектров мощности пульсаций сигналов, воспроизведенных с магнитной ленты. Для этого используется алгоритм быстрого преобразования Фурье. Объем оперативной памяти ЭВМ "Электроника ДЗ-28" позволяет обрабатывать по "спектральной программе" два исходных массива данных по 512 точек в каждом. Соответствущие спектральные плотности получаются в результате осреднения в пределах заданных частотных полос -прямоугольных спектральных "окон". "Окна" формируются так, чтобы они не перекрывались и охватывали все спектральные компоненты в диапазоне от мин = s/5 до уМякС = Ts/2. ( . - частота выборки). При этом центральные частоты "окон" образуют в логарифмическом масштабе последовательность с примерно равномерным шагом. Значение частоты выборки jLs задается перед началом ввода: &s - JL /m, , где JL = 128 гц - фиксированная частота ввода чисел, YYi d - целочисленный параметр, указывающий сколько следующих друг за другом чисел нужно осред-нить для получения одного элемента исходного массива 512 точек. Для расширения диапазона частот, в котором определялся спектр, обработка каждой записи проводилась последовательно при двух различных значениях YYb
Определение С т в настоящей работе проводилось в два этапа: сначала, с помощью термометра Ф-2 и аналогового БСМ находилась величина среднего модуля AltT пульсаций разности температур двух датчиков, а потом осуществлялся переход к дисперсии этих пульсаций ГДмТ) " [66,68j . Лабораторная обработка магнитных записей с целью исследования соотношения между средним модулем и дисперсией пульсаций заключалась в получении, с помощью серийного амплитудного анализатора .AK-I28, гистограммы значений сигнала разности температур &JT (при горизонтальной базе = 0,5 м) для каждой записи. При этом весь интервал значений воспроизведенного сигнала Л Т разбивался на 128 уровней амплитуды, а выборка значений сигнала производилась с частотой 64 гц. Длительность записей, полученных на горах Майданак и Санглок, составляла &t0 = 4#5 мин, на горе Душак-Эрекдаг - &t0 = 2.5 мин. Примеры гистограмм,полученных в ночном приземном слое атмосферы на горе Майданак, показаны на рис. 14. По каждой гистограмме определялись величины среднего модуля пульсаций Д05Т , дисперсии (д05Т коэффициента К = (Д05Т) / А05Т 2- , а также значения асимметрии As и эксцесса Ех распределения вероятностей сигнала А /Г в данной реализации. При этом нижняя граница полосы частот составляла # тя в і/ді0 0.004 гц (в случае Душака-Эрекдага 4 Ю[К ъ 0.007 гц). Таким образом были обработаны 22 ночных записи, полученных в 1978 г. на горе Майданак, 18 ночных и 17 утренних и дневных записей, полученных в 1979 г. на горе Душак-Эрекдаг и 47 ночных записей, полученных в 1980 г. на горе Санглок (см. табл. 2). В табл. 5 приведены средние значения и среднеквадратичные отклонения коэффициента перехода К от квадрата среднего модуля к дисперсии пульсаций разности температур Д05Т.
Как видно из табл. 5, средние значения К увеличиваются с ростом высоты Vt и заметно превышают величину \\- %/1 , соответствующую нормальному закону распределения Гб6,68І . Это связано с формой функции распределения плотности вероятности сигнала Д05 Т" : по сравнению с законом Гаусса наблюдается избыток очень больших отклонений (в далеких крыльях распределения), значительно более резкий и высокий пик плотности вероятности в центре распределения и недостаток умеренных значений
Оптическая нестабильность воздушной среды вблизи телескопа и купола башни
В связи с практическим значением результатов исследования оптической нестабильности атмосферы для решения задач, связанных с вводом в строй новых астрономических телескопов, возникает вопрос о достоверности получаемых оценок, о величине случайных и систематических ошибок измерений. История исследований астроклимата поназывает,что в этой области вопрос о достоверности методов измерений всегда стоял остро (см., например, [2] ).
Всякий объективный измерительный прибор, как правило, снабжен собственной системой градуировки, обеспечивающей шкалу абсолютных значений измеряемой величины. Однако эта "внутренняя" абсолютная шкала данного прибора может быть отягощена случайными и систематическими ошибками. Экспериментальная оценка этих ошибок может быть получена в результате прямого сравнения с другим прибором, осуществляющим независимую шкалу абсолютных значений этой же величины. Прямое сравнение заключается в одновременных измерениях одной и той же величины в одном и том же месте с помощью обоих приборов. Очевидно, что совпадение данных, полученных с помощью различных приборов, не гарантирует отсутствия ошибки, например такой, которая присуща обеим сравниваемым методикам. И, тем не менее, сравнение независимых приборов обеспечивает,по-видимому, самый надежный критерий достоверности аппаратуры и методики измерений.
Исходя из этого, за время выполнения настоящей работы были проведены прямые сравнения используемой микротемпературной методики с другими микротермометрами, а также с оптическими приборами, в первую очередь с прибором ФЭП [69,72] .
С 29 сентября по 3 октября 1978 г. на степном полигоне Института физики атмосферы (ИФА) Ж СССР в Цимлянске, в дневное время, в условиях неустойчивой стратификации приземного слоя атмосферы приводилось прямое сравнение примененного в настоящей работе разностного микротемпературного метода со спектральным методом измерения Ст [б9] . Этот спектральный метод в течение многих лет используется в ИФА АН СССР для исследования приземного слоя атмосферы и осуществляется при помощи микротермометра MT-I [7б] , измеряющего пульсации температуры небольшого одиночного датчика, сравнительно узкополосного аналогового электронного фильтра, позволяющего оценить спектральную плотность пульсаций WT(i0) на частоте e = 2#9 гц, и анемометра для измерения средней скорости ветра. Спектральные измерения Ст были выполнены с .Л. Зубковским (ИФА АН СССР). Датчики термометров Ф-2 и MT-I, а также датчик дистанционного чашечного анемометра, были установлены на каретке, которая может перемещаться вертикально вдоль мачты. Измерения велись на высотах \г с 3.7, 6.8, II, 22 и 33 м над уровнем земли. Каждое значение Ст получалось в результате осреднения двадцатиминутной серии измерений на данной высоте. Всего была проведена 31 серия измерений (см. табл. 4). Спектральные оценки вычислялись по формуле (12), разностные - по формуле (19). Для определения коэффициента перехода К от квадрата среднего модуля пульсаций разности температур Д Т к их дисперсии (А Т) (при горизонтально расположенной базе % s 0.5 м) выходной сигнал термометра Ф-2, во время некоторых серий, дополнительно подавался на аналоговый электронный квадратор, применяемый в ИФА АН СССР [94] . По значениям 10ST И (Д0І5Т) » измеренным в 6 сериях на различных высотах, было определено среднее значение и среднеквадратичное отклонение коэффициента перехода: К = 2.33 +0.17.
Значения (Ст)9_г и (Ст)мт_ , полученные одновременно разностным и спектральным методом, сопоставлены на рис. 21а. Несмотря на заметный разброс отдельных точек, в среднем согласие данных, полученных обоими методами, можно считать хорошим (коэффициент корреляции о = 0.95). Для количественного выражения степени этого согласия было найдено среднее значение и среднеквадратичное отклонение отношения спектральной оценки к разностной оценке С : (Ст)мт-і/(Ст)9_2 =0.99+0.32 [б9].
Подобное сравнение было проведено также в Цимлянске, с 5 по 21 мая 1982 г. в ночное время суток [72] . Спектральный метод определения С т осуществлялся при помощи специализированного узкополосного микротермометра СХТ, предназначенного для измерения спектральной плотности т(о) пульсаций температуры датчика на фиксированной частоте i0 = 2.9 гц [эб] . Эти измерения были выполнены Н.В.Ковалевым (ИФА Ж СССР). Разностный метод осуществлялся при горизонтальной базе t = 0.25 м. Датчики термометров Ф-2 и СХТ, а также датчик анемометра, были установлены на высоте Vl = 1.35 м. Было проведено 57 десятиминутных серий совместных измерений (см. табл. 4). В 26 сериях сигнал термометра Ф-2 обрабатывался с помощью цифровой системы на базе ЭВМ по "программе распределений" (см. 3 гл. І). В результате было найдено среднее значение и среднеквадратичное отклонение коэффициента перехода К = 2.02 + 0.16.
