ИССЛЕДОВАНИЕ ОСОБЕННОСТЕЙ АТМОСФЕРНОЙ ТУРБУЛЕНТНОСТИ ОПТИЧЕСКИМИ МЕТОДАМИ

Почти любой эксперимент по определению статистических характеристик оптической волны, прошедшей слой турбулентной среды, даёт возможность найти интенсивность турбулентных пульсаций, описываемую структурной характеристикой , в частности, в формулах, получаемых методами возмущений, структурная характеристика входит в качестве сомножителя и легко находится методом измерения дисперсии флуктуаций логарифма амплитуды, разности фаз, смещений изображения в фокальной плоскости приемной линзы.

Простейшим способом структурная характеристика могла бы быть определена из измерений дисперсии флуктуации логарифма интенсивности оптической волны  с использованием формулы вида, где  ‑ дистанция,  ‑ волновое число. Однако, как следует из экспериментальных данных, эта формула и аналогичные соотношения для ограниченных оптических пучков применимы в приземном слое атмосферы в лучшем случае на расстоянии не более нескольких сот метров. Кроме того, сама величина дисперсии логарифма интенсивности при измерениях на близких расстояниях существенно зависит от величины внутреннего масштаба турбулентности, что вносит в метод дополнительную неопределенность.

Для оценки влиянии турбулентности атмосферы на качество видения черед атмосферу внеатмосферных источников при выборе места установки астрономических инструментов, минимизации искажающего воздействия турбулентности на работу сложных оптических систем используются компактные мобильные измерители параметров турбулентности атмосферы. Среднее по трассе распространения излучения значение структурной постоянной показатели преломления  и радиус Фрида плоской  волны можно определить из измерений дисперсии случайных смешений энергетического центра тяжести (ЭЦТ) изображения источника света. В таких измерителях в погрешность определения параметров турбулентности существенный вклад вносят различного рода вибрации конструкций передатчика и приемника. От этого недостатка свободны дифференциальные измерители дрожания изображения.

Принципиальная схема измерителя приведена на рисунке 1.

Рисунок 1. Дифференциальный оптический измеритель параметров атмосферной турбулентности

В качестве источника излучения используется He-Ne-лазер 1. На передатчике с помощью малогабаритной (что немаловажно при создании передвижных установок) оптики 2 формируется расходящийся пучок, диаметр которого и конце трассы превышает диаметр входной линзы телескопа. Управляемое по углу зеркало 3 с известной угловой чувствительностью используется для калибровки измерителя. Излучение распространяется по атмосферной трассе 7 протяженностью L.

Перед входной линзой телескопа 6 устанавливаются сменные маски 5 с двумя отверстиями (субапертурами), расположенными симметрично относительно оптической оси приемной системы. Диаметр субапертур D равен 4 мм, расстояние между центрами отверстий d может варьироваться от 68 до 90 мм. С помощью бипризмы Френеля 7 два изображения источника, сформированные оптической системой телескопа и входными субапертурами, пространственно разносятся в плоскости резкого изображения.

Смещения изображений регистрируются двумя квадрантными координатно-чувствительными приемниками 8 типа ФД-19КК. Сигналы с приемников подаются на входы двухкоординатных измерителей 9 угловых смещений энергетического центра тяжести изображения.

Запись и обработка аналоговых сигналов с измерителей осуществляются с помощью программно-аппаратного комплекса 10, включающего в себя IBM-совместимый компьютер, 8-канальную систему ввода аналоговой информации, 12-разрядпый АЦП, специализированный пакет программ [1].

Конструкция приемной части измерителя обеспечивает достаточную жесткость элементов юстировочных узлов, что является определяющим для дифференциальных измерений.

Реализаций оптических методов измерения турбулентности, такие как: SCIDAR, SLODAR, DIMM и т.п. эксплуатируют двойные звезды. Например, SLODAR метод подобен SCIDAR в том, что эксплуатирует измерения двойных звезд для восстановления турбулентных профилей через триангуляцию, однако SCIDAR использует измерения изображения мерцания на апертуре телескопа.

Носовым В.В., Лукиным В.П., Носовым Е.В., Торгаевым А.В. предложен фазовый метод восстановления профиля атмосферной турбулентности по измерениям дрожания оптических изображений двух пересекающихся лазерных пучков [2].

В работе использована модификация этого метода для наблюдений лазерных опорных звезд.

Пространственная корреляционная функция смещений оптических изображений двух разнесенных лазерных опорных звезд, может быть представлена в виде

B(r ₀, r _R )=s  ²dx x ^5/3 C_n² (h(x x)) ₁F₁ (1/6,1,-|r ₀(1-x ) + r _R x|² /(2 a_t² x ²))  (1)

Здесь x –длина атмосферной трассы, h(xx) – текущая высота над земной поверхностью, r₀ и r_R - векторы, соединяющие соответственно центры опорных звезд и центры одинаковых оптических приемников, a_t - радиус приёмника. Если оси визирования каждым приемником своей опорной звезды пересекаются, что соответствует условию r_R = -mr₀, где m – любое неотрицательное число, то ядро интегрального уравнения (1) имеет максимум внутри интервала интегрирования в точке x = m/(1+m). Максимум будет резким, когда расстояние между звездами существенно превышает радиус приёмника (r₀ » a_t/(1+m)²). В этом случае из (1) находим простое приближенное соотношение для восстановления структурной характеристики флуктуаций показателя преломления C_n²(h) (высотный профиль вдоль оптической трассы) путем изменения поперечного расстояния между звездами, т.е. величины m:

B(r ₀, r _R ) = c₀ F_t ² x a_t  ^{2 / 3} r₀ ^-1 (1+m) ^{-11 / 3} C_n²(h _m), h _m = h₀ + m x cosq  / (1+m),

где c₀ = const » 25.0, F_t -фокусное расстояние приемников, q - зенитный угол центра интервала между опорными звездами, h₀ – высота приемников над подстилающей поверхностью. Если параметры r₀, a_t, m таковы, что максимум ядра недостаточно резкий, то восстановление профиля C_n²(h) лучше начинать от подстилающей поверхности, учитывая на каждом шаге результаты восстановления на предыдущих шагах. Пространственное разрешение предложенного метода по высоте Dh (интервал осреднения C_n²(h)) определяется выражением Dh » 7 a_t x cosq r₀ ^-1(1+m)^{- 2}. Величина Dh минимальна (разрешение максимально) вблизи подстилающей поверхности и растет с длиной атмосферной трассы [2].

При апробации метода использовались следующие параметры: x =100 м, a_t = 10 см, r₀  = 200 мм, q = 0^о, m =5. В итоге, получилось, что Dh » 9,722 м.

Список литературы:

1. В. И. Татарский. Распространение волн в турбулентной атмосфере. М., 1967. 548с.
2. Nosov V.V., Torgaev A.V. Fifteenth International Laser Radar Conference, Abstracts of papers, Part I, Tomsk, USSR Publ. Institute of Atmospheric Optics, 1990, July 23-27, p.260 –261.
3. Тараненко В. Г., Шанин О. И. Адаптивная оптика. М., Радио и связь. 1990.112с.
4. Е.В. Ермолаева, В.А. Зверев, А.А. Филатов. Адаптивная оптика. СПб: НИУ ИТМО. 2012. 297 с.
5. А. С. Гурвич, А. И. Кон, В. Л. Миронов, С. С. Хмелевцов. Лазерное излучение в турбулентной атмосфере. М., «Наука». 1976. 277 с.
6. В. И. Татарский. Распространение волн в турбулентной атмосфере. М., 1967. 548с.
7. В. Е. Зуев, В. А. Банах, В. В. Покасов. Оптика турбулентной атмосферы. Гидрометеоиздат. 1988. 271c.
8. Антошкин Л.В., Ботыгина Н.Н., Емалеев О.Н., Лавринова Л.Н., Лукин В.П. Дифференциальный оптический измеритель параметров атмосферной турбулентности // Оптика атмосферы и океана. 1998. Т. 11, № 11. С. 1219-1223.
9. Ботыгина Н.Н., Ковадло П.Г., Копылов Е.А., Лукин В.П., Туев М.В., Шиховцев А.Ю. Оценка качества астрономического видения в месте расположения Большого солнечного вакуумного телескопа по данным оптических и метеорологических измерений. // Оптика атмосферы и океана. 2013. Т. 26, № 11. С. 942 – 947