Зависимость эффективности астрономического телескопа от оптической нестабильности воздушной среды и аэродинамических явлений тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

ВВЕДЕНИЕ.

Глава I. МЕТОДИКА ИЗМЕРЕНИЙ И ИХ ОБРАБОТКИ

§ I. Микротермометрические методы измерения атмосферных неоднородноетей показателя преломления.

§ 2. Аппаратура для микротемпературных измерений

§ 3. Методика регистрации и цифровой обработки выходных сигналов измерительных приборов

§ 4. Методика обработки микротемпературных измерений ;.

§ 5. Методика обработки фотоэлектрических наблюдений дрожания изображения звезды

Глава 2. ЭКСПЕРШЕНГАШЬНАЯ ПРОВЕРКА ДОСТОВЕРНОСТИ

ИСПОЛЬЗУЕМОЙ МИКРОТЕМПЕРАТУРНОЙ МЕТОДИКИ

§ I. Прямое сравнение микротемпературных методик.

§ 2. Прямое сравнение микротемпературных и оптических астроклиматических приборов на горизонтальной трассе

§ 3. Обсуждение результатов сравнения приборов на горизонтальной трассе

Глава 3. ВЛИЯНИЕ ТУРБУЛЕНТНОСТИ В НОЧНОМ ПРИЗЕМНОМ СЛОЕ АТМОСФЕРЫ НА КАЧЕСТВО АСТРОНОМИЧЕСКОГО ИЗОБРАЖЕНИЯ В ТРЕХ ГОРНЫХ ОБСЕРВАТОРИЯХ.

§1.0 законе Колмогорова-Обухова в ночной турбулентной атмосфере

§ 2, Вертикальные профили структурной характеристики показателя преломления сЦЬ.) в ночном приземном слое атмосферы

§ 3. О суточном ходе интенсивности температурной турбулентности по измерениям на горах Майданак и Душак-Эреццаг.

§ 4. Исследование относительного вклада ночного приземного слоя атмосферы в формирование "атмосферного" качества астрономического изображения

Глава 4. ВЕРТИКАЛЬНОЕ РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ТУРБУЛЕНТНЫХ ОПТИЧЕСКИХ ПОМЕХ В РАЗЛИЧНЫХ СЛОЯХ НОЧНОЙ АТМОСФЕРЫ (обзор литературы) .{

§ I. Общая характеристика литературных данных о вертикальных профилях C^(Vi) {

§ 2. Свободная атмосфера.

§ 3. Пограничный слой атмосферы

§ 4. Приземный слой атмосферы.

§ 5. Распределение турбулентного оптического фактора по слоям в ночной атмосфере . (

Глава 5. ИССЛЕДОВАНИЕ АЭРОДИНАМИЧЕСКИХ ЯВЛЕНИЙ И ОПТИЧЕСКОЙ НЕСТАБИЛЬНОСТИ ВОЗДУШНОЙ СРВДЫ ВБЛИЗИ ТЕЛЕСКОПА И ЕГО БАШНИ №

§ I. Влияние аэродинамических явлений на качество астрономического изображения (обзор литературы)

§ 2. Исследование обтекания горной вершины ветровым потоком в ночных условиях

§ 3. Оптическая нестабильность воздушной среды вблизи телескопа и купола башни

§ 4. Обсувдение результатов аэродинамических исследований.

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 [i] , определяется как величина, обратная минимальному обнаружимому световому потоку Ti* от звезды, проходящему через I он? входного отверстия, выраженному в единицах: количество фотонов / сек/см^. В режиме прямого фотографирования проницающая способность l/n,* прямо пропорциональна диаметру D входного отверстия телескопа и обратно пропорциональна угловому размеру (Ь изображения звезды: l/^* °° -^/Р Именно отношение этих двух величин сильнее всего влияет на проницающую способность. Для фотоэлектрических наблюдений справедливо это же соотношение: l/u* D/f) , 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 [1] . Вид формулы для проницающей способности телескопа в ренсиме спектроскопических наблкщений с фотографической регистрацией спектра зависит от наблкдательной задачи (обнаружение непрерывного спектра либо обнаружение узких или широких спектральных линий), от соотношения между размером фокального изображения звезды и шириной щели спектрографа, от соотношения между размером монохроматического изображения звезды в фокусе камеры спектрографа и высотой (расширением перпендикулярно дисперсии) спектра. Только в том случае, когда размер 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 причем показатель степени принимает зна чения от 0.5 до 2 (в зависимости от режима наблюдений) и никогда не уступает по величине показателю сц : [1]. Это значит, что улучшение качества изображения влияет на повышение проницающей способности спектроскопических наблкщений не менее сильно, чем увеличение диаметра телескопа. Согласно [2] эффективность современного оптического телескопа данного диаметра 1) , установленного в районе с большим количеством ясного ночного времени, фактически можно достаточно полно характеризовать размером изображения звезды р (качеством изображения), поскольку диапазоны возможных значений других параметров сравнительно невелики. Очевидно, что качество изображения не только влияет на проницающую способность телескопа, но и определяет возможность достижения высокого углового разрешения при наблюдениях пространственной структуры небесных объектов.

Влияние качества изображения на проницающую способность телескопов при таких "неклассических" методах наблвдений, 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 неоднородностей показателя преломления воздуха па , 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-б] ). На этом соответствии основаны широкораспространенные микротермометрические методы исследования атмосферных оптических неоднородностей 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

1)Т(Ч> ?ч)=<(Т1-Тг)2"> (здесь координаты точек пространства, Т^ и Т^ - 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^ЛЬЪтСО» (I) где X = Ч^ - ^ | - расстояние между точками I и 2, принадлежащее так называемому инерционному интервалу пространственных масштабов: 10« X « Ь0 ( I Ц - соответственно 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 - [,„ ~ 1п С 1п - высота над подстилающей поверхностью) Г 71 . г 2.

Структурная характеристика температуры ^ т описывает интенсивность температурной турбулентности и может быть измерена при помощи микропульсационных датчиков. Аналогичным образом определяется структурная характеристика показателя преломления С^ [7] , описывающая интенсивность флуктуаций оптической плотности.

Теория распространения волн в турбулентной среде, развитая ВжИ.Татарским [7] , позволяет найти любую характеристику искажений волнового фронта или оптического изображения если известны значения величины Си во всех точках I оптической трассы Ь , причем искажения фазы световой волны и качество изображения определяются параметром 1 = з (назовем его турбулентным оптическим фактором). Турбулентные искажения приводят к случайным, меняющимся во времени искривлениям волнового фронта. Общепринятой характеристикой этих искажений является величина - радиус когерентности волнового фронта, т.е. характерный размер такого участка в плоскости входного зрачка телескопа, в пределах которого величина флуктуаций разности фаз световой волны в среднем меньше % рад и излучение монет считаться когерентным. Строгое определение величины %0 , данное в [в] , допускает также следующую, астрономическую трактовку: *Ь0 - это диаметр такого идеального объектива, дифракционное разрешение которого (в отсутствие атмосферы) равно (в смысле критерия Штреля [8] ) разрешению очень большого телескопа при наблюдениях через атмосферу с данным уровнем турбулентных оптических помех. Согласно [в] величина Т0 связана с турбулентным оптическим фактором I следующим соотношением:

0 = 0.185- А6/5 ГЗА (2) \ ж X, 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 *Ь0 , что приводит к "уширению" фокального изображения звезды. В качестве эффективного размера р изображения звезды, "размытого" атмосферной турбулентностью,можно рассматривать угловой диаметр р8о кружка, в котором концентрируется 80% световой энергии всего изображения. Этот размер может быть выражен через величину %0 [ 9 ] : 0.1?,/Ч0 (з) *Ъ0 — в метрах, численный коэффициент дан для X =5000А) и, соответственно, через турбулентный оптический фактор I : jb8; =г>.5-107 I3/5 (4)

Удобство использования турбулентного оптического фактора обусловлено присущим ему свойством аддитивности (которым не обд " ладают такие оптические характеристики, как , Pg0 ).

В случае астрономических наблщцений интегрирование величием 2 ны ^^ вдоль луча зрения можно заменить интегрированием по высоте k : I = sec z. ^ С^ (Vi) día , где z - зенитное расстояние [ 7 ] .В дальнейшем все оценки I будем приводить к зениту 2. = 0 (если не оговорено иначе).

В течение последних двух десятилетий в наблюдательной астрономии стаж применяться методы, позволяющие достичь на крупных оптических инструментах или системах высокого углового разрешения (порядка дифракционного предела аД , где -к - это размер инструмента или системы) в условиях реальной турбулентной атмосферы (см., например, обзоры [э-Ilj ). Исторически самым первым был предложенный Майкельсоном и осуществленный еще в 1919 г. перископический интерферометр для измерения диаметров звезд [l2'] ; в шестидесятых и в начале семидесятых годов в Австралии работал оптический интерферометр интенсивностей [13] 7 затем был предложен и осуществлен метод спекл - интерферометрии

14] ; 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)

15] , называемый методом активной (или адаптивной) оптики (см. также [1б] ). 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 ке обеспечившим рекордное на сегодняшний день угловое разреше

II 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 [17] . В [9] показано, что проницающие способности спекл-ин-терферометрии и интерферометра Майкельсона в принципе одинаковы. В случае использования многоэлементного приемника, а также если диаметр ]) входных отверстий существенно превосходит величину , проницающая способность обоих методов пропорциональна отношению (Р00 V * ) » пРичем показатель степени (X ^ 2 [9] . 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, предельной звездной величины порядка 20™" . Еще сильнее зависит от "атмосферного" качества изображения проницающая способность метода адаптивной оптики - она примерно пропорциональна величине 1 /р3 [9,1б] . Теоретическая предельная звездная величина в случае адаптивной оптики значительно меньше, чем в случае спекл-интерферометрии и интерферометра Майкельсона, и не превосходит (14-15)™' [9] , а в реально существующих астрономических устройствах она еще намного ниже (^9т) [1б] . Метод селекции изображений (т.е. исключения в ходе наблюдения промежутков времени с недостаточно хорошим качеством изображения) впервые был осуществлен для ночных наблщцений £18] , а в последние годы используется, в основном, для наблкгцений Солнца (см., например, [19] ). Теоретический расчет [20] показывает, что, в условиях стационарной атмосферной турбулентности с фиксированным средним значением величины *Ъ0 , получение дифракционного изображения звезды с помощью крупного телескопа методом селекции сопряжено с огромными потерями наблщцательного времени стремительно возрастающими при уменьшении *ь0 . По-видимому, для ночных наблкдений более перспективной является иная селекция, основанная на малоизученном пока явлении перемежаемости атмосферной турбулентности (т.е. чередовании интервалов времени с большими и малыми значениями ).

Проведенное выше рассмотрение проницающей способности "классических" и "неклассических" методов наблкдений 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 ночного 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 [21-З2] . Однако установка новых астрономических телескопов на исследованных вершинах Ла Силья (Чили) [зз] и Мауна Кеа (Гавайи) [34] в высоких башнях [35,34] (выше основной массы приземных оптических неоднородностей) не привела к ожидаемому улучшению качества изображения [36^37] . 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) [41-44] показали, что высокорасположенные атмосферные слои могут вносить значительный вклад в искажения астрономического 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:

1. Количественное определение относительного вклада "естественного" (т.е. неискаженного башней) ночного приземного слоя атмосферы над вершиной в ухудшение качества астрономического изображения.

2. 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 [7] , позволяет получить одновременно и независимо значения турбулентного оптического фактора в приземном слое ( ) 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 [46,2] . 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 [21,27,29,31] , на основании обнаруженной ими корреляции между величинами пульсаций температуры воздуха в приземном слое (однако величина С^ 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,

31] заключения о степени влияния ночного приземного слоя атмосферы над вершиной 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 (Чиж) [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" |4в] . 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) [49] . 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 [бо] . 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) [51] .

С полученным нами выводом согласуется также эмпирическая

Г2 модель некоторого характерного распределения величины по высоте 1п в ночной атмосфере, найденная в настоящей работе путем сопоставления измеренных нами приземных вертикальных профилей Си (К) с литературными данными о профилях Си(1п) 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 сиI i fl

РисЛ. Схема распределения по высоте К, турбулентных оптических помех в ночной атмосфере над горной вершиной.Характерная модель профиля С^(1п)в свободной атмосфере ( I ) и пограничном слое-( II ) получена из обзора литературы (см. главу 4 ), 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 наблкщений дрожания 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 I оо 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 X во всей толще атмосферы, отличаются от выполненных ранее другими авторами подобных работ [21,27,29,31,47-49,51] не только применением теоретически обоснованных, объективных, количественных методов измерений, но и наличием как взаимной калибровки обоих методов, так и аттестации их путем сравнения с другими независимыми методиками.

Глава 3 посвящена исследованию влияния ночного приземного слоя атмосферы на качество астрономического изображения в трех горных обсерваториях (на горах Майданак, Душак-Эрекдаг и Санг-лок). Выводы, вытекающие из этого исследования, были изложены выше. Эти выводы получены в общепринятом предположении о колмо-горовском характере оптически активной турбулентности на луче зрения. Для проверки этого предположения были дополнительно предприняты некоторые исследования пространственной структуры оптически активной турбулентности (в первую очередь в ночном приземном слое атмосферы), результаты которых, как показано в § I главы 3, согласуются с законом Колмогорова-Обухова. В § 2 приведены результаты микротемпературных измерений вертикальтремя горными обсерваториями. В § 3 описаны комплексные утренние "микротемпературные измерения, проведенные над горой Майданак с борта самолета-лаборатории, а также с помощью датчиков на наземной мачте. Изучение временного хода полученных данных позволило экстраполировать их на предшествующую часть ночи. В § 3 изложены также результаты микротемпературных измерений на горе Душак-Эрекдаг, в ходе которых был обнаружен узкий и глубокий минимум суточного хода интенсивности оптически активной турбулентности в приземном слое атмосферы. § 4 главы 3 посвящен сопоставлению результатов совместных оптических и микротемпературных измерений, а также количественным оценкам относительного вклада ночного приземного слоя в "атмосферные" искажения астрономического изображения. ных профилей в ночном приземном слое атмосферы над

Глава 4 представляет собой обзор литературных данных о вертикальных профилях С^ (К) в различных слоях ночной атмосферы: приземном (§4), пограничном (§ 3) и в свободной атмосфере (§ 2). В § 5 главы 4 сопоставлены оценки турбулентного оптического фактора в различных слоях.

Глава 5 посвящена результатам аэродинамических исследований, в рамках которых были проведены также микротемпературные измерения вблизи купола башни и самого телескопа. Результаты этих исследований были изложены выше. В § I главы 5 представлен обзор литературы по проблеме влияния аэродинамических явлений на качество астрономического изображения, а также формулируется постановка конкретных задач диссертации в связи с этой проблемой. В § 2 описаны проведенные на Восточной вершине в районе горы Майданак натурные аэродинамические наблюдения, заключающиеся в дымовой визуализации ветрового потока и фотографировании "проявленной" таким способом картины обтекания горной вершины. В § 3 описаны ночные микротемпературные измерения снаружи купола, в подкупольном пространстве и внутри трубы телескопа, проведенные на описанной в [59] астрономической башне на горе Майданак и на башне 1-метрового рефлектора Цейсса на горе Санглок. Необходимо отметить, что ранее подобные измерения были выполнены другими авторами на башне телескопа АЗТ-П Абас-туманской обсерватории [бо] (в основном в подкупольном пространстве). По отношению к [бо] , в настоящей работе новыми являются измерения на сравнительно больших расстояниях снаружи башни (до ^ 5 м от внешней поверхности купола) при различной ориентации относительно направления ветра (что позволяет судить о влиянии аэродинамики), а также впервые выполненные микротемпературные измерения внутри трубы телескопа и перед ее верхним срезом, т.е. непосредственно на луче зрения. В § 4 проводится обсуждение полученных в главе 5 результатов.

Хронологическая сводка экспедиционных исследований, проведенных в рамках настоящей работы, дана в таблицах 1,2,3,4.

Основные результаты и выводы диссертации перечислены в Заключении.

На защиту выносятся следующие выводы:

1. В ночное время роль приземного слоя атмосферы (высотой от 2 до 18 - 30 м над землей) в искажении астрономического изображения невелика по сравнению с влиянием всей толщи атмосферы над горной обсерваторией.

2. В ночное время аэродинамические явления при обтекании отдельной горной вершины ветровым потоком не приводят к образованию оптически активной турбулентной зоны путем подъема приповерхностных воздушных масс выше характерной высоты приземного слоя (30 - 40 м над вершиной).

3. В ночное время влияние на качество астрономического изображения аэродинамических явлений при обтекании башни телескопа ветровым потоком,как правило, невелико по сравнению с действием всей толщи атмосферы.

4. В ночное время воздушная среда внутри трубы (закрытого типа) телескопа-рефлектора, а также, при подветренной ориентации смотрового окна купола, снаружи трубы, над ее верхним отверстием, является зоной очень сильных флуктуаций показателя преломления и, по-видимому, оказывает существенное влияние на качество астрономического изображения.

Результаты диссертации опубликованы в работах [б1-74^ .

Таблица I

Хронологическая сводка фотографических наблюдений обтекания ветровым потоком Восточной вершины в районе горы Майданак (1975 г.)

Дата m ¡3 кадров Расстояние от точки фотосъемки

20-21.07. i - 16 ~50 - 100 м

21-22.07. 17 — 22

23-24.07. 23 — 35

24 - 25.07. 36 — 51

27-28.07. 52 - 63 ^ 2 км

29-30.07. 64 - 77 ~ 2 км

10-11.08. 78 - 93 ~50 - 100 м

11-12.06. 94 — 103 км

13-14.08. 104 - 118 ~ 50 - 100 м

14-15.06. 119 - 126 2 км

15-16.08. 127 — 135 л/ 2 км

22-23.06. 139 - 155 ~50 - 100 м

23-24.08. 156 — 186

25-26.08. 187 - 203

26-27.08. 204 - 215

02-03.09. 216 - 251

Таблица 2

Хронологическая сводка измерений по программе исследования влияния приземного слоя атмосферы на качество астрономического изображения.

Место

Дата

Количество сеансов измерений

Вертикальные профили совместно с

ФЭП без

ФЭП

00

Структурная ф-ция температуры а)»

Количество записей на магнитную ленту пульс.:пульс. :дрожаразно-:темпе- :ние сти :ратуры :изобр. темпе-: :звезды ратур : :

• •

Г ч/ • / • / л0.5т); т ; *

Майданак

1976 г.

14-15.10 21-22.10

1977 Г г

24-25.06

25-26.0В

26-27.08

27-28.06

28-29.06

29-30.08

30-31.08

31.06 -01.09

01-02.09

02-03.09

03-04.09

04-05.09

05-06.09

22-23.09

23-24.09

24-25.09 26-27.09

28-29.09

29-30.09

3 3 2 3 1 2 2

4 2 2

3 I 1 4 5 2 I

I I I I I I

I I 4

3 I I 1 2

2 3

Табл. 2 (продолжение)

Место

Количество сеансов количество записей Дата : измерений :на магнитную ленту т';

Майданак

30.09-

01.10

03-04.10 I

04-05.10

07-06.10 I

13-14.10 I

1978 г.

20-21.09 4**

21-22.09 4**

22-23.09 5**"

23-24.09 5**

24-25.09 4**

25-26.09 4"

26-27.09 5**

27-28.09 5**

28-29.09 5**

28.10. утро

08-09.10 3

09.10. утро

10-11.10

11-12.10 3

12-13.10 I

13-14.10 3

14-15.10 5 7 1

2 3 2

2 3

5 10

5 5 г*К*

Душак-Эревдаг

1979 г. 09-Ю 07 I I

Табл. 2 (продолжение)

Количество сеансов :Количество записей

Место Дата : измеяений :на магн. ленту ftM*«'! <£00; ЗД^тУ; > т' об' »

Душак- 10.07.

Эрекдаг день 3 5 ■

11.07. 8 утро

II-I2.07 4 I 6

12.07 утро 8 6 день 3 6

12-13.07 4 I 5 5

13.07. утро 12

13-14.07 4 I 7

14.07. утро 12 5

Санглок 1980 г.

04-05.06. 2 6

05-06.06. 3 8 3

06-07.06. 4

07-08.06. 4

08-09.06. 2

09-10.06. 4 6

27-28.08. 3

29-30.08. 2

30-31.08. I

02-03.09. 3 5

03-04.09. 3

04-05.09. 4 6

05-06.09. 4

06-07.09. 4 9

07-08.09. 3

08-09.09. 3

09-10.09. 2 j**

11-12.09 3

Табл. 2 (окончание)

Место

Дата

Количество сеансов измерений

Количество записей : на магн. ленту ад;^)'; т* ; «/

Санглок 12-13.09. 4 7

13-14.09. 4 6

14-15.09. 4 Записи получены А.А.Токовининым в обсерватории ГАИШ МГУ в районе горы Майданак. Измерения (или записи) выполнены П.В.Щегловым.

Запись получена В.П.Кухардом.

Таблица 3

Хронологическая сводка микротемпературных измерений на астрономических башнях.

Место

Дата

Вокруг купола

Дцоль луча зрения

Количество серий изм. 2 С

ОП

Количество записей на магн. ленту

025ТУ т

Количество серий изм. сг

41

Количество записей на магн. ленту ,

Л0.25Т)

Майданак

Санглок

1977 г.

03-04.09,

04-05.09.

23-24.09.

24-25.09.

25-26.09. 07-08.10. 13-14.10.

1980 г.

31.0501.06,

02-03.06.

03-04.06.

07-06.09.

08-09.09,

09-10.09,

10-11.09,

11-12.09, I I 9

II 26 10 4 4

10 4 7 3

4 4 4 4 4 I а У

14 7 9 3 4 1 2

Таблица 4

Хронологическая сводка измерений по программе экспериментальной проверки достоверности используемой микротемпературной методики.

Место

Дата

Количество серий измерений

Сравнение с другими пульс, микротермометрами

С2-С2

Сравнение с оптическими приборами

Ст-ОПТ.

Количество записей на магн. ленту (обработанных) пульс. разности температур пульс.:дрокатемпе-:ние ратурыгизобр. гискусств, :звезды Т оС

Цимлянск

1978 г.

29.09 30.09.

02.10 03.10

1982 г. 05-06.05,

08-09.05.

09-10.05,

10-11.05,

11-12.05.

12-13.05.

13-14.05.

14-15.05,

15-16.05,

16-17.05,

18-19.05,

19-20.05

9 8 9 5

5 II 9

9 6 4

5 5

7 5 8

7 9 5 8 6 4

5 4 I I 1 2 3 1 2

Табл. 4 (окончание)

Место

Количество серий :Количество записей измерений : на магн. ленту обработанных)

Цимллнск

Санглок

20-21.05.

13-14.08.

14-15.08,

15-16.08.

16.08. утро

09-10.09.

10-11.09.

11-12.09,

12-13.09,

13-14.09,

14-15.09,

15-16.09,

16-17.09, 3

I 8

5 9

4 3

15 18 9 8 13 7 6

I 4 4 1

2 I I 1 2 1 2 I 2 9

14 8 6 6 3 5

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Подводя итоги настоящей работы перечислим кратко полученные результаты:

1. Взаимная калибровка на горизонтальной трассе, а также прямое сравнение с независимыми приборами, подтвердили достоверность микротемпературной и оптической экспериментальных методик, применяемых совместно для определения относительного вклада ночного приземного слоя атмосферы в формирование "атмосферного" качества астрономического изображения [69, 72] .

2. Форма структурной функции температуры и частотного спектра мощности температурных флуктуации на различных высотах в ночном приземном слое атмосферы на вершинах Майданак, Санглок и на склоне горы Душак-Эрекдаг согласуется с законом Колмогорова-Обухова. Форма частотного спектра дрожания изображения звезды также соответствует Колмогоровекой модели оптически активной турбулентности на луче зрения в ночной атмосфере [61,65,68,7з] .

3. В ночном приземном слое атмосферы на вершинах Майданак и Санглок обнаружено быстрое убывание с высотой 1а интенсивности оптически активной турбулентности, измеряемой структурной характеристикой показателя преломления С^ [б8, 73] . Установлено, что характерные (среднегеометрические) вертикальные профили этой величины подчиняются степенной зависимости сНЮ001г

73].

4. Обнаружен утренний минимум суточного хода турбулентного оптического фактора 1^ = ] о(1п, (характери

2м зующего вклад данного участка оптической трассы в искажение астрономического изображения) в приземном слое атмосферы на горе Душак-Эрекдаг [б7] .

5. В ночном приземном слое атмосферы на горе Санглок обнаружены значительно меньшие величины турбулентного оптического фактора и значительно большие частоты встречаемости малотурбулентных ситуаций, чем на горе Майданак [73] .

6. Установлено, что турбулентный оптический фактор

X 4 ■= 5 С2 в ночном приземном слое атмосферы на трех

1 2м и у горных обсерваториях значительно меньше турбулентного оптическооо го фактора = ^ во все^ толЩе атмосферы б8,70,73] . Показано, что улучшение качества астрономического изображения в результате исключения влияния приземного слоя было бы небольшим [б2,66,68,70,73] : в период, охваченный наблюдениями, доля времени с самыми малыми значениями эффективного "атмо // . // сферного" диаметра изображения звезды р^ ^ 1 (в зените) увеличилась бы с 12% до 20% на Майданаке и с 38% до 40% на Санглоке,

П II 11 И а Медианные величины ]5 уменьшились бы с 1.6 до 1.4 на МайдаН 11 11 11 наке, с 2.5 до 2.4 на Душаке-Эрекдаге и с 1.17 до 1.16 на Санглоке.

7. В результате натурных аэродинамических наблюдений установлено отсутствие восходящих перемещений приземных воздушных масс (как нерегулярных, так и систематических - подобных явлению отрыва пограничного слоя) на высоту большую, чем 30-40 м над поверхностью вершины, обтекаемой ветровым потоком умеренной скорости в ночное время [бз] .

8. В результате натурных микротемпературных измерений установлено, что в ночное время турбулентный оптический фактор снаружи купола (с наветренной, боковых и, возможно, с подветренной стороны) в случайно-неоднородной оптически активной зоне, образовавшейся при обтекании башни телескопа ветровым потоком, значительно меньше турбулентного оптического фактора во всей толще атмосферы

N •

9. Внутри трубы (закрытого типа) телескопа-рефлектора обнаружены очень сильные флуктуации показателя преломления воздуха, пространственная структура которых не подчиняется закону Колмогорова - Обухова. Очень сильные флуктуации показателя преломления обнаружены также над верхним отверстием трубы телескопа в условиях подветренной ориентации смотрового окна купола [74] .

Исходя из этих результатов, сформулируем выносимые на защиту выводы о влиянии исследованных явлений и областей воздушной среды на качество астрономического изображения:

1. В ночное время роль приземного слоя атмосферы (высотой от 2 до 18-30 м над землей) в искажении астрономического изображения невелика по сравнению с влиянием всей толщи атмосферы над горной обсерваторией.

2. В ночное время аэродинамические явления при обтекании отдельной горной вершины ветровым потоком не приводят к образованию оптически активной турбулентной зоны путем подъема приповерхностных воздушных масс выше характерной высоты приземного слоя (30 - 40 м над вершиной).

3. В ночное время влияние на качество астрономического изображения аэродинамических явлений при обтекании башни телескопа ветровым потоком, как правило, невелико по сравнению с действием всей толщи атмосферы.

4. В ночное время воздушная среда внутри трубы (закрытого типа) телескопа-рефлектора, а также, при подветренной ориентации смотрового окна купола, снаружи трубы, над ее верхним отверстием, является зоной очень сильных флуктуаций показателя преломления и, по-видимому, оказывает существенное влияние на качество астрономического изображения.

Результаты настоящей работы помогают также сформулировать задачи будущих исследований, направленных на достижение наилучшего "атмосферного" качества изображения:

1. Среди ближайших к наблюдателю участков луча зрения возможным источником существенных искажений астрономического изображения остается только область внутри трубы (закрытого типа) телескопа и в районе смотрового окна купола. Для получения достоверной количественной оценки влияния этой области на качество изображения, необходимо изучить в ней пространственную структуру поля показателя преломления воздуха (например, с помощью более высокочастотных, по сравнению с нашими, микротемпературных датчиков), либо измерять флуктуации показателя преломления методом, учитывающим эту структуру - например, с помощью протяженных линейных датчиков, представляющих собой длинные тонкие температурочувстви-тельные проволочки, натянутые внутри трубы параллельно световому пучку, на разных расстояниях друг от друга. Для ослабления флук-туаций показателя преломления на этом участке оптической трассы, в [149,150] были предложены конкретные меры по предотвращению явления свободной конвекции над главным зеркалом. По-видимому, в случае трубы открытого типа, участок оптической трассы над главным зеркалом охвачен также неоднородной искажающей воздушной областью, заполняющей все подкупольное пространство. Для уменьшения воздействия этой области на астрономическое изображение, во многих работах предлагается интенсивная вентиляция подкупольного пространства внешним воздухом (см., например, [153] ), приводящая к ослаблению флуктуаций оптической плотности (что подтверждается также и нашими данными - см. § 3 главы 5). Необходимо исследовать экспериментально эффективность вышеупомянутых, а также других возможных мер по уменьшению воздействия ближайшей к телескопу области воздушной среды на астрономическое изображение.

2. Статистический анализ качества астрономического изображения в различных обсерваториях (см., например, [2,П,5з] ) говорит о том, что место с минимально возможным уровнем атмосферных турбулентных помех, во всяком случае в нашей стране, по-видимому еще не найдено (если не считать обсерватории на горе Санглок, которой угрожает усиливающаяся искусственная засветка ночного неба). Данные настоящей работы показывают, что при поиске наилучших мест необходимо исследовать атмосферные области и явления, значительно более крупного масштаба, чем высота ночного приземного слоя атмосферы над горной вершиной. Несомненно, основным методом таких исследований должны быть оптические измерения атмосферных возмущений волнового фронта, например с помощью прибора ФЭП или интерферометра когерентности [98] . Однако, для подтверждения концепции связи наилучшего качества астрономического изображения с явлением фёна из свободной атмосферы, огромное значение имели бы измерения вертикальных профилей С^(1а) в пограничном слое атмосферы (до высоты не меньшей, чем I км над вершиной). Такие измерения можно было бы провести с помощью микротемпературных датчиков на привязных аэростатах, или свободно-летящих воздушных шарах,однако наиболее подходящими являются, по-видимому, высокооперативные дистанционные методы, например метод акустического зондирования [125]. Вместе с тем, как показывает сопоставление микротемпературных и оптических данных, полученных на горах Майданак и Санглок, весьма вероятно, что результаты измерений величины С^ в ночном приземном слое атмосферы над вершиной могут служить индикатором малотурбулентного состояния значительно более высоких слоев, оказывающих существенное влияние на качество астрономического изображения.

В заключение хочу выразить глубокую благодарность моему научному руководителю П.В.Щеглову, определившему направление и постановку задач диссертации, проявляющему неустанное участие и внимание к работе и оказавшему большую помощь при проведении совместных измерений. Выражаю свою искреннюю признательность Л.Р.Цвангу, С.Л.Зубковскому и другим сотрудникам Лаборатории атмосферного пограничного слоя Института физики атмосферы АН СССР за полезное обсуждение и поддержку при выполнении работы, А.С.1^рвичу - за весьма ценные консультации по вопросам, относящимся к диссертации, С.О.Ломадзе, В, А. Без верхнему и другим сотрудникам Группы автоматизации научных исследований и Вычислительного отдела ИФА АН СССР - за большую помощь при обработке на ЭВМ магнитных записей 1977 г., а также сотрудникам Отдела переменных звезд Астрономического института АН УзССР В.Г.Хецелиусу, П.С.Исакову, В.И.Кардапо-лову, Г.И.Попову и другим, сотрудникам Лаборатории свечения ночного неба Физико-технического института АН ТуркмССР Ю.В.Хану и Г.А.Насырову, Н.Н.Киселеву и другим сотрудникам Отдела переменных звезд Института астрофизики АН ТаджССР - за большую помощь в организации и проведении экспедиционных измерений в обсерваториях на горах Майданак, Душак-Эрекдаг и Санглок.

1. Boweii I.S., Telescopes, Astronom.Journal, 1964, 69 , 816 825.

2. Щеглов П.В., Проблемы оптической астрономии, М.: Наука,1980, 271 стр.

3. Wesely M.L., Combined Effect of Temperature and Humidity Fluctuations on Refractive Index, Journ.Appl.Meteorology, 1976, 43-49.

4. Antonia R.A., Chambers A.J., Friehe C.A#, Statistical Properties of Optical Refractive Index Fluctuations in the Marine Boundary Layer, Boundary Layer Meteorology, 1978, 15 , 243 253.

5. McBean G.A., Elliot J,A., Pressure and Humidity Effects on Refractive-Index Fluctuations, Boundary Layer Meteorology,1981, 20 , 101 109.

6. Обухов A.M., Структура температурного поля в турбулентном потоке, Известия АН СССР (серия географическая и геофизическая), 1949, 13, № I, 58-69.

7. Татарский В.И., Распространение волн в турбулентной атмосфере, М.: Наука, 1967, 548 стр.

8. Fried D.L., Optical Resolution Through, a Randomly Inhomoge-neous Medium for Very Long and Very Short Exposures,Journ. Opt .So c.America, 1966, 5.6, 1372 1379.

9. Токовинин A.A., Щеглов П.В., Проблема достижения высокого разрешения в наземной оптической астрономии, Успехи физических наук, 1979, 1^9, 645-670.

10. Ю. Roddier F., The Effects of Atmospheric Turbulence in

11. Optical Astronomy, In : Progress in Optics XIX / ed.Wolf E., North Holland, 1981, 281 376.

12. Woolf N.J., High Resolution Imaging from the Ground, In : Ann.Rev.Astron.Astrophys•, Palo Alto, 1982, 20, 367 398.

13. Michelson A.A,, Pease F.G., Measurement of the Diameter of 06 Orionis with the Interferometer, Astrophys,Journ',, 1921, 53, 249 259.

14. Hanbury Brown R., Davis J., Allen L.R., The Stellar Interferometer at Narrabri Observatory I, Mon.Not.Roy.Astron. Society, 1967, 132, 375 - 392.

15. Labeyrie A., Attainment of Diffraction Limited Resolution in Large Telescopes by Fourier Analysing Speckle Patterns in Star Images, Astron.Astrophys., 1970, 6, 85 87.

16. Дузоп F.J., Photon Noise and Atmospheric Noise in Active Optical Systems,Journ,Opt.Soc.America, 1975, 65,,551 558.

17. Харди Дж.В., Роль активной оптики в крупных телескопах, в кн.: Оптические телескопы будущего, под ред. Пачини Ф., Рихтера В., Вильсона Р., М,: Мир, 1981, 34IJ359.

18. Р.Ханбери Браун, Интерферометр интенсивностей или интерферометр Майкельсона?, в кн.: Оптические телескопы будущего, под ред. Пачини Ф., Рихтера В., Вильсона Р., М.: Мир, 1981,285-302.

19. Ritchey G.-W., La photographie astronomique moderne, LfAstrononrie , 1928, 42,N 6, 281 297.

20. Карпинский B.H., Кононович Э.В., Купряков Ю.А., 0 методике наблюдений тонкой структуры солнечной фотосферы, Солнечные данные, 1977, № 4, 58-62.

21. Fried D.L., Probability of Getting a Lucky Short-exposure Image Through Turbulence,Journ.Opt.Soc.America, 1978,68, 1651 1658.21 • Siedentopf H., Unz F., Temperature Fluctuations in the Atmospheric Ground Layer Observed at Zeekogat and Flathill (Southф»

22. Africa ), European Southern Observatory Publication,Tubingen, 1964, 1-21.

23. Stock J., Site Survey for the Inter-American Observatory in Chile, Science, 1965, 1^8, 1054 1059.

24. Щеглов П.В., Современная концепция астроклимата, Астрон, циркуляр, 1968, № 482, 1-3.

25. Щеглов П.В., Исследование астроклимата и выбор места установки крупных телескопов, Земля и Вселенная, 1968,№;4 ,49-52.

26. Щеглов П.В., К вопросу о современной концепции астроклимата, Астрон. циркуляр, 1969, № 518, 6-7.

27. Щеглов П.В., Современная концепция астроклимата, в сб.: Атмосферная оптика, М.: Наука, 1970, 3-8.

28. Багров А.В., Овчинников А.А., О наблюдении температурных не-однородностей на горе Санглок, Астрон. циркуляр, 1970,№ 558, 7-8.

29. Багров А.В., Новикова Г.В., Новиков С.Б., Овчинников А.А., Опыт астроклиматических исследований на г. Санглок, в сб.: Атмосферная оптика, М.: Наука, 196-198^ 1970.

30. Новиков С.Б., Предварительные результаты исследования астроклимата фотоэлектрическим методом на горе Майданак, Астрон. циркуляр, 1972, № 672, 1-3.

31. Шевченко B.C., Результаты астроклиматических наблюдений на горе Майданак, Астрон. журнал, 1973, 5£), 632-644.

32. Овчинников А.А., Исследование температурных неоднородноетейв приземном слое атмосферы на г. Майданак, в сб.: Атмосферная оптика, М.: Наука, 1974, 67-72.

33. Хецелиус В.Г., Соловейчик В.И., Килячков Н.Н., 0 толщине инверсионного слоя и оптимальном уровне установки телескопа, в сб.: Атмосферная оптика, М.: Наука, 1974, 78J32.

34. Irvin J.В., The Comparison of the Seeing between Morado and La Silla, European Southern Observatory Bulletin No.5, Marseille,1968, 57 63.

35. Morrison D., Murphy E.E., Cruikshank D.P., Sinton W.M., Martin T.Z., Evaluation of Mauna Kea,Hawaii, as an Observatory Site, Publ.Astron.Soc»Pacific, 1973, 255 267.

36. Eamberg J., The Building for the 1.5 m Spectrographic Telescope, European Southern Observatory Bulletin No.3 , Marseille ,1968, 23 29.

37. Baranne A., Maurice E., Prévôt L., Le spectrograph Casse-grain du telescope de 1.52 metre, European Southern Observatory Bulletin No.7 t Marseille, 1969, 11 18.

38. Dainty J.C., Scaddan E.J.,Measurements of the Atmospheric Transfer Function at Mauna Kea, Hawaii, Mon.Not.Eoy.Astron. Society,1975, 1ZQ, 519 532.

39. Щеглов П.В., Исследование астроклимата с точки зрения астронома, в сб.: Атмосферная оптика, М.: Наука, 1974, 26-31.

40. Новиков С.Б., Щеглов П.В., Обобщенная гистограмма качества изображения, в сб.: Атмосферная оптика, М.: Наука, 1974,34-38.

41. Ефремов Ю.Н., Новиков С.Б., Щеглов П.В., Перспективы развития наземной оптической астрономии, Успехи физических наук,1975, 115. 301-319.

42. Bufton J.L., Minott P.O., Fitzmaurice M.W., Titterton P.J., Measurements of Turbulence Profiles in the Troposphere, Journ.Opt.Soc.America, 1972, 62, 1068 1070.

43. Bufton J.L.,Comparison of Vertical Profile Turbulence Structure with Stellar Observations, Appl.Optics,1973,12,1785-1793.

44. Barletti R.,Geppatelli G.,Moroder E.,Paterno L.,Righini A., Radiosonde Site Testing Campaign at Tenerife (1973),Joint Organisation for Solar Observations,Report JOSO SIT 21, Florence,1974.

45. Barletti R.,Ceppatelli G.,Paterno L.,Righini A.,Speroni N., Second JOSO Radiosonde Site Testing Campaign (1974),Joint Org.Sol.Observations,Report JOSO SIT 27,Florence,1975.

46. Колчинский И.Г., Курмаева A.X., К вопросу о концепции астроклимата, в сб.: Атмосферная оптика, М.: Наука, 1970, 8-Ю.

47. Беслик А.И., Горанский В.П., Токовинин А.А., Щеглов П.В., Одновременные измерения качества изображения в районе г. Май-данак с помощью двухлучевого и фотоэлектрического приборов, Астрон. циркуляр, 1977, Ш 955, 3-6.

48. Babcock H.W.,Site Investigation,In: Annual Report of the Director Mount Wilson and Palomar Observatories 1966-1967, Pasadena,1968, 306 308.

49. Babcock H.W., First Tests of the Irenee du Pont Telescope,

50. Sky and Telescope,1977, 54, 90-94.i

51. Hartley M.,McInnes В.,Graham Smith F.»Microthermal Fluctuations and their Relation to Seeing Conditions at Roque de los Muchachos Observatory, La Palma,Quart. Jo urn. Roy. Astron. Society, 1981, 22, 272 278.

52. Graham Smith F., The New Observatory on La Palma,Quart. Journ.Roy.Astron.Society,1981, 22, 254 265.

53. Демченко Б.И., Мычелкин Э.Г., Некоторые итоги исследования оптической нестабильности атмосферы в пункте Ассы-Тургень,в сб.: Новая техника в астрономии, вып. 6, Ленинград, Наука, 1979, 175-182.

54. Умаров В.Ф., Исследование влияния конструкции башни на качество изображений, в сб.: Новая техника в астрономии, вып.6, Ленинград, Наука, 1979, 192-197.

55. Щеглов П.В., Сравнение измеренного фотоэлектрическим прибором атмосферного дрожания на некоторых горных вершинах, Астрон. циркуляр, 1981, № 1176 f 1-2.

56. Humphries С.М., Discussion (section I),in: Instrumentation for Astronomy with Large Optical Telescopes/ ed. Humphries С.M.,Dodrecht,Boston,London, 1982, p.106.

57. Shcheglov P.V.,Discussion (section I), in: Instrumentation for Astronomy with Large Optical Telescopes / ed.Humphries С.M.,Dodrecht,Boston,London, 1982, p.106.

58. W16riclc G.,Discussion (section I), in: Instrumentation fori *

59. Astronomy with Large Optical Telescopes / ed. Humphries С.M.,Dodrecht,Boston,London, 19S2, p.106.

60. Шамарин Н.И., в кн.: Щеглов П.В., Проблемы оптической астрономии, М.: Наука, 1980, стр. 44-47.

61. Ляпина О.А., Чанышева С.Г., Щеглов П.В., О метеорологических условиях, способствующих уменьшению оптически активной турбулентности в горных районах, Доклады АН УзССР, 1981, № Ю, 28-30.

62. Умаров В.Ф., Исследование аэродинамики астрономических башен (предварительные результаты), Астрон. циркуляр, 1980,$ IIIOf 5-8.

63. Салуквадзе Г.Н., Новиков С.Б., Овчинников А.А., Влияние башни телескопа A3T-II на качество изображений, в сб.: Новая техника в астрономии, вып. 6, Ленинград, Наука,1979,197-201.

64. Гурьянов А.Э., 0 структурной функции температуры ночью в приземном слое атмосферы на вершине горы Майданак, Астрон. циркуляр, 1978, Я 986, 6-8.

65. Гурьянов А.Э., Щеглов П.В., О рож приземного слоя атмосферы 2 + 30 м в возмущении оптического изображения звезды на горе Майданак, Астрон. циркуляр, 1978, № 1001, 3-6.

66. Гурьянов А.Э., 0 частотном спектре флуктуации температуры в ночном приземном слое атмосферы на горе Майданак, Астрон. циркуляр, 1980, № III5, 3-4.

67. Гурьянов А.Э., 0 вжянии ночного приземного слоя атмосферы на качество астрономического изображения на горе Майданак, Астрон. циркуляр, 1980, № III5, 5-7.

68. Гурьянов А.Э., Об утреннем минимуме уровня турбулентных возмущений астрономического изображения в приземном слое атмосферы на горе Душак-Эревдаг, Астрон. циркуляр, 1980,№ 1123, 4-6.

69. Гурьянов А.Э., Микроструктура температурного поля в ночном приземном слое атмосферы на горе Майданак и качество астрономического изображения, Астрон, журнал,1980, 57, 657-665.

70. Гурьянов А.Э., Зубковский С.Л., Сравнение двух микротермометрических методов, позволяющих оценить искажения астрономического изображения в турбулентной атмосфере, Астрон. журнал, 1980 , 57 , 859-863.

71. Гурьянов А.Э., Хан Ю.В., 0 вжянии приземного атмосферного слоя и всей атмосферы на качество астрономического изображения на горе Душак-Эрекдаг, Ас трон.циркуляр, 1981, №1176,6-8.

72. Беслик А.И., Гурьянов А.Э., Щеглов П.В., Об оптимальных частотных характеристиках фотоэлектрического прибора для измерения атмосферного дрожания, Астрон, циркуляр, 1983,№ 1278, 7-8.

73. Гурьянов А.Э., Зубковский СЛ., Токовинин A.A., Щеглов П.В., ХоАжадурдыев Б.Б,, Макаров A.A., Сравнение астроклиматических приборов на горизонтальной трассе, Астрон. циркуляр, 1983,1291, 1-4.

74. Гурьянов А.Э., Хан Ю.В., Щеглов П.В., Влияние турбулентности в ночном приземном слое атмосферы на качество астрономического изображения в трех горных обсерваториях, в сб.: Астроклимат и эффективность телескопов, Ленинград, Наука, 1984,82-87.

75. Гурьянов А.Э., 0 пульсациях температуры в воздушной среде вблизи телескопа ночью, в сб.: Астроклимат и эффективность телескопов, Ленинград, Наука, 1984, 164-167,

76. Стандартная атмосфера (от 2 до 32 км идентична стандартным атмосферам ИКАО и ВМО), Международный стандарт 2533, 1978.

77. Цванг Л.Р., Измерения частотных спектров температурных пульсаций в приземном слое атмосферы, Известия АН СССР, серия геофизическая, I960, № 8, 1252-1262.

78. Качурин Л.Г., Электрические измерения аэрофизических величин, М., Высшая школа, 1967, 488 стр.

79. Collis D.С.Williams M.J., Two-Dimensional Convection from Heated Wires at Low Reynolds Numbers, Journ.Fluid Mechanics, 1959j 6, 357-384.

80. Татарский B.W., Радиофизические методы изучения атмосферной турбулентности, Известия высших учебн. заведений, Радиофизика, I960, 3, 551-583.

81. Deitz P.H.,Wright N.J., Saturation of Scintillation Magnitude in Near-Earth Optical Propagation, Journ.Opt.Soc.America, 1969, ¿9, 527 535.

82. Lawrence R.S.,Ochs G,R.,Glifford S.F., Measurements of Atmospheric Turbulence Relevant to Optical Propagation,Journ. Opt.Soc.America, 1970, 60, 826 830.

83. Miller M.,Zieske P.,Hanson D.,Characterization of Atmospheric Turbulence,Proc.Soс.Photo-Opt.Instrum.Eng., 1976, 25» 30 38.з :

84. Кондратюк P.P., Новиков С.Б., Овчинников А.А., Результаты исследования астроклимата с помощью двухлучевого прибора на Высокогорной наблюдательной станции ГАО АН УССР, Астрон, циркуляр, 1976, № 928, 3-6.

85. Кухарец В.П., Цванг Л.Р., О структурной характеристике показателя преломления в атмосферном пограничном слое, Известия АН СССР, Физика атмосферы и океана, 1980, II6-I23.

86. Moulsley T.J.,Asimakopoulos D.N.,Cole R.S.,Crease B.A., Caughey S.J.»Measurement of Boundary Layer Structure Parameter Profiles by Acoustic Sounding and Comparison with Direct measurements j Quart.Journ.Roy.Meteorol.Society, 1981, 107t 203 230.

87. Алиев А.С., Мелкомасштабные пульсации температуры в приводном слое атмосферы, Известия АН СССР, Физика атмосферы и океана, 1981, 12, 470-477.

88. Справочник по электротехническим материалам, т. 3 / под ред. КорицкогоЮ.В., Пасынкова В.В., Тареева Б.М., Ленинград, Энергия, 1976, 896 стр.

89. Moulsley T.J.,Asimakopoulos D.N.,Cole D.N.,Caughey S.J., Crease B.A., Temperature Structure Parameter Measurements Using Differential Temperature Sensors,Boundary Layer Meteorology, 1982, 23, 307 315.

90. Bouricius G.M.B.,Clifford S.F., Experimental Study of Atmospherically Induced. Phase Fluctuations in an Optical Signal, Journ.ppt.Soc.America,1970, 60, 1484 1489.

91. Бочкарев Н.Г., 0 частотно-контрастной характеристике системы телескоп-атмосфера, Астрон, циркуляр, 1979, № 1048, 2-5.

92. Иванов В.И., Ковадло П.Г., Обобщенный спектр дрожания изображений, Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца, 1979, вып. 45, II3-II9.

93. Бовшеверов В.М., Гурвич А.С., Мордухович М.И., Цванг Л.Р., Приборы для измерений пульсаций температуры и скорости ветра и для статистического анализа результатов измерений, в сб.: Атмосферная турбулентность (труды ИФА АН СССР), 1962, вып.4, 21-29.

94. Бондина А.Г., Гурьянов А.Э., Зубковский С.Л., Экспериментальное исследование структурной характеристики температуры воздуха в городе, Труды Центр. Высотной Гидрометеорологическойобе., вып. 20, в печати.

95. Asimakopoulos D.N.,Cole R.S.,Caughey S.J.»Grease B.A.,

96. A Quantitative Comparison Between Acoustic Sounder Returns and Direct Measurement of Atmospheric Temperature Fluctuations, Boundary Layer Meteorology,1976, 10, 137 147.

97. Thompson D.W.,Coulter R.L.,Warhaft Z.»Simultaneous Measurements of Turbulence in the Lower Atmosphere Using Sodar and Aircraft, Journ.Applied Meteorology, 1978 , 723 и734.

98. Токовишш А.А., Интерферометр для определения частотно-контрастной характеристики атмосферы, Письма в Астрон. журнал,1978, 4, 425-428.

99. Беленький М.С., Макаров А.А., Миронов В.Л., Покасов В.В., Насыщение усредняющего действия приемной апертуры на флуктуации' интенсивности отраженной волны, Известия высших учебн. заведений, Радиофизика, 1978, £1, 299-301.

100. Турвич А.С., Каллистратова М.А., Экспериментальное исследование флуктуации угла прихода света в условиях сильных флук-туаций интенсивности, Известия высших учебн, заведений, Радиофизика, 1968, II, 66-71.

101. Clifford S.F.,Bouricius G.M.B.,Oclis G.R.,Ackley M.H., Phase Variations in Atmospheric Optical Propagation,Journ.Opt.

102. Soc.America, 1971, 61, 1279-1284.t ^

103. Монин A.C., Яглом A.M., Статистическая гидромеханика, M.: Наука, ч. I, 1965, 640 стр. ; ч. 2, 1967, 720 стр.

104. Walters D.L.,Favier D.L.,Hines J.R., Vertical Path Atmospheric MTF Measurements, Journ.Opt.Soc.America, 1979, 69, 828-837.

105. Walters D.L.,Kunkel K.E., Atmospheric Modulation Transfer Function for Desert and Mountain Locations s the Atmospheric Effects on /b0 , Jo urn. Opt. So c.America , 1981, 21 »397 -405.

106. Войт Ф.Я., Корниенко E.E., Кухарец В.П., Хусид С.Б., Цванг

107. Л.Р., 0 структурной характеристике температурного поля в пограничном слое атмосферы, Известия АН СССР. Физика атмосферы и океана, 1973, 9, 451-459.

108. Кухарец В.П., Метод устранения влияния пульсации горизонтального компонента скорости ветра при измерении пульсации температуры с борта самолета, Метеорология и гидрология, 1974, № II, 109 ИЗ.

109. Матвеев Л.Т., Курс общей метеорологии. Физика атмосферы, Ленинград, Гидрометеоиздат, 1976, 639 стр.

110. Кожевников Н.И., Приземная составляющая дневного астроклимата, в сб.: Атмосферная оптика, М.: Наука, 1974, 59 64.

111. ПО. Клепиков В.Ю., Ходжадурдыев Б.Б,, Микроструктура температурного поля в приземном слое атмосферы на горе Душак-Эрекдаг, Астрон. журнал, 1983, 60, 396 398.

112. Грачева М.Е., Гурвич А.С., Простая модель для расчета турбулентных помех в оптических системах, Известия АН СССР. Физика атмосферы и океана, 1980, 16, 1107 IIII.

113. Миронов В.Л., Распространение лазерного пучка в турбулентной атмосфере, Новосибирск : Наука, 1981, стр. 17 22.

114. Barletti R.,Ceppatelli G.,Paternô L.,Righini A.,Speroni N., Astronomical Site Testing with Balloon Borne Radiosondes : Results about Atmospheric Turbulence, Solar Seeing and Stellar Scintilation, Astron.Astrophys.,1977,^4, 649 -659.

115. Vernin J.»Barletti R.,Ceppatelli G.,Paterno L.,Righini A., Speroni N., Optical Remote Sensing of Atmospheric Turbulence : a Comparison with Simultaneous Thermal Measurements, Applied Optics, 1979, 18, 243 247.

116. Rocca A.,Roddier F.,Vernin J., Detection of Atmospheric Turbulent Layers by Spatiotemporal and Spatioangular Correlation Measurements of Stellar-Light Scintillation, Journ.Opt.Soc.America, 1974, 64, 1000 1004.

117. Roddier C.,Vernin J., Relative Contribution of Upper and Lower Atmosphere to Integrated Refractive-Index Profiles, Applied Optics, 1977, 16, 2252 2256.

118. Azoit M.fVernin J.,Barletti R.,Ceppatelli G.,Righini A., Speroni N., Remote Sensing of Atmospheric Turbulence by means of a Fast Optical Method : A Comparison with Simultaneous In Situ Measurements, Jo urn. Applied Meteorology, 1980, 19, 834 838.

119. Ochs G.R.,Wang T.,Lawrence R.S.»Clifford S.F., Refractive-Turbulence Profiles Measured by One-Dimensional Spatial Filtering of Scintillations, Applied Optics, 1976, 1j|, 2504 2510.

120. Ochs G.R.»Lawrence R.S.»Wang T.»Zieske P., Stellar-Scintillation Measurement of the Vertical Profile of Refractive-Index Turbulence in the Atmosphere, Proc.Soc.Photo-Opt. Instrum.Eng., 1976, 48 54.

121. Loos G.C.,Hogge C.B., Turbulence of the Upper Atmosphereand Isoplanatism, Applied Optics, 1979, 18, 2654 2661.

122. Van Zandt Т.Е.,Green J.L.,Gage K.S.,Clark W.L., Vertical Profiles of Eefractivity Turbulence Structure Constant : Comparison of Observations by the Sunset Radar with a Hew Theoretical Model, Radio Science, 1978, 15, 819 829.124.

123. Earl Good R.,Watkins B.J.,Quesada A.F.,Brown J.H.,Loriot2

124. G.B., Radar and Optical Measurements of C^ , Applied Optics, 1982, 21, 5575 5576.

125. Каллистратова M.A., Возможности использования содара в астро-климатических исследованиях, Астрон. циркуляр, 1980, № 1124 4-6.

126. Абезгауз Г.Г., Тронь А.П., Копенкин Ю.Н., Коровина И.Л., Справочник по вероятностным расчетам. М.: Воениздат, 1970, 536 стр.

127. Ceppatelli G.,Righini A., Seeing Problems, Osservazionie Memorie dell* Osservatorio Astrofisico di Arcetri, 1978, fasc.106, 72-79.

128. Walters D.L., Atmospheric Modulation Transfer Function for Desert and Mountain Locations : Measurements, Journ. Opt.Soc.America, 1981, 21э 406 409.

129. Кутырев А.С., Токовинин А.А., Щеглов П.В., Измерения *Ь0 на Южной станции ГАИШ в Крыму с помощью интерферометра коогерентности и их зависимость от метеорологической ситуации, Астрон. циркуляр, 1981, № 1176, 2-5.

130. Hosfeld R., Comparison of Stellar Scintillation with Image Motion,Journ.Opt.Soc.America, 1954, 44, 284 288.

131. Шток Ю., Келлер Дж., Качество астрономического изображения, в кн.: Телескопы, под ред. Койпера Дж., Миддлхерст Б., М.: Изд. иностр. лит., 1963, 176-195.

132. Eosch J.,Discussion, in: Le choix des sites d'observatoires astronomiques ( Site Testing ), Bulletin astronomique,1964, 24, 229 230.

133. Eosch J., Aerodynamic and Thermal Problems Around and Inside1 *a Dome and Telescope, ins Instrumentation for Astronomy with Large Optical Telescopes / ed. Humphries C.M.,Dodrecht, Boston,London, 1982, 79 84.

134. Scorer E.S., The Causes of Atmospheric Inhomogeneities, in: Le choix des sites d'observatoires astronomiques (Site Testing), Bulletin astronomique , 1964, 24, 216-227.

135. Панов Ю.А., Щеглов П.В., Об аэродинамике астрономических башен, Астрон. циркуляр, 1976, № 900, 1-3.

136. Pagès J .P., Eosch J.,Saissac J., Influence des sillages■aérodynamiques sur la qualité des images astronomiques -cas du Pic-du-Midi , Astron. Astrophys., 1973, 28, 403 -413.

137. Шлихтинг Г., Теория пограничного слоя, M.: Наука, 1969, 742 стр.

138. Bely P.Ï.,Lelièvre G., The Canada Prance - Hawaii Telescope, in : Instrumentation for Astronomy with Large Optical Telescopes / ed. Humphries C .M.,Dodrecht,Boston, London, 1932, 21 32.

139. Scorer R.S., Discussion, in : Le choix des sites d'observatoires astronomiques (Site Testing)» Bulletin astronomique, 1964, 24, 234 236.

140. Kiepenheuer K.O.,Schellenberger W., I Aircraft Campaign over Tenerife and La Palma, Joint Organisation for Solar Observations, Report JOSO SIT 15,Freiburg, 1972.

141. Kiepenheuer K.O., A Promising Year for JOSO î Considerations and Results of a First Aircraft Campaign, Joint Organisation for Solar Observations,Annual Report 1972, 11 27.

142. Kiepenheuer K.O.,Schellenberger W., Second Aircraft Campaign (1972): Canary Islands and Portugal, Joint Organisation for Solar Observations, Report JOSO SIT 17, Freiburg,1973.

143. Kiepenheuer K.O., A Critical Review of the Aircraft Campaigns 1972/73, Joint Organisation for Solar Observations, Annual Report 1973, 67 73.

144. Kiepenheuer K.O.,Schellenberger W., Aircraft Study of Atmospheric Turbulence above the Pic-du-Midi Observatory (2855m) , Joint Organisation for Solar Observations,Report JOSO SIT 22, Freiburg, 1974.

145. Brandt P.N.,Righini A.,Schroter E.H.,Zwaan C., Report on the Activities during 1974 of the Working Group I "Site Testing", Joint Organisation for Solar Observations, Annual Report 1974, 15 26.

146. Borgnino J.,,Azoit M.,Barletti R.,Ceppatelli G.,Paternô L.,

147. Righini A.,Speroni N.,Vernin J., Turbulence Around a So1lar Telescope as Deduced from Angle of Arrival Statistics.

148. A Comparison with Microthermal Measurements, Astron. Astrophys., 1979, 22, .184 189.

149. Harding G.A.,Mack B.»Smith F.G.,Stokoe J.R., On the Avoidance of Bad Seeing Conditions within Telescope Domes, Mon.Not.Roy.Astron.Society, 1979, 188, 241 247.

150. Lowne C.M., An Investigation of the Effects of Mirror Temperature upon Telescope Seeing , Mon.Not.Roy.Astron. Society, 1979, 188. 249 259.

151. Хргиан A.X., Физика атмосферы т. I, 2, Ленинград, Гидро-метеоиздат, 1978.

152. Гурьянов А.Э., Исследование качества изображения и точности часового ведения 1.25 м телескопа ЗТЭ Южной станции ГАИШ, Астрон. журнал, 1976, 53, II26-II3I.

153. WoоIf N.J.,Ulich B.L., Gone with the Wind, or Sailing and Seeing with a Giant Telescope, Preprints of the Steward Observatory, Tucson,1985, No. 497, 20 p.