Ilmakehän "ilmalinssin" paksuus eri korkeuskulmilla tarkasteltuna?

[Mare Nectaris]

Osaisiko joku mallintaa /laskea ilmakehän aiheuttaman "ilmalinssin" paksuuksia eri havaintokorkeuksilla (korkeuskulmilla k) havaitsijan ollessa merenpinnasta korkeudella a.

Varmaan aika yksinkertaista matikkaa, mutta silti on vähän ruosteessa mulla... heh - heh  :D

Kun täällä Suomessa katselemme tähtitaivaalle, katselemme itse asiassa 9-10 kilometriä paksun ilmalinssin - troposfäärin - läpi:

"Troposfäärillä tarkoitetaan ilmakerrosta, joka ulottuu maanpinnasta noin 10–15 kilometrin (Suomessa 9–10 km) korkeuteen. Korkeus vaihtelee vuodenajan, maantieteellisen leveyden ja sään mukana. Tässä kerroksessa lämpötila laskee korkeuden kasvaessa keskimäärin 5–8 °C/km ja on alimmillaan noin −50 °C.

Noin 75 % ilmakehän massasta on keskittynyt troposfääriin. Suurin osa ilmansaasteista on täällä. Suurin osa sääilmiöistä, kuten esimerkiksi tuuli ja sade sekä enimmät pilvet esiintyvät tässä kerroksessa. Troposfäärissä esiintyy myös optisia ilmiöitä.

Troposfäärin yläraja on tropopaussi, joka estää vesihöyryn haihtumisen troposfääristä avaruuteen. Navoilla tropopaussi on alempana kuin päiväntasaajalla."

Lähde: http://fi.wikipedia.org/wiki/Ilmakeh%C3%A4

Havaitsija kovin harvoin katselee kuitenkaan aivan horisonttiin tai suoraan taivaannapaan (zeniittiin).

Normaalisti havainnoinnin kohteen korkeuskulma on jossakin horisontin ja zeniitin välillä. Lisäksi hyvin (valitettavan) harvoin havainnoidaan Silja Serenaden kannelta eli meren pinnan tasalta.

Olisiko siis ilmakehän koko ilmalinssin (KIL) paksuus määriteltävissä:

KIL=TIL + (TIL+HILa) x k

- TIL on troposfäärin ilmalinssi (käytännössä lähes vakio, joka vaihtelee 9-10 km välillä Suomessa)

- k on havainnon korkeuskulma

- HILa on horisontin ilmalinssi korkeudella a, joka havaitsijan ollessa merenpinnan tasolla saa arvon 0 ja kasvaa siitä ylöspäin, itselläni se on 110 metriä merenpinnasta.

Jos havaitsija ei ole meren pinnan tasolla, horisontin suuntaan maata pitkin katsottaessa nähdään kauemmas kuin 5 km päähän.

Näin horisontaalinen ilmalinssi paksuuntuu, ja sen arvo on lisättävä troposfäärilinssin paksuuteen. Havaitsija siis näkee havaintokorkeuden kasvaessa yhä kauemmas maanpinnan suuntaisen ilmamassan läpi. Tietyssä vaiheessa tosin troposfäärilinssi alkaa ohentua, eli Mount Everestin päällä ollessa troposfäärilinssi olisi enää vain 2-3 kilometriä paksu).

Jos havaitsija on merenpinnan tasolla, katsottaessa horisonttiin (horisontin etäisyys n. 5 km) ilmalinssin paksuus KIL olisi noin 15 kilometriä. Zeniittiin (taivaan lakipisteeseen) havaittaessa ilmalinssin paksuus ilmeisesti olisi tuo 10 km.

Kuka osaisi väsätä funktion, jolla saadaan troposfäärin ilmalinssin paksuus syöttämällä seuraavat parametrit:
- havaitsijan korkeus merenpinnasta (a)
- havainnon korkeuskulma (k)

Oheisessa kuvassahan näkyy pääperiaate - tupakka-askin kannesta napattu. Eli äkkiseltään luulisi selviävän trigonometrialla, mutta kun otetaan vasemmalla olevan Maksutovin korkeus merenpinnasta huomioon... niin, ja katkoviiva on siis troposfäärin yläraja eli tropopaussi. Ja oikealla tietysti Kuu  ;D


P.S.

Alla oleva vastaus löytyi, kun kysyin googlelta: Kuinka kaukana  havaitsijasta on horisontti? Voisiko siis yhtälöön lisätä havaitsijan havaintopaikan korkeuden ALTh (minulla esim. 110 m merenpinnasta).

Turun sanomien "Aimo annos" -palstan teksti löytyy myös tästä linkistä:

http://www.turunsanomat.fi/extra/?ts=1,3:1010:0:0,4:10:0:1:1999-12-11,104:10:38187,1:0:0:0:0:0:

Turun Sanomat, ”Aimo annos” 11.12.1999:

"Parahin Aimo! Osannet vastata mieltäni pitkään askarruttaneeseen kysymykseen, kuinka kaukana on horisontti? Kuinka pitkän matkan merenpintaa näen, kun seison aavan meren rannalla ja katson taivaanrantaan? Paljonko tämä matka pitenee, kun katson sinne esim. laivan kannelta 10 metrin korkeudelta?
Hannu Orell, Turku

Juu, totta kai osaan vastata noin helppoon kysymykseen. Jos ei ilmakehän aiheuttamaa valon taipumista, ns. refraktio-ilmiötä oteta huomioon, pikku päässälasku antaa tuloksen, että meren rannalla seisten (silmät 1,60 m korkeudella) horisontti näkyy noin 4,5 km:n päässä, mutta 10 metriä korkean (plus 1,60 m) laivan kannelta matkaa horisonttiin kertyy jo noin 12,2 km.

Valon taipuminen, tämä refraktio-ilmiö eri tiheyden omaavissa ilmakehän kerroksissa vaikuttaa kuitenkin keskimäärin siten, että horisontti etääntyy havaitsijasta vajaa 10 prosenttia kauemmaksi. Käytännössä siis meren rannalta horisontti näkyy 4,8 km:n päässä ja laivan kannelta etäisyys horisonttiin kasvaa 13,1 kilometriin.

Tämä on siis se etäisyys, johon asti tyyni merenpinta tai meren pinnassa olevat kappaleet näkyisivät kokonaisina ellei esimerkiksi lämpöväreily haittaisi. Täytyy huomata, että horisontin takaakin voidaan nähdä maamerkkejä. Esimerkiksi 20 metrin korkuisen saaren tai majakan yläosa on horisontissa vielä 22 km:n etäisyydellä rannalla seisovasta tarkkailijasta ja 30,2 km:n päässä laivan kannelta.

Näin lasketun horisontin etäisyyden voi saavuttaa hyvien olosuhteiden vallitessa, jolloin on tyyntä, meri ja ilma ovat samanlämpöisiä ja on aamuvarhainen tai iltamyöhäinen. Lämpöväreilyn haitat näkyvyydelle tulevat esille pahiten kesällä ja keväällä. Silloin taivaanranta ikään kuin kiehuu.

Ilmakehän refraktio voi tehdä erilaisia kepposiakin. Jos merivesi on ilmaa lämpimämpi, aiheuttaa se näennäisen horisontin siirtymisen alemmaksi ja lähemmäksi (syksyn ja alkutalven aamut). Mutta keväällä kun meri ja heti sen pinnalla oleva ilmakerros ovat kylmiä, horisontti siirtyy kauemmaksi. Tyyninä kesäpäivinä voi tarkkailla erilaisia horisontin poikkeuksellisen refraktion aiheuttamia kangastusilmiöitä, kuten "kelluvia" saaria.

Toukokuussa ja kesäkuun alussa meren rannalla voi nähdä myös ns. fata morgana -ilmiön, jossa horisontti jakaantuu ikään kuin pystysuunnassa kahtia ja niiden väliin kuvastuu erilaisia pilareita tai jopa "palmupuita". Laivat saattavat tällöin uida horisonttien välissä ylösalaisin!

Ihminen myös aistii kohteensa osin sen mukaan mistä päin valo tulee. Kun aurinko laskee illalla, se näkyy vielä senkin jälkeen kun se periaatteessa on jo laskenut kokonsa verran horisontin taakse.
Että tämmöinen tapaus."

[oksanen]

Wikipediasta löytyy ilmamassan laskemiseen useita toinen toistaan parempia kaavoja hakusanalla "airmass"

http://en.wikipedia.org/wiki/Airmass

Fotometriassa ilmamassa on tärkeä parametri ilmakehän aiheuttaman himmenemisen arvioinnissa. Moni CCD-kuvausohjelma lisää tiedon automaattisesti FITS-kuvan otsikkotietoihin.

arto

[Mare Nectaris]

Vau kiitos  :D

[Mare Nectaris]

Katsoin tuosta linkistä useita eri laskukaavoja.

Aluksi pitää vähän kerrata taivaanmekaniikkaa. Tästä voi hypätä yli suoraan kohtaan "havaintokorkeus" jos tämä asia on tuttua  :D - Tein tämän siksi, että tästä voi päästä sisälle näihin juttuihin, jos eivät ole vielä tuttuja asioita.

Havaittavan kohteen korkeus taivaalla

Jonkin ilmiön (esim. planeetan) havaitsemiskorkeudesta voidaan puhua korkeuskulmana (korkeutena horisontista). Kaavoissa käytetään termiä zeniittikulma.

Planeetan tms. asema taivaalla horisontin yläpuolella voidaan ilmaista monella tavalla. Planeetan deklinaatio on se taivaanpallon koordinaattiarvo, jolla planeetta ohittaa etelämeridiaanin, eli kuvitteellisen suoran joka kulkee etelästä pohjoiseen zeniitin eli taivaan navan kautta.

Tuntikulman ja ns. tähtiajan avulla voidaan tietää, milloin tuo taivaan kohde ohittaa etlämeridiaanin.

Maa pyörii akselinsa ympäri lännestä itään, minkä vuoksi kaikki taivaan kohteet näyttävät liikkuvan taivaalla idästä länteen. Esimerkiksi tähdet pysyvät kuitenkin suhteellisesti paikallaan ja vain Maa pyörii. Planeetatkin liikuvat vain vähän päivässä suhteessa tähtitaivaaseen.

Se, että eri tähdistöt tulevat eri aikaan näkyviin, johtuu Maan liikkeestä Auringon ympäri (katso tarkemmin esimerkiksi rektaskension eli tähden tuntikulman käsitteestä tästä: http://foorumi.avaruus.fi/index.php?topic=2328.0)

Maan akseli on kallellaan, minkä vuoksi tähdet ja suurin osa taivaankappaleista - Aurinko mukaan lukien - näyttävät nousevan idästä, olevan korkeimmillaan etelässä (etelämeridiaanissa) ja laskevan länteen.

Tätä planeetojen ja Auringon (rata)tasoa (Aurinkokunnassa) sanotaan Maasta katsottuna ekliptikaksi. Se on Maapallon akselin kaltevuuden (ja Maan muodon vuoksi ) siten kallellaan, että taivaannapa, jonka ympäri kiertoliike näyttää tapahtuvan, sijaitsee zeniitistä (suoraan ylöspäin katsottaessa mielletystä taivaan navasta) havaintopaikan geografisen latitudin (eli leveysasteen) avulla määräytyvän etäisyyden verran pohjoiseen päin.

Esimerkiksi oman havaintopaikkani latitudi on 61 astetta pohjoista leveyttä. Taivaan kiertoliike näyttää tapahtuvan siis 90 (zeniitti) miinus 61 astetta eli 29 astetta zeniitistä pohjoismeridiaaniin päin olevan akselipisteen ympäri.

Näinä aikoina hyvin lähellä siinä loistaa Stella Polaris eli Pohjantähti. Noin 30.000 vuotta sitten Maapallon akselin hyrräilmiöstä - hyrrän pyörintäakseli kieppuu hyrrän pyöriessä -  johtuva prekessioliike pyöritteli näennäistä kiertoliikkeen napaa Lyyran Vega -tähden tietämillä. Sinne akselin napa päätyy taas n. 30 000 vuoden päästä.

Paljonko sitten on 29 astetta? Jos avaat kämmenesi niin, että peukalo ja pikkusormi harottavat mahdollisimman etäällä toisistaan ja suoristat sitten kätesi, 20 astetta on se näennäinen matka, jonka nyt näet peukalon ja pikkusormen välissä.

Jos katsot käsi näin suoraan taivaannapaan ylöspäin ja pistät esim. pikkurillin zeniittiin, on Stella Polaris zeniitistä noin 1,5 kertaa tuon mitan päässä suoraan pohjoiseen. Senhän löytää myös Ison Karhun tähdistön (kauhan takaosan) Merak ja Dubhe -tähtien kautta tähdätyn näennäisen suoran avulla (ks. esim. s. 31 Olli Manner ja Veikko Mäkelä: Tähtitaivas paljain silmin, URSAn julkaisuja 104, Tähtitieteellinen yhdistys URSA ry, Helsinki 2007).

Miten tähtikartassa sitten ilmaistaan jonkin kohteen korkeus?

Jokaiselle kohteelle annetaan tuntikulman lisäksi deklinaatio, joka kertoo kohteen korkeussijainnin taivaanpallolla. Koska taivaannapa on pohjoiseen päin kallellaan (akselin pää siis Stella Polariksessa), etelässä nähdään vastaavan verran negatiiiviseen deklinaatioon päin, eli tuo havaintopaikan 61 astetta geografista latitudia miinus 90 astetta, mikä tekee -29 astetta deklinaatiota. Voi ajatella, että etelässä (etelämeridiaanissa) ekliptikan taso (eli Aurinkokunnan planeettojen ratataso) on "kohollaan" saman verran kuin se on ylhäällä "kallellaan" kohti pohjoista, ja näin päästään kurkistamaan negatiivisiin deklinaatiohin. - Jos tuntuu vaikealta, kuvittele mielessäsi vaikka sellainen pallokompassilaite, jossa kelluu taso jossakin nesteessä. Siitä saa hyvin käsityksen, miten Aurinkokunnan ratataso, jota pitkin Maakin vaeltaa (ekliptikan taso), käyttäytyy suhteessa koko taivaanpalloon  :)

Tähtien osalta niiden sijaintiarvot taivaanpallolla (kohteiden RA eli tuntikulma ja Deklinaatio eli korkeuskulma) vaihtuvat vain erittäin hitaasti. Päivittäin etelämeridiaanin ylittää aina tietyllä hetkellä se tähdistö tai kohde, jonka RA eli tuntikulma on sama kuin tähtiaika. Tähtiaika taas on suunnilleen sama kuin aurinkoaika vain kevätpäivän tasauksen ja syyspäivän tasauksen aikana, mutta muuten se on epäsynkronissa normaalista ajasta.

Miksi tähtiaika sitten poikkeaa normaalista ajasta? - Täytyy muistaa, että Maapallon pinnalla matkustetaan kuin oltaisiin isossa huoneessa (taivaanpallo), jossa itse pyörimme mutta kaikki muu on suhteellisen paikallan esim. seinille liimattuna! Tähdet siis pysyvät taivaalla paikallaan, ja Maapallo pyörii. Oman värinsä tuo lisäksi Maapallon matka Auringon ympäri, josta voi katsoa tuosta edellisestä tuntikulmaa ja tähtiaikaa käsittelevästä linkistä tarkemmin.

Esim. tähtikartat uusitaan harrastajakäyttöön noin 50 vuoden välein (tämä liike johtuu maailmankaikkeuden laajenemisesta ehkä ihan vähäsen, mutta pääasiassa se johtuu mainitusta prekessiosta, josta syntyy tarve piirtää kartat uuteen asemaan eli ns. epookkiin, nyt on käytössä epookki 2000.0, katso epookista http://fi.wikipedia.org/wiki/Epookki_(t%C3%A4htitiede)).

Havaintokorkeus zeniittikulmana

Zeniittietäisyys (tai zeniittikulma) on käsite, jota käytetään havainnon korkeutta määriteltäessä näissä ilmamassakaavoissa. Jos jonkin kohteen zeniittikulma olisi 30 astetta, millä korkeudella katsoisin sitä omalta havaintopaikaltani etelähorisontista mitattuna?  Tämä olisi havaittavan kohteen korkeuskulma. Korkeuskulma on 90 (zeniitti eli suoraan ylös) miinus 30, mikä on 60 astetta.

Edellä mainitulla mittaustavalla (käsivarren päähän ojennettu, levitetty kämmen) pitäisi eteläisestä horisontista (vaakasuorasta havaintotasosta) nousta yöspäin noin 3 käsivarren päähän ojennettua, levitettyä kämmentä vastaava matka. Oltaisiin siis suunnilleen samalla korkeudella kuin Stella Polaris, mutta nyt etelän puolella.

Mikä olisi ilmamassan paksuus (ilmalinssi) zeniittikulmaan 30 tai korkeuskulmaan 60 katsottaessa

Oletetaan, että tehtävän havainnon zeniittietäisyys (tai zeniittikulma) on pieni tai kohtuullinen (katsotaan siis zeniittiin eli suoraan ylös tai noin 30 asteen etäisyydelle taivaannavasta.

Oletetaan mallintamisen helpottamiseksi, että troposfääri muodostaa homogeenisen tason. Tällöin troposfäärin ilmamassan kaasutiheys olisi vakio, troposfääri päättyisi selkeästi tropopaussiin ja Maan pinnan kaarevuus olisi jätetty laskuista pois.

Troposfäärin ilmamassan perusarvona (zeniittiin katsottaessa) käytetään kaavoissa (mainituilla vakioiduilla troposfäärioletuksilla) 8436 metriä. Moun Everestin huipulle olisi tuosta teoreettisesta (zeniitti)ilmamassan korkeudesta matkaa melkein puoli kilometriä - No, kuvissa troposfääripilvet aika kivasti näkyykin huipun alapuolella enimmäkseen, ja 10 kilometrin korkeudella tropopaussin yläpuolella lentävästä lentokoneesta on tuohon ilmamassaan matkaa jo 1,6 kilometriä alaspäin - onpa pakkastakin vastaavasti jo noin - 60 celsiusastetta.

Esitetyn yhtälön nojalla voidaan esittää arvio ilmamassan paksuudesta, kun tunnetaan havainnon zeniittikulma. Matemaattisesti on kyseessä zeniittukulman (zeniittietäisyyden) sekantti.

Jos katsotaan zeniittietäisyydelle 30 eli korkeuskulmaan 60 (zeniitti miinus zeniittietäisyys 30), ilmamassan paksuutta estimoiva relatiivinen ilmamassakerroin on noin 2 (sekantti 30). Zeniitissä relatiivisen ilmamassakertoimen arvo on siis 1, ja ilmamassan paksuus tällöin 8436 metriä.

Havaittaessa korkeuskulmiin 60-75 astetta, ilmamassa muodostaa ilmalinssin, jonka paksuus on (relatiivinen ilmamassakerroin 2 huomioiden) arviolta 16872 metriä. Zeniittietäisyyden kasvaessa arvioinnin tarkkuus heikkenee nopeasti, eikä malli kykene enää esimerkiksi horisonttiin antamaan arviota lainkaan.

Mikä olisi ilmamassan paksuus (ilmalinssi) horisonttin päin katsottaessa?

Oletetaan edelleen mallintamisen helpottamiseksi troposfääri homogeeniseksi, eli kaasutiheydeltään vakioksi , ja oletetaan sen päättyvän selkeärajaisesti tropopaussiin. Kumpikaan oletus ei siis kuvaa todellista ilmakehän tilannetta. Otetaan huomioon Maan pinnan kaareutuminen ja painovoiman vaikutus ilmamassaan.

Olkoon:

- havaintopaikka meren pinnan tasolla
- havaintopaikan lämpötila 288.15 Kelviniä (eli Celsiuksina 288,15 - 273,15 = 15^o C)
- ilman molekyylimassa n. 29 x 1,7 x 10^-27 kg
- painovoimavakio g noin 9,8 m/s²
- Maan säde 6371 km
- aiemmista yhtälöistä saatu ilmamassan korkeus zeniitissä (troposfäärin rajoitetut olettamat voimaassa) 8436 metriä

Tällöin saadaan kaavalla relatiiviseksi ilmamassakertoimeksi horisonttiin katsottaessa luku 38,870 (joka usein pyöristetään lukuun 40).

Näin ollen ilmamassan muodostaman ilmalinssin paksuus horisonttiin katsottaessa olisi 38,870 x 8436 m, eli  327907,32 metriä.

Ilmalinssin paksuus eri kulmiin katsottaessa (em. kaavojen nojalla)

Ilmalinssin paksuus olisi siis

- horisonttiin (kohtisuoraan maan tasoa pitkin) katsottaessa noin 328 kilometriä
- noin 60 asteen korkeuskulmaan katsottaessa n. 17 kilometriä
- zeniittiin (kohtisuoraan ylös katsottaessa) noin 8,4 kilometriä.

Meniköhän sinne päinkään  :o

EDIT: korjattu yksi etusormi pikkusormeksi, selitetty ekliptikaa, tuntikulmaa, deklinaatiota ja tähtiaikaa vähän lisää,  ja korjattu tähtikartan epookkiin liittyvää tietoa sekä lisätty linkki epookkia käsittelevään tietoon

[Kaizu]

Mihin tämä mallinnus tähtää?
Oletukset ilmakehän tasaisesta tiheydestä ja tarkasta ylärajasta vievät mielestäni pohjan pois koko mallinnuksesta eli mallin mukaan ei saada ilmamassan paksuudest eikä taitekertoimesta todellisuutta vastaavaa kuvaa.

Epookilla ja maailmankaikkeuden laajenemisella ei ole kovinkaan paljoa tekemistä keskenään. Paitsi että epookit asuvat laajenevassa maailmankaikkeudessa.

Kaizu

[Mare Nectaris]

Moi Kaizu!
On aina kiinnostanut, kuinka paksun ilmalinssin läpi tuonne taivaalle oikein katsellaan.

Hubble kun killuu tuolla avaruuden tyhjiössä, se ei paljon haittaa tuo ilmakehä - samoin korkealle vuoristoon on perustettu tähtitorneja.

Olen aina kertonut kaikille, että kun katsotaan tähtiä, katsotaan ilmalinssin läpi - tämä termi oli muistaakseni tähtitieteen harrastajan käsikirjassa 1 - ja väittänyt, että ylöspäin suoraan se on noin 10 km ja horisonttiin päin 15 km paksu.

No, rupesi vain askarruttmaan asia, ja kun Arto antoi vinkin Wikiin, niin sieltä kaavan tempaisin. Kaava on tosi monipuolinen intergraali, kun mennään tarkkoihin arvoihin, mutta kun en ole matemaatikko, niin ajattelin saada vain perusarvoja selville. Eli huomataan, miten väärin olin arvioinut kaikki muut arvot paitsi zeniittiin päin.

Ja toi epookki on siis se ajankohta, jonka mukaiset tähtien suhteelliset koordinaatit Maapallollta katsoen viedään tähtikarttaan projektiolla joku. Eli ajankohta, johon tähtien asemat (RA ja Dec) on kiinnitetty. Siksi siis maailmankaikkeuden laajeneminen liittyy epookkiin, että tarkassa kartassa pitää ilmoittaa tähtien paikat epookissa, koska ne eivät ole koko ajan samat toisiinsa nähden Maapallolta katsottuna.

Toivottavasti joku korjaa, jos meni pahasti metsään.

Ja toi muu juttu on kerrottu siksi, että aloittavat harrastajat voivat ymmärtää mikä on deklinaatio, zeniitikulma ja sen sellaiset  :)

EDIT: tässä epookista http://fi.wikipedia.org/wiki/Epookki_(t%C3%A4htitiede) - ja näyttää olevan tosiaan Kaizu niin, että tuo prekessioliike on tässä se oleellisempi tekijä kuin maailmankaikkeuden laajeneminen. Taas on tullu kerrottua yleisölle väärää tietoo kaukoputken äärellä, mutta ehkä tämä kestetään  ::) - kun vaan jomman kumman liikkeen edes pääsis itte toteen  ;D

[Kaizu]

Ilmalinssi ei ole kovinkaan kuvaava termi ilmakehästä, ilmameri saattaisi olla parempi. Ainakin jos on joskus katsellut kaukoputken läpi kuvattua videota, ei paljon poikkea veden pinnan läpi kuvatusta. Karkeasti voidaan sanoa että 5 km:n korkeudessa puolet ilmakehästä (massa) on alapuolella. Toinen puoli pikkuhiljaa harvenee ollen vielä mitattavissa tuhansien kilometrien korkeudessa.
Osa häiriöistä on varsin korkealla, varsinkin ne jotka sadepilvien lisäksi haittaavat pohjoisia harrastajia. Valaisevat yöpilvet vähän alle sadassa kilometrissä ja revontulet niiden yläpuolella.

Tuosta saa jonkinlaisen kuvan siitä minkä läpi me tähtiä katsomme. Linssiksi se on kovin huono.

Minä ensin luulin että epookit ovat tähtiensodan pieniä karvaisia olentoja mutta olinkin sekoittanut ne ewokkeihin. Kirjoitin Googleen "epoch" niin löysin sieltä englanninkielisen wikipedian ja epookin hiukan laajemmin käsiteltynä. Suomenkielinen Wikipedia kun on pääosin tynkä. Precessio on vain yksi syy erään epookin päivitystarpeeseen.

Kaizu

[Mare Nectaris]

Kiitti tiedosta Kaizu  :)

Todella hieno kuva - missä otettu ?

[Kaizu]

http://www.not.iac.es/general/photos/telescope/views/
NOT:in kuvia La Palmalta

Kaizu

[Mare Nectaris]

Kiitti Kaizu!

Ja vielä tohon ilmamassa / -linssijuttuun...

Eli tuo "ilmalinssi" on sikäli mielenkiintoinen ilmaus, että se on tavallaan lisävarusteena kaikissa Maapallon kaukoputkissa - parhaimmissakin. Pitää tietty nousta tropopaussin yläpuolelle ja lopulta ohi stratosfäärinkin avaruuteen päästäkseen siitä kokonaan eroon.

Hassua on se, että vaikka seeing olisi parhain mahdollinen - läpinäkyvyyttä ja seesteisyyttä yllin kyllin eikä ylä- eikä alapilveä tai mitään missään - - - ilmalinssi on silti "tuolla"!

Siihen vaikuttavat tosiaan - kuten sanoit - ilmakehän tiheyserot. Siksi varmaan horisonttiin päin katsottaessa mukaan tuleva suhteellinen ilmamassakerroin onkin niin suuri (40 kertainen zeniittiin katsomiseen verrattuna). Silloin katsotaan hyvin pitkälti juuri tiheiden troposfäärin ilmakerrosten läpi (eli niiden matalammalla olevien), mistä tulee mukaan tähden tms. kuvaan deformaatiota, eli "kiehumista" ja tuikkimista (tähden valovoiman jaksollista vaihtelua eli skintillaatiota).

Tietokoneohjelmilla pystytään tietääkseni mallintamaan ilmakehän "kiehuntaa" (ilmalinssin systeemin ajassa tapahtuvia muutoksia, jotka ilmenevät mm. skintillaationa), ja sitten kompensoimaan niitä ohjelmallisesti kuvanprosessoinnissa (käsittääkseni reaaliaikaisesti). Samoin on olemassa esimerkiksi kuvankäsittelyssä videoleikkeisiin sovellettava Lucy-Richardsonin dekonvoluutioalgoritmi (on mm. Berryn ja Brunellin AIP4WINNv2 -softassa). Siinä estimoidaan arvoja ns. PSF -funktiolle, joka noin 50:llä iteraatiokierroksella kykenee suodattamaan troposfäärikiehuntaa (lukemani tiedon mukaan) hyvin tehokkaasti. En ole kyllä kokeillut tuota, joten tieto on muilta saatua.

Ilmalinssin suurimpia vaikutuksia tähdestä tms. kohteesta saapuvan valon optisella polulla on mm. sironta ja absorboituminen, sekä erilaisten virtausten eli konvektioiden vaikutus ilmalinssin eri osiin hyvin kompleksisella tavalla. Muita ilmiöitä ovat tuikkimisen lisäksi mm. refraktio eli valon taipuminen optisella polulla, ekstinktio eli (juuri sironnan ja absorption aiheuttama) tähden tms. valovoiman näennäinen heikkeneminen (ns. ekstinktiokertoimen mukaisesti, jota mallintaa Beer-Lambert-Bouguerin laki).

Näiden edellä mainittujen juttujen takia hieno seeing voi osua aivan ihmeellisiin yhteyksiin! Ja sitähän tietty toivotaan  ;D

Edellä olevien tietojen lähde:

Aarre Kellomäki: Ilmakehän vaikutus havaintoihin. Teoksessa Kari Kaila, Markku Lindqvist ja Hannu Määttänen: Tähtitieteen harrastajan käsikirja 1. Tähtitieteellinen yhdistys URSA ry, Helsinki 1982. ss. 8-25

sekä
 
http://en.wikipedia.org/wiki/Airmass