DETERMINACIÓN DE LOS PARÁMETROS DE FRIED Y SEEING DE LAS TURBULENCIAS ATMOSFÉRICAS EN BASE A SIMULACIONES

Abstract

Using numerical methods, simulations and experimental data it is possible to improve parameter models of atmospheric turbulence, such as the Fried parameter and the Seeing. The method is based on the function approximation for the variance and standard deviation curves of the dierential movement of an image passing through two subaperture on the pupil of a telescope. Images are generated from a point source (laser) propagation, which passes through the various layers of the atmosphere and is projected in the mesosphere. This projection emulates the distorted image obtained at the surface of earth of an object located in outer space. This distortion is caused by the eect of atmospheric turbulence. To simulate turbulence, “Phase Screens” are generated using the Fast Fourier Transform (FFT) and following the laws of Kolmogorov eddies of atmospheric turbulence, which in the inertial subrange are statistically homogeneous and isotropic into small regions of space, this means that the properties such as refractive index and speed have stationary increments. The inertial subrange is given by the eddies of size between the “Inner Scale” and “Outer Scale”. The images that reach the pupil of the telescope, are separated on a plane to simulate the image of the same object passing through two or three dierent regions of atmospheric turbulence, it is also considered a wind speed for each layer of turbulence. After that, longitudinal and transverse variances of the intensity centroid are obtained for each image in the CCD (Charge-Coupled Device) sensor.

Utilizando métodos numéricos, simulaciones y datos experimentales es posible mejorar los modelos de parámetros de turbulencia atmosférica, como el parámetro de Fried y el Seeing. El método se basa en la aproximación de funciones a las curvas de varianzas y desviaciones estándar del movimiento diferencial de una imagen que pasa a través de dos subaperturas en la pupila de un telescopio. Las imágenes son generadas a partir de la propagación de un láser, como fuente puntual, el cual pasa por las distintas capas de la atmósfera y se proyecta en la mesósfera. Con esta proyección se busca emular la imagen distorsionada obtenida en la superficie terrestre de un objeto situado en el espacio exterior. Esta distorsión es provocada por el efecto de la turbulencia atmosférica. Para simular las turbulencias, se generan “Phase Screens” usando la transformada rápida de Fourier (FFT) y siguiendo las leyes de Kolmogorov sobre los remolinos de turbulencia atmosférica, los cuales dentro del subrango inercial son estadísticamente homogéneos e isotrópicos para regiones pequeñas del espacio, lo que implica que las propiedades como el índice de refracción y velocidad tienen incrementos estacionarios. El subrango inercial está dado por los remolinos de tamaño entre el “Inner Scale” y “Outer Scale”. Las imágenes que llegan a la pupila del telescopio, se separan en un plano para simular la imagen de un mismo objeto que pasa por dos o tres regiones diferentes de turbulencia atmosférica, se considera además una velocidad del viento para cada capa de turbulencia. Con lo anterior se pueden obtener las varianzas longitudinales y transversales del centroide de intensidad para cada imagen en el sensor CCD (Charge-Coupled Device).