Astronomical seeing
खगोल विज्ञान में, देखना पृथ्वी के वायुमंडल में अशांति के कारण एक खगोलीय वस्तु की छवि का क्षरण है जो धुंधला, टिमटिमाते या परिवर्तनशील विरूपण के रूप में दिखाई दे सकता है। इस प्रभाव की उत्पत्ति वस्तु से डिटेक्टर तक प्रकाश पथ के साथ ऑप्टिकल अपवर्तक सूचकांक के परिवर्तनों को तेजी से बदल रही है। दूरबीनों के साथ खगोलीय टिप्पणियों में कोणीय संकल्प के लिए देखना एक प्रमुख सीमा है जो अन्यथा दूरबीन छिद्र के आकार द्वारा विवर्तन के माध्यम से सीमित होगा। आज, कई बड़े वैज्ञानिक जमीन-आधारित ऑप्टिकल दूरबीनों में देखने पर काबू पाने के लिए अनुकूली प्रकाशिकी शामिल हैं। देखने की ताकत को अक्सर एक तारे की लंबी एक्सपोजर छवि (डिस्क देखना) के कोणीय व्यास या फ्राइड पैरामीटर r0 द्वारा चिह्नित किया जाता है। सीइंग डिस्क का व्यास इसकी ऑप्टिकल तीव्रता का आधा अधिकतम पूर्ण चौड़ाई है। इस संदर्भ में कई दसियों मिलीसेकंड के एक्सपोजर समय को लंबा माना जा सकता है। फ्राइड पैरामीटर एक काल्पनिक दूरबीन छिद्र के आकार का वर्णन करता है जिसके लिए विवर्तन सीमित कोणीय संकल्प देखने से सीमित संकल्प के बराबर होता है। सीइंग डिस्क और फ्राइड पैरामीटर दोनों का आकार ऑप्टिकल तरंग दैर्ध्य पर निर्भर करता है, लेकिन उन्हें 500 नैनोमीटर के लिए निर्दिष्ट करना आम बात है। 0. 4 आर्कसेकंड से छोटी सीइंग डिस्क या 30 सेंटीमीटर से बड़ी फ्राइड पैरामीटर को बेहतरीन सीइंग माना जा सकता है। सबसे अच्छी स्थितियाँ आम तौर पर मौना के या ला पाल्मा जैसे छोटे द्वीपों पर उच्च-ऊंचाई वाली वेधशालाओं में पाई जाती हैं। प्रभाव खगोलीय देखने के कई प्रभाव होते हैंः यह बिंदु स्रोतों (जैसे कि सितारों) की छवियों का कारण बनता है, जो वायुमंडलीय अशांति की अनुपस्थिति में विवर्तन द्वारा उत्पादित स्थिर हवादार पैटर्न होंगे, जो धब्बों के पैटर्न में टूट जाते हैं, जो समय के साथ बहुत तेजी से बदलते हैं (परिणामस्वरूप धब्बों वाली छवियों को धब्बों की इमेजिंग का उपयोग करके संसाधित किया जा सकता है) इन बदलते धब्बों के पैटर्न की लंबी एक्सपोजर छवियों के परिणामस्वरूप बिंदु स्रोत की धुंधली छवि होती है, जिसे सीइंग डिस्क कहा जाता है सितारों की चमक एक प्रक्रिया में उतार-चढ़ाव दिखाई देती है जिसे चमक या टिमटिमाते हुए के रूप में जाना जाता है। मंगल जैसी उज्ज्वल वस्तु को देखने में, कभी-कभी ग्रह के सामने हवा का एक स्थिर टुकड़ा आ जाता है, जिसके परिणामस्वरूप स्पष्टता का एक संक्षिप्त क्षण होता है। चार्ज-युग्मित उपकरणों के उपयोग से पहले, ग्रह की छवि को संक्षिप्त क्षण में रिकॉर्ड करने का कोई तरीका नहीं था, सिवाय इसके कि पर्यवेक्षक छवि को याद रखे और बाद में उसे बनाए। इसका प्रभाव था कि ग्रह की छवि पर्यवेक्षक की स्मृति और पूर्वधारणाओं पर निर्भर थी, जिसके कारण यह विश्वास हुआ कि मंगल ग्रह की रैखिक विशेषताएं थीं। वायुमंडलीय देखने के प्रभाव पूरे दृश्य और निकट अवरक्त तरंग पट्टियों में गुणात्मक रूप से समान हैं। बड़े दूरबीनों पर लंबे एक्सपोजर इमेज रिज़ॉल्यूशन आम तौर पर लंबे तरंग दैर्ध्य पर थोड़ा अधिक होता है, और नृत्य करने वाले धब्बों के पैटर्न में परिवर्तन के लिए समय-सीमा (टी0-नीचे देखें) काफी कम होती है। माप एक वेधशाला में खगोलीय देखने की स्थितियों के तीन सामान्य विवरण हैंः देखने वाली डिस्क r0 (अशांत वातावरण के भीतर एक समान हवा की एक विशिष्ट "गांठ" का आकार) और t0 (समय-पैमाना जिस पर अशांति में परिवर्तन महत्वपूर्ण हो जाते हैं) CN2 प्रोफ़ाइल की पूरी चौड़ाई नीचे दिए गए उप-वर्गों में वर्णित हैंः देखने वाली डिस्क की आधी अधिकतम (FWHM) पर पूरी चौड़ाई एक वातावरण के बिना, एक छोटे से तारे का एक स्पष्ट आकार होगा, एक "हवादार डिस्क", विवर्तन द्वारा निर्धारित दूरबीन छवि में और दूरबीन के व्यास के विपरीत आनुपातिक होगी। हालाँकि, जब प्रकाश पृथ्वी के वायुमंडल में प्रवेश करता है, तो विभिन्न तापमान परतें और अलग-अलग हवा की गति प्रकाश तरंगों को विकृत कर देती है, जिससे एक तारे की छवि में विकृतियाँ होती हैं। वायुमण्डल के प्रभावों को हवा की घूर्णन कोशिकाओं के रूप में प्रतिरूपित किया जा सकता है जो अशांत रूप से चलती हैं। अधिकांश वेधशालाओं में, अशांति केवल r0 से बड़े पैमाने पर महत्वपूर्ण है (नीचे देखें-देखने का पैरामीटर r0 सबसे अच्छी परिस्थितियों में दिखाई देने वाली तरंग दैर्ध्य पर 10-20 cm है) और यह दूरबीनों के रिज़ॉल्यूशन को अंतरिक्ष-आधारित 10-20 cm दूरबीन द्वारा दिए गए लगभग समान होने तक सीमित करता है। विकृति एक उच्च दर पर बदलती है, आमतौर पर एक सेकंड में 100 बार से अधिक। एक तारे की एक विशिष्ट खगोलीय छवि में सेकंड या मिनटों के संपर्क समय के साथ, विभिन्न विकृतियों का औसत एक भरी हुई डिस्क के रूप में निकलता है जिसे "सीइंग डिस्क" कहा जाता है। देखने वाली डिस्क का व्यास, जिसे अक्सर आधे अधिकतम (एफ. डब्ल्यू. एच. एम.) पर पूर्ण चौड़ाई के रूप में परिभाषित किया जाता है, खगोलीय देखने की स्थितियों का एक माप है। इस परिभाषा से यह पता चलता है कि देखना हमेशा एक परिवर्तनशील मात्रा होती है, जो एक स्थान से दूसरे स्थान पर, रात से रात तक भिन्न होती है, और यहाँ तक कि मिनटों के पैमाने पर भी परिवर्तनशील होती है। खगोलविद अक्सर कम औसत देखने वाली डिस्क व्यास वाली "अच्छी" रातों के बारे में बात करते हैं, और "खराब" रातें जहां देखने का व्यास इतना अधिक था कि सभी अवलोकन बेकार थे। सीइंग डिस्क (या सिर्फ "सीइंग") का एफ. डब्ल्यू. एच. एम. आमतौर पर आर्कसेकंड में मापा जाता है, जिसे प्रतीक (′′) के साथ संक्षिप्त किया जाता है। औसत खगोलीय स्थलों के लिए 1 "देखना अच्छा है। शहरी वातावरण को देखना आम तौर पर बहुत बुरा होता है। अच्छी देखने वाली रातें हवा के झोंकों के बिना साफ, ठंडी रातें होती हैं। गर्म हवा ऊपर उठती है (संवहन), हवा और बादलों के रूप में दृश्य को कम करती है। सबसे उच्च ऊंचाई वाले पर्वत शिखर वेधशालाओं में, हवा स्थिर हवा लाती है जो पहले जमीन के संपर्क में नहीं रही है, कभी-कभी 0.40 के रूप में अच्छी दृष्टि प्रदान करती है। r0 और t0 एक वेधशाला में खगोलीय देखने की स्थिति को आसानी से r0 और t0 मापदंडों द्वारा वर्णित किया जा सकता है। आर0 से छोटे व्यास वाले दूरबीनों के लिए, लंबे एक्सपोजर छवियों का रिज़ॉल्यूशन मुख्य रूप से विवर्तन और हवादार पैटर्न के आकार द्वारा निर्धारित किया जाता है और इस प्रकार यह दूरबीन के व्यास के विपरीत आनुपातिक होता है। आर0 से बड़े व्यास वाले दूरबीनों के लिए, छवि संकल्प मुख्य रूप से वायुमंडल द्वारा निर्धारित किया जाता है और दूरबीन व्यास से स्वतंत्र होता है, जो आर0 के बराबर व्यास वाले दूरबीन द्वारा दिए गए मूल्य पर स्थिर रहता है। r0 उस लंबाई-पैमाने से भी मेल खाता है जिस पर अशांति महत्वपूर्ण हो जाती है (अच्छी वेधशालाओं में दृश्यमान तरंग दैर्ध्य पर 10-20 cm), और t0 उस समय-पैमाने से मेल खाता है जिस पर अशांति में परिवर्तन महत्वपूर्ण हो जाते हैं। r0 एक अनुकूली प्रकाशिकी प्रणाली में आवश्यक एक्चुएटर्स की दूरी निर्धारित करता है, और t0 वायुमंडल के प्रभावों की भरपाई के लिए आवश्यक सुधार गति निर्धारित करता है। आर0 और टी0 मापदंड खगोलीय इमेजिंग के लिए उपयोग की जाने वाली तरंग दैर्ध्य के साथ भिन्न होते हैं, जिससे बड़ी दूरबीनों का उपयोग करके लंबी तरंग दैर्ध्य पर थोड़ा अधिक रिज़ॉल्यूशन इमेजिंग की अनुमति मिलती है। देखने वाले पैरामीटर r0 को अक्सर फ्राइड पैरामीटर के रूप में जाना जाता है, जिसका नाम डेविड एल. फ्राइड के नाम पर रखा गया है। वायुमंडलीय समय स्थिरांक t0 को अक्सर डैरिल ग्रीनवुड के बाद ग्रीनवुड समय स्थिरांक के रूप में संदर्भित किया जाता है। आर0 और टी0 गणितीय मॉडल का गणितीय विवरण जमीन-आधारित दूरबीनों के माध्यम से ली गई छवियों पर खगोलीय देखने के प्रभावों का एक सटीक मॉडल दे सकता है। तीन सिम्युलेटेड शॉर्ट-एक्सपोजर छवियों को तीन अलग-अलग दूरबीन व्यास के माध्यम से दाईं ओर दिखाया गया है (मंद विशेषताओं को अधिक स्पष्ट रूप से उजागर करने के लिए नकारात्मक छवियों के रूप में-एक सामान्य खगोलीय परंपरा)। दूरबीन के व्यास को फ्राइड पैरामीटर (नीचे परिभाषित) के संदर्भ में उद्धृत किया गया है। वेधशालाओं में खगोलीय देखने का एक आम तौर पर उपयोग किया जाने वाला माप है। दृश्य तरंग दैर्ध्य पर, सर्वोत्तम स्थानों पर 20 से. मी. से लेकर विशिष्ट समुद्र-तल स्थलों पर 5 से. मी. तक भिन्न होता है। वास्तव में, छवियों में धब्बों (धब्बों) का पैटर्न बहुत तेजी से बदलता है, ताकि लंबे समय तक उजागर होने वाली तस्वीरों में प्रत्येक दूरबीन व्यास के लिए केंद्र में केवल एक बड़ा धुंधला धब्ब दिखाई दे। लंबे एक्सपोजर छवियों में बड़े धुंधले ब्लॉब के व्यास (एफ. डब्ल्यू. एच. एम.) को सीइंग डिस्क व्यास कहा जाता है, और यह उपयोग किए गए दूरबीन व्यास से स्वतंत्र है (जब तक कि अनुकूली प्रकाशिकी सुधार लागू नहीं किया जाता है)। वायुमण्डल के माध्यम से प्रकाशिक प्रसार के मूल सिद्धांत का संक्षिप्त अवलोकन देना सबसे पहले उपयोगी है। मानक शास्त्रीय सिद्धांत में, प्रकाश को एक क्षेत्र में दोलन के रूप में माना जाता है। तरंग-सदिश के साथ एक दूर के बिंदु स्रोत से आने वाली एकवर्णी समतल तरंगों के लिएः जहां स्थिति और समय पर जटिल क्षेत्र है, विद्युत और चुंबकीय क्षेत्र घटकों के अनुरूप वास्तविक और काल्पनिक भागों के साथ, एक चरण ऑफसेट का प्रतिनिधित्व करता है, द्वारा निर्धारित प्रकाश की आवृत्ति है, और प्रकाश का आयाम है। इस मामले में फोटॉन फ्लक्स आयाम के वर्ग के समानुपाती है, और ऑप्टिकल चरण के जटिल तर्क से मेल खाता है। जैसे-जैसे तरंगमुख पृथ्वी के वायुमंडल से गुजरते हैं, वे वायुमंडल में अपवर्तक सूचकांक भिन्नताओं से विचलित हो सकते हैं। इस पृष्ठ के ऊपर-दाईं ओर का आरेख योजनाबद्ध रूप से पृथ्वी के वायुमंडल में एक अशांत परत को दर्शाता है जो एक दूरबीन में प्रवेश करने से पहले समतल तरंगों को परेशान कर रहा है। विचलित तरंगमुख किसी भी समय मूल समतलीय तरंगमुख से निम्नलिखित तरीके से संबंधित हो सकता हैः जहां तरंगमुख आयाम में आंशिक परिवर्तन का प्रतिनिधित्व करता है और वायुमंडल द्वारा शुरू किए गए तरंगमुख चरण में परिवर्तन है। इस बात पर जोर देना और पृथ्वी के वायुमंडल के प्रभाव का वर्णन करना महत्वपूर्ण है, और इन कार्यों में किसी भी परिवर्तन के लिए समय-सीमा वातावरण में अपवर्तक सूचकांक के उतार-चढ़ाव की गति से निर्धारित की जाएगी। उथल-पुथल का कोल्मोगोरोव मॉडल वायुमंडल द्वारा शुरू किए गए तरंगों के सामने की गड़बड़ी की प्रकृति का विवरण टाटार्स्की द्वारा विकसित कोल्मोगोरोव मॉडल द्वारा प्रदान किया गया है, जो आंशिक रूप से रूसी गणितशास्त्री आंद्रेई कोल्मोगोरोव द्वारा अशांति के अध्ययन पर आधारित है। यह मॉडल विभिन्न प्रकार के प्रयोगात्मक मापों द्वारा समर्थित है और खगोलीय इमेजिंग के अनुकरण में व्यापक रूप से उपयोग किया जाता है। मॉडल मानता है कि तरंग के सामने की गड़बड़ी वायुमंडल के अपवर्तक सूचकांक में भिन्नताओं के कारण होती है। इन अपवर्तक सूचकांक भिन्नताओं से सीधे चरण में उतार-चढ़ाव होता है, लेकिन किसी भी आयाम में उतार-चढ़ाव को केवल दूसरे क्रम के प्रभाव के रूप में लाया जाता है, जबकि अशांत तरंगमुख अशांत वायुमंडलीय परत से दूरबीन तक फैलते हैं। ऑप्टिकल और अवरक्त तरंग दैर्ध्य पर पृथ्वी के वायुमंडल के सभी उचित मॉडलों के लिए तात्कालिक इमेजिंग प्रदर्शन चरण के उतार-चढ़ाव पर हावी है। द्वारा वर्णित आयाम में उतार-चढ़ाव का एक बड़े दूरबीन के केंद्र में देखी जाने वाली छवियों की संरचना पर नगण्य प्रभाव पड़ता है। सरलता के लिए, तातारस्की के मॉडल में चरण के उतार-चढ़ाव को अक्सर निम्नलिखित द्वितीय-क्रम संरचना कार्य के साथ एक गौसी यादृच्छिक वितरण माना जाता हैः जहाँ तरंग के सामने के दो हिस्सों में चरण के बीच वायुमंडलीय रूप से प्रेरित भिन्नता है जो छिद्र तल में दूरी से अलग होती है, और समूह औसत का प्रतिनिधित्व करती है। गौसी यादृच्छिक सन्निकटन के लिए, तातारस्की (1961) के संरचना कार्य को एक एकल पैरामीटर के संदर्भ में वर्णित किया जा सकता हैः चरण के उतार-चढ़ाव की ताकत को इंगित करता है क्योंकि यह एक गोलाकार दूरबीन छिद्र के व्यास से मेल खाता है जिस पर वायुमंडलीय चरण की गड़बड़ी छवि संकल्प को गंभीर रूप से सीमित करना शुरू कर देती है। अच्छी साइटों पर आई बैंड (900 एनएम तरंग दैर्ध्य) अवलोकनों के लिए विशिष्ट मान 20-40 सेमी हैं। एपर्चर व्यास से भी मेल खाता है जिसके लिए एपर्चर पर औसत तरंगमुख चरण का विचरण लगभग एकता के लिए आता हैः यह समीकरण एक सामान्य रूप से उपयोग की जाने वाली परिभाषा का प्रतिनिधित्व करता है, एक पैरामीटर जो अक्सर खगोलीय वेधशालाओं में वायुमंडलीय स्थितियों का वर्णन करने के लिए उपयोग किया जाता है। एक मापी गई सी. एन. 2 रूपरेखा (नीचे वर्णित) से निम्नानुसार निर्धारित किया जा सकता हैः जहां विक्षोभ शक्ति दूरबीन के ऊपर ऊंचाई के एक कार्य के रूप में भिन्न होती है, और पराकाष्ठा (सीधे ऊपर से) से खगोलीय स्रोत की कोणीय दूरी है। यदि अशांत विकास को धीमी समय-सीमा पर होने के लिए माना जाता है, तो समय-सीमा t0 बस r0 के आनुपातिक है जिसे हवा की औसत गति से विभाजित किया जाता है। गौसी यादृच्छिक अशांति के कारण होने वाले अपवर्तक सूचकांक में उतार-चढ़ाव को निम्नलिखित एल्गोरिथ्म का उपयोग करके अनुकरण किया जा सकता हैः जहां वायुमंडलीय अशांति द्वारा शुरू की गई ऑप्टिकल चरण त्रुटि है, आर (के) स्वतंत्र यादृच्छिक जटिल संख्याओं की एक द्वि-आयामी वर्ग सरणी है जिसमें शून्य और सफेद शोर स्पेक्ट्रम के बारे में गौसी वितरण है, के (के) कोल्मोगोरोव (या वॉन कर्मन) स्पेक्ट्रम से अपेक्षित (वास्तविक) फूरियर आयाम है, री [] वास्तविक भाग लेने का प्रतिनिधित्व करता है, और एफटी [] परिणामी द्वि-आयामी वर्ग सरणी (आमतौर पर एक एफएफटी) के एक असतत फूरियर परिवर्तन का प्रतिनिधित्व करता है। अशांत अंतराल यह धारणा कि तातारस्की के मॉडल में चरण के उतार-चढ़ाव में गौसी यादृच्छिक वितरण होता है, आमतौर पर अवास्तविक होती है। वास्तव में, अशांति अंतराल को प्रदर्शित करती है। अशांति शक्ति में इन उतार-चढ़ाव को सीधे निम्नानुसार अनुकरण किया जा सकता हैः जहां एक द्वि-आयामी सरणी है जो अंतराल के स्पेक्ट्रम का प्रतिनिधित्व करती है, उसी आयाम के साथ, और जहां अभिसरण का प्रतिनिधित्व करती है। अंतराल को अशांति शक्ति में उतार-चढ़ाव के संदर्भ में वर्णित किया गया है। यह देखा जा सकता है कि ऊपर दिए गए गौसी यादृच्छिक मामले के लिए समीकरण इस समीकरण से सिर्फ एक विशेष मामला हैः डीराक डेल्टा फलन कहाँ है। एक वेधशाला में खगोलीय दृश्य का अधिक गहन विवरण ऊंचाई के एक कार्य के रूप में अशांति शक्ति की एक रूपरेखा तैयार करके दिया जाता है, जिसे प्रोफ़ाइल कहा जाता है। प्रोफाइल आम तौर पर अनुकूली प्रकाशिकी प्रणाली के प्रकार पर निर्णय लेते समय किए जाते हैं जिसकी आवश्यकता किसी विशेष दूरबीन पर होगी, या यह तय करने में कि कोई विशेष स्थान एक नई खगोलीय वेधशाला स्थापित करने के लिए एक अच्छा स्थान होगा या नहीं। आमतौर पर, प्रोफाइल को मापने और फिर तुलना करने के लिए एक साथ कई तरीकों का उपयोग किया जाता है। कुछ सबसे आम तरीकों में शामिल हैंः एस. सी. आई. डी. ए. आर. (स्टारलाइट के चमक में छाया पैटर्न की इमेजिंग) एल. ओ. एल. ए. एस. (कम-ऊंचाई वाले प्रोफाइलिंग के लिए डिज़ाइन किया गया एस. सी. आई. डी. ए. आर. का एक छोटा-एपर्चर संस्करण) एस. एल. ओ. डी. ए. आर. एम. ए. एस. एम. ए. एस. एम. एम. ओ. ओ. एस. सी. सी. आई. (ग्राउंड लेवल प्रोफाइलिंग के लिए 11-चैनल लूनर सिंटिलोमीटर) अशांति वाले गुब्बारे से उत्पन्न थर्मामीटर की राडार मैपिंग यह मापने के लिए कि अशांति के कारण समय के साथ हवा के तापमान में कितनी तेजी से उतार-चढ़ाव हो रहा है वी2 प्रिसिजन डेटा कलेक्शन हब (पी. डी. सी. एच.) अंतर तापमान सेंसर के साथ वायुमंडलीय अशांति को मापने के लिए उपयोग किए जाते हैं। कुछ मापा डेटा से अनुभवजन्य फिट हैं और अन्य सिद्धांत के तत्वों को शामिल करने का प्रयास करते हैं। महाद्वीपीय भूमि द्रव्यमान के लिए एक सामान्य मॉडल को इस विषय में दो श्रमिकों के नाम पर हुफनागेल-घाटी के रूप में जाना जाता है। शमन इस समस्या का पहला उत्तर स्पेकल इमेजिंग था, जिसने सरल आकृति विज्ञान वाली उज्ज्वल वस्तुओं को विवर्तन-सीमित कोणीय संकल्प के साथ देखने की अनुमति दी। बाद में नासा का हबल अंतरिक्ष दूरबीन आया, जो वायुमंडल के बाहर काम कर रहा था और इस प्रकार देखने में कोई समस्या नहीं थी और पहली बार बेहोश लक्ष्यों के अवलोकन की अनुमति दी गई (हालांकि हबल के छोटे दूरबीन व्यास के कारण जमीन-आधारित दूरबीनों से उज्ज्वल स्रोतों के धब्बे अवलोकन की तुलना में खराब संकल्प के साथ)। उच्चतम रिज़ॉल्यूशन वाली दृश्यमान और अवरक्त छवियाँ वर्तमान में इमेजिंग ऑप्टिकल इंटरफेरोमीटर जैसे कि नेवी प्रोटोटाइप ऑप्टिकल इंटरफेरोमीटर या कैम्ब्रिज ऑप्टिकल एपर्चर सिंथेसिस टेलीस्कोप से आती हैं, लेकिन उनका उपयोग केवल बहुत उज्ज्वल सितारों पर किया जा सकता है। 1990 के दशक से, कई दूरबीनों ने अनुकूली प्रकाशिकी प्रणाली विकसित की है जो आंशिक रूप से देखने की समस्या को हल करती है। ई. एस. ओ. वी. एल. टी. पर एस. पी. एच. ई. आर. ई. आर. और जेमिनी दूरबीन पर जी. पी. आई. जैसी अब तक की सबसे अच्छी प्रणालियाँ 2.2 माइक्रोमीटर की तरंग दैर्ध्य पर 90 प्रतिशत का स्ट्रेल अनुपात प्राप्त करती हैं, लेकिन एक समय में केवल आकाश के बहुत छोटे क्षेत्र के भीतर। मल्टीकोनजुगेट एडेप्टिव ऑप्टिक्स के रूप में जानी जाने वाली तकनीक में कई वायुमंडलीय ऊंचाइयों पर संयुग्मित कई विकृत दर्पणों का उपयोग करके और अशांति की ऊर्ध्वाधर संरचना को मापकर देखने का एक व्यापक क्षेत्र प्राप्त किया जा सकता है। एक अन्य सस्ती तकनीक, लकी इमेजिंग, के छोटे दूरबीनों पर अच्छे परिणाम मिले हैं। यह विचार युद्ध से पहले की नग्न आंखों में अच्छी तरह से देखने के क्षणों की टिप्पणियों से संबंधित है, जिसके बाद द्वितीय विश्व युद्ध के बाद सिने फिल्म पर ग्रहों की टिप्पणियाँ की गईं। तकनीक इस तथ्य पर निर्भर करती है कि हर बार वायुमंडल के प्रभाव नगण्य होंगे, और इसलिए वास्तविक समय में बड़ी संख्या में छवियों को रिकॉर्ड करके, एक 'भाग्यशाली' उत्कृष्ट छवि को चुना जा सकता है। यह अधिक बार तब होता है जब दूरबीन पुतली पर आर0-आकार के धब्बों की संख्या बहुत बड़ी नहीं होती है, और इसके परिणामस्वरूप तकनीक बहुत बड़ी दूरबीनों के लिए टूट जाती है। फिर भी यह कुछ मामलों में अनुकूली प्रकाशिकी से बेहतर प्रदर्शन कर सकता है और शौकीनों के लिए सुलभ है। इसे मंद लक्ष्यों की इमेजिंग के लिए अनुकूली प्रकाशिकी की तुलना में बहुत अधिक लंबे अवलोकन समय की आवश्यकता होती है, और यह अपने अधिकतम संकल्प में सीमित है। एटमॉस्फियर एंड टेलीस्कोप सिम्युलेटर, वायुमंडलीय अशांति क्लियर स्काई चार्ट का एक सिम्युलेटर, वेब चार्ट जिसमें खगोलीय दृश्य मिराज के लिए मौसम का पूर्वानुमान शामिल है, हीट हेज़ प्लेनेटरी बाउंड्री लेयर ट्रांसिएंट चंद्र घटना संदर्भ उपरोक्त पाठ का अधिकांश भाग (अनुमति के साथ) लकी एक्सपोज़र्सः डिफ्रैक्शन लिमिटेड एस्ट्रोनॉमिकल इमेजिंग थ्रू द एटमॉस्फियर, रॉबर्ट निगेल टब्स से लिया गया है। बाहरी लिंक पृथ्वी पर प्रत्येक स्थान के लिए मुफ्त 72-घंटे देखने की भविष्यवाणी ('आउटडोर एंड स्पोर्ट्स' और फिर 'एस्ट्रोनॉमी सीइंग' पर क्लिक करें) उदाहरण के लिएः सैन पेड्रो डी अटाकामा (चिली) द रॉयल एस्ट्रोनॉमिकल सोसाइटी ऑफ कनाडा कैलगरी सेंटर-वायुमंडलीय "सीइंग"। देखने के प्रभावों के एनिमेटेड चित्र शामिल हैं। उत्तरी अमेरिका के लिए पूर्वानुमान देख रहे हैं मौना किया के लिए पूर्वानुमान देख रहे हैं, वीडियो क्लिप वाले हवाई लेख खगोलीय इमेजिंग अवलोकन खगोल विज्ञान चंद्र अवलोकन स्पेकल इमेजिंग