Astronomical seeing
فلکیات میں، دیکھنا زمین کے ماحول میں ہنگامہ آرائی کی وجہ سے کسی فلکیاتی شے کی شبیہہ کا انحطاط ہے جو دھندلاپن، جھپکنا یا متغیر مسخ کے طور پر نظر آسکتا ہے۔ اس اثر کی ابتدا آبجیکٹ سے ڈٹیکٹر تک روشنی کے راستے کے ساتھ آپٹیکل ریفریکٹیو انڈیکس کے تغیرات کو تیزی سے تبدیل کر رہی ہے۔ دوربینوں کے ساتھ فلکیاتی مشاہدات میں کونیی ریزولوشن کے لیے دیکھنا ایک بڑی حد ہے جو بصورت دیگر دوربین کے یپرچر کے سائز کے لحاظ سے انحراف کے ذریعے محدود ہوتا۔ آج، بہت سے بڑے سائنسی زمین پر مبنی نظری دوربینوں میں دیکھنے پر قابو پانے کے لیے انکولی آپٹکس شامل ہیں۔ دیکھنے کی طاقت کی خصوصیت اکثر ستارے کی لمبی نمائش والی تصویر (ڈسک دیکھنا) کے کونیی قطر یا فرائیڈ پیرامیٹر r0 سے ہوتی ہے۔ سیئنگ ڈسک کا قطر اس کی نظری شدت کے نصف زیادہ سے زیادہ پر مکمل چوڑائی ہے۔ اس تناظر میں کئی دسیوں ملی سیکنڈ کے ایکسپوزر ٹائم کو طویل سمجھا جا سکتا ہے۔ فرائیڈ پیرامیٹر ایک خیالی دوربین کے یپرچر کے سائز کو بیان کرتا ہے جس کے لیے ڈفریکشن محدود کونیی ریزولوشن دیکھنے سے محدود ریزولوشن کے برابر ہوتا ہے۔ سیئنگ ڈسک اور فرائیڈ پیرامیٹر دونوں کا سائز نظری طول موج پر منحصر ہے، لیکن 500 نینو میٹر کے لیے ان کی وضاحت کرنا عام بات ہے۔ 0. 4 آرک سیکنڈ سے چھوٹی سیئنگ ڈسک یا 30 سینٹی میٹر سے بڑی فرائیڈ پیرامیٹر کو بہترین سیئنگ سمجھا جا سکتا ہے۔ بہترین حالات عام طور پر چھوٹے جزائر جیسے مونا کی یا لا پالما پر اونچائی والی رصد گاہوں میں پائے جاتے ہیں۔ اثرات فلکیاتی دیکھنے کے کئی اثرات ہوتے ہیں: یہ نقطہ ذرائع (جیسے ستاروں) کی تصاویر کا سبب بنتا ہے، جو ماحولیاتی ہنگامہ آرائی کی عدم موجودگی میں انحراف سے پیدا ہونے والے مستحکم ہوا دار نمونے ہوں گے، جو دھبوں کے نمونوں میں ٹوٹ جاتے ہیں، جو وقت کے ساتھ بہت تیزی سے بدلتے ہیں (نتیجے میں دھبوں والی تصاویر کو دھبوں کی امیجنگ کا استعمال کرتے ہوئے پروسیس کیا جا سکتا ہے) ان بدلتے ہوئے دھبوں کے نمونوں کی طویل نمائش کی تصاویر کے نتیجے میں نقطہ ماخذ کی دھندلی تصویر بن جاتی ہے، جسے سیئنگ ڈسک کہا جاتا ہے۔ ستاروں کی چمک ایک ایسے عمل میں اتار چڑھاؤ کا باعث بنتی ہے جسے سنٹیلیشن یا جھلکتا ہوا ماحولیاتی نظارہ کہا جاتا ہے جس کی وجہ سے فلکیاتی انٹرفیرومیٹر میں کنارے تیزی سے حرکت کرتے ہیں۔ ماحول میں ماحولیاتی دیکھنے کی تقسیم (نیچے بیان کردہ CN2 پروفائل) تصویر کا سبب بنتا ہے۔ مریخ جیسی روشن شے کو دیکھنے میں، کبھی کبھار سیارے کے سامنے ہوا کا ایک مستحکم ٹکڑا آئے گا، جس کے نتیجے میں ایک مختصر لمحے کی وضاحت ہوگی۔ چارج سے جڑے آلات کے استعمال سے پہلے، سیارے کی تصویر کو مختصر لمحے میں ریکارڈ کرنے کا کوئی طریقہ نہیں تھا سوائے اس کے کہ مبصر تصویر کو یاد رکھے اور اسے بعد میں کھینچ لے۔ اس کا اثر یہ ہوا کہ سیارے کی شبیہہ مبصر کی یادداشت اور قبل از تصورات پر منحصر تھی جس کی وجہ سے یہ یقین پیدا ہوا کہ مریخ لکیری خصوصیات رکھتا ہے۔ ماحولیاتی دیکھنے کے اثرات پورے مرئی اور قریب اورکت لہر بندوں میں معیاری طور پر ایک جیسے ہوتے ہیں۔ بڑی دوربینوں پر لمبی نمائش والی تصویر کی ریزولوشن عام طور پر لمبی طول موج پر قدرے زیادہ ہوتی ہے، اور ڈانسنگ سپیکل پیٹرن میں ہونے والی تبدیلیوں کے لیے ٹائم اسکیل (t0-نیچے دیکھیں) کافی کم ہوتی ہے۔ پیمائش ایک رصد گاہ میں فلکیاتی دیکھنے کے حالات کی تین عام وضاحتیں ہیں: دیکھنے والی ڈسک کی نصف زیادہ سے زیادہ (ایف ڈبلیو ایچ ایم) پر مکمل چوڑائی r0 (ہنگامہ خیز ماحول میں یکساں ہوا کی ایک عام "گانٹھ" کا سائز) اور t0 (وقت کا پیمانہ جس پر ہنگامہ آرائی میں تبدیلیاں نمایاں ہو جاتی ہیں) CN2 پروفائل یہ ذیل کے ذیلی حصوں میں بیان کیے گئے ہیں: دیکھنے والی ڈسک کی نصف زیادہ سے زیادہ (ایف ڈبلیو ایچ ایم) پر مکمل چوڑائی ماحول کے بغیر، ایک چھوٹے ستارے کا ظاہری سائز، ایک "ہوا دار ڈسک" ہوگا، جو دوربین کی تصویر میں انحراف کے ذریعے طے ہوتا ہے اور دوربین کے قطر کے الٹا متناسب ہوگا۔ تاہم، جب روشنی زمین کے ماحول میں داخل ہوتی ہے، تو درجہ حرارت کی مختلف پرتیں اور ہوا کی مختلف رفتار روشنی کی لہروں کو مسخ کرتی ہیں، جس کی وجہ سے ستارے کی تصویر میں بگاڑ پیدا ہوتا ہے۔ ماحول کے اثرات کو ہوا کے گھومنے والے خلیوں کے طور پر نمونے بنایا جا سکتا ہے جو ہنگامہ خیز انداز میں حرکت کرتے ہیں۔ زیادہ تر آبزرویٹریوں میں، ہنگامہ آرائی صرف r0 سے بڑے پیمانے پر اہم ہوتی ہے (نیچے دیکھیں-دیکھنے کا پیمانہ r0 بہترین حالات میں مرئی طول موج پر 10-20 سینٹی میٹر ہے) اور اس سے دوربینوں کی ریزولوشن تقریبا اتنی ہی ہوتی ہے جتنی خلا پر مبنی 10-20 سینٹی میٹر دوربین کے ذریعے دی جاتی ہے۔ مسخ زیادہ شرح سے تبدیل ہوتی ہے، عام طور پر ایک سیکنڈ میں 100 بار سے زیادہ۔ ایک ستارے کی ایک عام فلکیاتی تصویر میں جس کی نمائش کا وقت سیکنڈ یا منٹ بھی ہوتا ہے، مختلف تحریفوں کا اوسط ایک بھری ہوئی ڈسک کے طور پر نکلتا ہے جسے "سیئنگ ڈسک" کہا جاتا ہے۔ دیکھنے والی ڈسک کا قطر، جسے اکثر نصف زیادہ سے زیادہ (ایف ڈبلیو ایچ ایم) پر مکمل چوڑائی کے طور پر بیان کیا جاتا ہے، فلکیاتی دیکھنے کے حالات کی پیمائش ہے۔ اس تعریف سے یہ پتہ چلتا ہے کہ دیکھنا ہمیشہ ایک متغیر مقدار ہوتی ہے، جو جگہ جگہ، رات سے رات تک مختلف ہوتی ہے، اور یہاں تک کہ منٹ کے پیمانے پر بھی متغیر ہوتی ہے۔ ماہرین فلکیات اکثر کم اوسط دیکھنے والی ڈسک قطر والی "اچھی" راتوں کے بارے میں بات کرتے ہیں، اور "خراب" راتوں کے بارے میں جہاں دیکھنے کا قطر اتنا زیادہ تھا کہ تمام مشاہدات بیکار تھے۔ سیئنگ ڈسک (یا صرف "سیئنگ") کا ایف ڈبلیو ایچ ایم عام طور پر آرک سیکنڈ میں ماپا جاتا ہے، جسے علامت (′′) کے ساتھ مختصر کیا جاتا ہے۔ اوسط فلکیاتی مقامات کے لیے 1 ′′ دیکھنا اچھا ہے۔ شہری ماحول کو دیکھنا عام طور پر بہت بدتر ہوتا ہے۔ اچھی نظر آنے والی راتیں ہوا کے جھونکوں کے بغیر صاف، سرد راتیں ہوتی ہیں۔ گرم ہوا اٹھتی ہے (کنویکشن)، دیکھنے کو خراب کرتی ہے، جیسا کہ ہوا اور بادل کرتے ہیں۔ بلند ترین پہاڑی چوٹی آبزرویٹریوں میں، ہوا مستحکم ہوا لاتی ہے جو پہلے زمین کے ساتھ رابطے میں نہیں رہی ہے، بعض اوقات 0.4 تک اچھی نظر فراہم کرتی ہے۔ r0 اور t0 کسی رصد گاہ میں فلکیاتی دیکھنے کے حالات کو آسانی سے r0 اور t0 پیرامیٹرز کے ذریعے بیان کیا جا سکتا ہے۔ r0 سے چھوٹے قطر والی دوربینوں کے لیے، طویل نمائش والی تصاویر کی ریزولوشن کا تعین بنیادی طور پر ڈفریکشن اور ایئر پیٹرن کے سائز سے ہوتا ہے اور اس طرح یہ دوربین کے قطر کے الٹا متناسب ہوتی ہے۔ r0 سے بڑے قطر والی دوربینوں کے لیے، تصویری ریزولوشن کا تعین بنیادی طور پر ماحول کے ذریعے کیا جاتا ہے اور یہ دوربین کے قطر سے آزاد ہوتا ہے، جو r0 کے برابر قطر والی دوربین کے ذریعے دی گئی قیمت پر مستقل رہتا ہے۔ r0 لمبائی کے پیمانے سے بھی مطابقت رکھتا ہے جس پر ہنگامہ آرائی نمایاں ہو جاتی ہے (اچھی آبزرویٹریوں پر مرئی طول موج پر 10-20 سینٹی میٹر)، اور t0 وقت کے پیمانے سے مطابقت رکھتا ہے جس پر ہنگامہ آرائی میں تبدیلیاں نمایاں ہو جاتی ہیں۔ r0 ایک انکولی آپٹکس سسٹم میں درکار ایکچوایٹرز کے فاصلے کا تعین کرتا ہے، اور t0 ماحول کے اثرات کی تلافی کے لیے درکار اصلاح کی رفتار کا تعین کرتا ہے۔ آر 0 اور ٹی 0 پیرامیٹرز فلکیاتی امیجنگ کے لیے استعمال ہونے والی طول موج کے ساتھ مختلف ہوتے ہیں، جس سے بڑی دوربینوں کا استعمال کرتے ہوئے طویل طول موج پر قدرے زیادہ ریزولوشن والی امیجنگ کی اجازت ملتی ہے۔ دیکھنے کے پیرامیٹر r0 کو اکثر فرائیڈ پیرامیٹر کے نام سے جانا جاتا ہے، جس کا نام ڈیوڈ ایل فرائیڈ کے نام پر رکھا گیا ہے۔ ماحولیاتی وقت کے مستقل t0 کو ڈیرل گرین ووڈ کے بعد اکثر گرین ووڈ ٹائم مستقل کہا جاتا ہے۔ r0 اور t0 ریاضیاتی ماڈلز کی ریاضیاتی تفصیل زمین پر مبنی دوربینوں کے ذریعے لی گئی تصاویر پر فلکیاتی دیکھنے کے اثرات کا درست نمونہ دے سکتی ہے۔ تین مصنوعی مختصر نمائش والی تصاویر کو تین مختلف دوربین قطر کے ذریعے دائیں طرف دکھایا گیا ہے (منفی تصاویر کے طور پر کمزور خصوصیات کو زیادہ واضح طور پر اجاگر کرنے کے لیے-ایک عام فلکیاتی روایت)۔ دوربین کے قطر کا حوالہ فرائیڈ پیرامیٹر کے لحاظ سے دیا گیا ہے (ذیل میں بیان کیا گیا ہے)۔ آبزرویٹریوں میں فلکیاتی دیکھنے کی ایک عام طور پر استعمال ہونے والی پیمائش ہے۔ نظر آنے والی طول موج پر، بہترین مقامات پر 20 سینٹی میٹر سے لے کر عام سطح سمندر کے مقامات پر 5 سینٹی میٹر تک مختلف ہوتی ہے۔ حقیقت میں، تصاویر میں بلب (دھبوں) کا نمونہ بہت تیزی سے بدلتا ہے، تاکہ لمبی نمائش والی تصاویر ہر دوربین کے قطر کے مرکز میں صرف ایک بڑا دھندلا بلب دکھائیں۔ طویل نمائش والی تصاویر میں بڑے دھندلے بلب کے قطر (ایف ڈبلیو ایچ ایم) کو سیئنگ ڈسک قطر کہا جاتا ہے، اور یہ استعمال شدہ دوربین کے قطر سے آزاد ہے (جب تک کہ انکولی آپٹکس کی اصلاح کا اطلاق نہ ہو)۔ ماحول کے ذریعے نظری پھیلاؤ کے بنیادی نظریہ کا مختصر جائزہ دینا سب سے پہلے مفید ہے۔ معیاری کلاسیکی نظریہ میں، روشنی کو کسی میدان میں ارتعاش کے طور پر مانا جاتا ہے۔ لہر ویکٹر کے ساتھ دور کے نقطہ ماخذ سے آنے والی یک رنگ طیارہ لہروں کے لیے: جہاں پوزیشن اور وقت پر پیچیدہ میدان ہے، برقی اور مقناطیسی میدان کے اجزاء سے مطابقت رکھنے والے حقیقی اور خیالی حصوں کے ساتھ، ایک فیز آفسیٹ کی نمائندگی کرتا ہے، روشنی کی تعدد ہے جس کے ذریعے طے کیا جاتا ہے، اور روشنی کا طول و عرض ہے۔ اس معاملے میں فوٹون کا بہاؤ طول و عرض کے مربع کے متناسب ہے، اور نظری مرحلہ کی پیچیدہ دلیل سے مطابقت رکھتا ہے۔ جیسے جیسے لہر کے محاذ زمین کے ماحول سے گزرتے ہیں وہ ماحول میں اضطراری اشاریہ کے تغیرات سے پریشان ہو سکتے ہیں۔ اس صفحہ کے اوپری دائیں جانب موجود خاکہ منصوبہ بند طور پر زمین کے ماحول میں ایک ہنگامہ خیز پرت کو دکھاتا ہے جو دوربین میں داخل ہونے سے پہلے طیارہ لہر کے محاذوں کو پریشان کرتی ہے۔ پرٹربڈ ویو فرنٹ کا تعلق کسی بھی لمحے اصل پلینر ویو فرنٹ سے درج ذیل طریقے سے ہو سکتا ہے: جہاں ویو فرنٹ ایمپلیٹیوڈ میں فریکشنل تبدیلی کی نمائندگی کرتا ہے اور یہ ماحول کی طرف سے متعارف کردہ ویو فرنٹ مرحلے میں تبدیلی ہے۔ اس بات پر زور دینا اور زمین کے ماحول کے اثرات کو بیان کرنا ضروری ہے، اور ان افعال میں کسی بھی تبدیلی کے لیے ٹائم اسکیلز کا تعین ماحول میں ریفریکٹیو انڈیکس کے اتار چڑھاؤ کی رفتار سے کیا جائے گا۔ ہنگامہ آرائی کا کولموگوروف ماڈل ماحول کی طرف سے متعارف کرائی گئی لہر کے سامنے کی پریشانیوں کی نوعیت کی تفصیل تاتارسکی کے تیار کردہ کولموگوروف ماڈل کے ذریعے فراہم کی گئی ہے، جو جزوی طور پر روسی ریاضی دان آندرے کولموگوروف کے ہنگامہ آرائی کے مطالعے پر مبنی ہے۔ اس ماڈل کو مختلف قسم کی تجرباتی پیمائشوں کی حمایت حاصل ہے اور یہ فلکیاتی امیجنگ کے تخروپن میں بڑے پیمانے پر استعمال ہوتا ہے۔ ماڈل یہ فرض کرتا ہے کہ لہر کے سامنے کی پریشانیاں ماحول کے اضطراری اشاریہ میں تغیرات کی وجہ سے پیدا ہوتی ہیں۔ یہ ریفریکٹیو انڈیکس کے تغیرات براہ راست مرحلے کے اتار چڑھاؤ کا باعث بنتے ہیں، لیکن طول و عرض کے کسی بھی اتار چڑھاؤ کو صرف دوسرے درجے کے اثر کے طور پر لایا جاتا ہے جبکہ پریشان لہر کے محاذ پریشان کن ماحولیاتی پرت سے دوربین تک پھیلتے ہیں۔ نظری اور اورکت طول موج پر زمین کے ماحول کے تمام معقول ماڈلز کے لیے فوری امیجنگ کی کارکردگی مرحلے کے اتار چڑھاؤ پر حاوی ہے۔ ایک بڑی دوربین کے فوکس میں نظر آنے والی تصاویر کی ساخت پر طول و عرض کے اتار چڑھاؤ کا نہ ہونے کے برابر اثر پڑتا ہے۔ سادگی کے لیے، تاتارسکی کے ماڈل میں مرحلے کے اتار چڑھاؤ کو اکثر مندرجہ ذیل سیکنڈ آرڈر اسٹرکچر فنکشن کے ساتھ گوسیئن بے ترتیب تقسیم سمجھا جاتا ہے: جہاں ویو فرنٹ کے دو حصوں پر مرحلے کے درمیان ماحولیاتی طور پر پیدا شدہ تغیر یپرچر طیارہ میں فاصلے سے الگ ہوتا ہے، اور مجموعی اوسط کی نمائندگی کرتا ہے۔ گاؤسی بے ترتیب تخمینہ کے لیے، تاتارسکی (1961) کی ساخت کی تقریب کو ایک واحد پیرامیٹر کے لحاظ سے بیان کیا جا سکتا ہے: مرحلے کے اتار چڑھاؤ کی طاقت کی نشاندہی کرتا ہے کیونکہ یہ ایک سرکلر دوربین یپرچر کے قطر سے مطابقت رکھتا ہے جس پر ماحولیاتی مرحلے کی خرابی تصویر کے ریزولوشن کو سنجیدگی سے محدود کرنا شروع کردیتی ہے۔ اچھی جگہوں پر I بینڈ (900 nm طول موج) کے مشاہدات کے لیے عام اقدار 20-40 سینٹی میٹر ہیں۔ یپرچر قطر سے بھی مطابقت رکھتا ہے جس کے لیے یپرچر پر اوسط ویو فرنٹ مرحلے کا تغیر تقریبا اتحاد پر آتا ہے: یہ مساوات عام طور پر استعمال ہونے والی تعریف کی نمائندگی کرتی ہے، ایک پیرامیٹر جو اکثر فلکیاتی رصد گاہوں میں ماحولیاتی حالات کو بیان کرنے کے لیے استعمال ہوتا ہے۔ پیمائش شدہ CN2 پروفائل (نیچے بیان کردہ) سے اس کا تعین مندرجہ ذیل طور پر کیا جا سکتا ہے: جہاں ہنگامہ آرائی کی طاقت دوربین کے اوپر اونچائی کی تقریب کے طور پر مختلف ہوتی ہے، اور یہ زینیتھ (براہ راست اوپر سے) سے فلکیاتی ماخذ کا کونیی فاصلہ ہے۔ اگر یہ فرض کیا جائے کہ ہنگامہ خیز ارتقاء سست ٹائم اسکیل پر ہوتا ہے، تو ٹائم اسکیل t0 محض r0 کے متناسب ہوتا ہے جسے ہوا کی اوسط رفتار سے تقسیم کیا جاتا ہے۔ گاؤسی بے ترتیب ہنگامہ آرائی کی وجہ سے ہونے والے اضطراری اشاریہ کے اتار چڑھاؤ کو مندرجہ ذیل الگورتھم کا استعمال کرتے ہوئے نقل کیا جا سکتا ہے: جہاں ماحولیاتی ہنگامہ آرائی کے ذریعے متعارف کرائی گئی نظری مرحلے کی غلطی ہے، R (k) آزاد بے ترتیب پیچیدہ نمبروں کی دو جہتی مربع صف ہے جس میں صفر اور سفید شور سپیکٹرم کے بارے میں گاؤسی تقسیم ہوتی ہے، K (k) کولموگوروف (یا وان کرمان) سپیکٹرم سے متوقع (حقیقی) فورئیر طول و عرض ہے، Re [] حقیقی حصہ لینے کی نمائندگی کرتا ہے، اور FT [] نتیجے میں ہونے والی دو جہتی مربع صف (عام طور پر ایک FFT) کی مجرد فورئیر تبدیلی کی نمائندگی کرتا ہے۔ ہنگامہ خیز وقفہ یہ مفروضہ کہ تاتارسکی کے ماڈل میں مرحلے کے اتار چڑھاؤ میں گوسیائی بے ترتیب تقسیم ہوتی ہے عام طور پر غیر حقیقی ہے۔ حقیقت میں، ہنگامہ آرائی وقفے وقفے سے ظاہر ہوتی ہے۔ ہنگامہ آرائی کی طاقت میں ان اتار چڑھاؤ کو سیدھے سیدھے اس طرح نقل کیا جا سکتا ہے: جہاں ایک دو جہتی صف ہے جو وقفے کے سپیکٹرم کی نمائندگی کرتی ہے، اسی طول و عرض کے ساتھ، اور جہاں ارتقاء کی نمائندگی کرتی ہے۔ وقفے کو ہنگامہ آرائی کی طاقت میں اتار چڑھاؤ کے لحاظ سے بیان کیا گیا ہے۔ یہ دیکھا جا سکتا ہے کہ اوپر دیے گئے گوسیئن بے ترتیب صورت کے لیے مساوات اس مساوات سے صرف ایک خاص صورت ہے: ڈیراک ڈیلٹا فنکشن کہاں ہے۔ کسی رصد گاہ میں فلکیاتی مشاہدے کی مزید مکمل وضاحت بلندی کی تقریب کے طور پر ہنگامہ آرائی کی طاقت کا خاکہ تیار کرکے دی جاتی ہے، جسے پروفائل کہا جاتا ہے۔ پروفائلز عام طور پر اس وقت انجام دی جاتی ہیں جب انکولی آپٹکس سسٹم کی قسم کا فیصلہ کیا جاتا ہے جس کی ضرورت کسی خاص دوربین پر ہوگی، یا یہ فیصلہ کرنے میں کہ آیا کوئی خاص مقام نئی فلکیاتی رصد گاہ کے قیام کے لیے اچھی جگہ ہوگی یا نہیں۔ عام طور پر، پروفائل کی پیمائش اور پھر موازنہ کرنے کے لیے بیک وقت کئی طریقے استعمال کیے جاتے ہیں۔ کچھ سب سے عام طریقوں میں شامل ہیں: SCIDAR (اسٹار لائٹ کی چمک میں سائے کے نمونوں کی امیجنگ) LOLAS (کم اونچائی والی پروفائلنگ کے لیے ڈیزائن کیا گیا SCIDAR کا ایک چھوٹا-یپرچر ورژن) SLODAR MASS MOOSCI (زمینی سطح کی پروفائلنگ کے لیے 11-چینل قمری سنٹیلومیٹر) ہنگامہ خیز غبارے سے پیدا ہونے والے تھرمامیٹرز کی ریڈار میپنگ تاکہ یہ پیمائش کی جا سکے کہ ہنگامہ آرائی V2 پریسیژن ڈیٹا کلیکشن ہب (PDCH) کی وجہ سے وقت کے ساتھ ہوا کا درجہ حرارت کتنی تیزی سے اتار چڑھاؤ کا شکار ہے جس میں ماحولیاتی ہنگامہ آرائی کی پیمائش کے لیے استعمال ہونے والے تفریقی درجہ حرارت کے سینسر بھی ہیں۔ پروفائل کو بیان کرنے والے ریاضیاتی افعال بھی ہیں۔ کچھ پیمائش شدہ اعداد و شمار سے تجرباتی فٹ ہوتے ہیں اور دوسرے نظریہ کے عناصر کو شامل کرنے کی کوشش کرتے ہیں۔ براعظمی زمینی عوام کے لیے ایک مشترکہ نمونہ اس موضوع کے دو کارکنوں کے نام پر ہفناگل-ویلی کے نام سے جانا جاتا ہے۔ تخفیف اس مسئلے کا پہلا جواب سپیکل امیجنگ تھا، جس نے سادہ مورفولوجی والی روشن اشیاء کو ڈفریکشن محدود کونیی ریزولوشن کے ساتھ مشاہدہ کرنے کی اجازت دی۔ بعد میں ناسا کی ہبل خلائی دوربین آئی، جو ماحول سے باہر کام کر رہی تھی اور اس طرح اسے دیکھنے میں کوئی دشواری نہیں ہوئی اور پہلی بار بے ہوش اہداف کے مشاہدات کی اجازت دی گئی (حالانکہ ہبل کے چھوٹے دوربین قطر کی وجہ سے زمین پر مبنی دوربینوں سے روشن ذرائع کے دھبے کے مشاہدات کے مقابلے میں ناقص ریزولوشن کے ساتھ)۔ سب سے زیادہ ریزولوشن والی مرئی اور انفراریڈ تصاویر فی الحال امیجنگ آپٹیکل انٹرفیرومیٹر جیسے نیوی پروٹوٹائپ آپٹیکل انٹرفیرومیٹر یا کیمبرج آپٹیکل ایپرچر سنتھسیس ٹیلی اسکوپ سے آتی ہیں، لیکن وہ صرف بہت روشن ستاروں پر استعمال کی جا سکتی ہیں۔ 1990 کی دہائی سے شروع کرتے ہوئے، بہت سی دوربینوں نے انکولی آپٹکس سسٹم تیار کیے ہیں جو دیکھنے کے مسئلے کو جزوی طور پر حل کرتے ہیں۔ اب تک بنائے گئے بہترین نظام، جیسے ای ایس او وی ایل ٹی پر ایس پی ایچ ای آر ای اور جیمنی دوربین پر جی پی آئی، 2.2 مائیکرو میٹر کی طول موج پر 90 فیصد کا اسٹریہل تناسب حاصل کرتے ہیں، لیکن ایک وقت میں آسمان کے بہت چھوٹے علاقے میں ہی۔ ملٹیکونجوگیٹ اڈاپٹو آپٹکس کے نام سے جانی جانے والی تکنیک میں، متعدد ماحولیاتی بلندیوں سے منسلک متعدد خراب ہونے والے آئینوں کا استعمال کرکے اور ہنگامہ آرائی کے عمودی ڈھانچے کی پیمائش کرکے ایک وسیع تر فیلڈ آف ویو حاصل کیا جا سکتا ہے۔ ایک اور سستی تکنیک، لکی امیجنگ، نے چھوٹی دوربینوں پر اچھے نتائج حاصل کیے ہیں۔ یہ خیال جنگ سے پہلے کے اچھے لمحات کے برہنہ آنکھوں کے مشاہدات سے ملتا ہے، جس کے بعد دوسری جنگ عظیم کے بعد سنیما فلم پر سیاروں کے مشاہدات ہوئے۔ یہ تکنیک اس حقیقت پر منحصر ہے کہ ہر بار ماحول کے اثرات نہ ہونے کے برابر ہوں گے، اور اس لیے حقیقی وقت میں بڑی تعداد میں تصاویر ریکارڈ کرکے، ایک 'خوش قسمت' بہترین تصویر کا انتخاب کیا جا سکتا ہے۔ یہ زیادہ کثرت سے اس وقت ہوتا ہے جب دوربین کے شاگرد پر r0 سائز کے پیچوں کی تعداد بہت زیادہ نہیں ہوتی ہے، اور اس کے نتیجے میں یہ تکنیک بہت بڑی دوربینوں کے لیے ٹوٹ جاتی ہے۔ اس کے باوجود یہ کچھ معاملات میں انکولی آپٹکس سے بہتر کارکردگی کا مظاہرہ کر سکتا ہے اور شوقیہ افراد کے لیے قابل رسائی ہے۔ اس کے لیے بے ہوش اہداف کی امیجنگ کے لیے انکولی آپٹکس کے مقابلے میں بہت زیادہ طویل مشاہدے کے اوقات کی ضرورت ہوتی ہے، اور یہ اپنے زیادہ سے زیادہ ریزولوشن میں محدود ہے۔ یہ بھی دیکھیں ایٹموسفیر اینڈ ٹیلی اسکوپ سمیلیٹر، ماحولیاتی ہنگامہ آرائی کا ایک سمیلیٹر کلیئر اسکائی چارٹ، ویب چارٹ جس میں فلکیاتی دیکھنے کے لیے موسمی پیش گوئیاں شامل ہیں میراج، گرمی کی دھند سیاروں کی حد پرت عارضی قمری رجحان حوالہ جات مذکورہ بالا متن کا زیادہ تر حصہ لکی ایکسپوزرز سے لیا گیا ہے: ماحول کے ذریعے خلاصہ محدود فلکیاتی امیجنگ، رابرٹ نائجل ٹبس کے ذریعے۔ بیرونی روابط زمین پر ہر مقام کے لیے مفت 72 گھنٹے دیکھنے کی پیش گوئی ('آؤٹ ڈور اینڈ اسپورٹس' اور پھر 'ایسٹرونومی سیئنگ' پر کلک کریں) مثال: سان پیڈرو ڈی اتاکاما (چلی) دی رائل ایسٹرونومیکل سوسائٹی آف کینیڈا کیلگری سینٹر-ایٹموسفیرک "سیئنگ"۔ دیکھنے کے اثرات کی متحرک عکاسی شامل ہے۔ شمالی امریکہ کی پیش گوئیاں دیکھنا مونا کیا کی پیش گوئیاں دیکھنا، ہوائی مضامین جن میں ویڈیو کلپس فلکیاتی امیجنگ مشاہداتی فلکیات قمری مشاہداتی سپیکل امیجنگ شامل ہیں