视宁度

说明来自遥远恒星的光波阵面如何被大气中的湍流混合层扰动的示意图。绘制的波阵面的垂直尺度被高度夸大了。

视宁度在天文学中是指由于地球大气层中的湍流导致的天体的影像的劣化，这种劣化可能会以模糊、闪烁或可变扭曲的形式显现出来。这种效应的起源是从物体到探测器的光路上光学折射率的快速变化。在用望远镜进行天文观测时，视宁度是角分辨率的一个主要限制限制因素，否则也会受到望远镜孔径大小的衍射限制。如今，许多科学用的大型地面望远镜都包括调适光学系统，以克服视宁度的障碍。

视宁度强度通常由恒星（“视觉盘”）的长曝光影像的角直径或弗莱德参数“r₀”来表示。视觉盘的直径是其光强度的半峰全宽。在这种情况下，几十毫秒的曝光时间可以被认为是“长”的。弗莱德参数描述了一个假想望远镜孔径的大小，其衍射极限角分辨率等于视觉极限分辨率。视觉盘的大小和弗莱德参数两者都取决于光学波长，但通常将其指定为500纳米。

小于0.4弧秒的视觉盘或大于30cm的弗莱德参数可以被认为是极好的视宁度。最佳条件通常出现在小岛上的高海拔天文台，如莫纳克亚天文台或拉帕尔马。

影响

通过大气观察看到的双星（在本例中为牧夫座ζ）的典型短曝光负片影像。每颗星都应显示为单个 空气模式，但大气层导致两颗恒星的图像分裂成两种“斑点”模式（一种模式在左上方，另一种在右下方）。由于所用相机的图元大小较粗，因此在此图像中很难辨认斑点（请参阅下面的模拟图像以获取更清晰的范例）。斑点快速移动，因此每颗恒星在长时间曝光图像中都显示为单个模糊斑点（称为“视盘”）。所使用的望远镜直径约为7r₀（参见下文r₀的定义，以及通过7r₀望远镜的模拟图像示例）。

夜空中最亮的星星天狼星（视星等 = -1,1）在顶点之前不久的傍晚在南子午线上闪烁，高度为地平线以上20度。在29秒内，天狼星从左到右移动了7.5弧分的弧线。

视宁度有几种效果：

1. 它导致点源（如恒星）的图像，在没有大气湍流的情况下，这些图像将是稳定的由衍射产生的空气图案，分解成散斑图案，这些图案随时间快速变化（产生的斑点图像可以使用散斑成像进行处理）
2. 这些变化的斑点图案的长时间曝光图像会导致点源的图像模糊，称为“视盘”
3. 恒星的亮度似乎在称为闪烁（scintillation）或闪烁（twinkling）的过程中波动
4. 视宁度导致天文干涉仪中的条纹快速移动
5. 通过大气看到的大气分布（C_N²配置档如下所述）导致自适应光学系统中的图像品质越差，参考星的位置离得越远，图像品质就越差

视宁度的影响间接导致了人们相信存在火星上的运河。在观察像火星这样的明亮物体时，偶尔会有一个静止斑块的空气会出现在行星的前方，从而产生短暂的清晰时刻。在使用感光耦合元件之前，除了让观察者记住图像并稍后绘制图像外，没有办法在短暂的瞬间记录行星的图像。这样做的效果是，行星的图像依赖于观察者的记忆和先入之见，这导致了人们对火星具有线性特征的信念。

大气对天文观测的影响在整个可见光和近红外波段的品质上是相似的。在大型望远镜中，长曝光图像分辨率通常在较长波长下略高，而舞蹈散斑图案变化的时间尺度（t₀ - 见下文）要低得多。