پیش‌بینی عددی وضع هوا - ویکی‌پدیا، دانشنامهٔ آزاد
بادها، انتقال حرارت، تابش خورشیدی، رطوبت نسبی، تغییرات فاز آب و سطح هیدرولوژی در هر سلول شبکه محاسبه می‌شود و از تعاملات با سلول‌های مجاور برای محاسبه خواص ...
وضوح فضایی
یک مدل دو بعدی ساده شده برای گسترش آتش‌سوزی‌های طبیعی که از همرفت برای نشان دادن اثرات باد و عوارض زمین استفاده می‌کند و همچنین انتقال حرارت تابشی به عنوان روش غالب انتقال حرارت، منجر به سیستم‌های واکنش-انتشار از معادلات دیفرانسیل جزئی می‌شود. مدل‌های پیچیده‌تر به مدل‌های هواشناسی عددی یا مدل‌های دینامیک سیالات محاسباتی که با یک جزء آتش‌سوزی طبیعی پیوسته‌اند که امکان تخمین اثرات بازخوردی بین آتش و اتمسفر را فراهم می‌کند. پیچیدگی اضافی در کلاس دوم مدل‌ها به افزایش متناظر در توان رایانه‌ای‌شان مربوط می‌شود. در واقع، یک راه حل سه‌بعدی کامل از احتراق از طریق شبیه‌سازی عددی مستقیم در مقیاس‌های مرتبط با مدل‌سازی اتمسفریک، به دلیل هزینهٔ محاسباتی بیش از حد، در حال حاضر امکان‌پذیر نیست. مدل‌های عددی وضع هوا مهارت پیش‌بینی محدودی را در <anchor>وضوح فضایی</anchor> تحت شعاع ۱ کیلومتر (۰٫۶ مایل) به منظور محاسبه چگونگی تغییر بادها به‌طور محلی با توجه به آتش، و استفاده از آن بادهای اصلاح‌شده تا تعیین میزان آتش‌سوزی در محل به‌طور محلی، محدود کرده‌اند. اگر چه مدل‌هایی از قبیل (لاس آلاموس) برای غلظت سوخت و اکسیژن حل می‌کنند، شبکه محاسباتی نمی‌تواند برای رفع واکنش احتراق به اندازه کافی خوب باشد، بنابراین برای توزیع دما در هر سلول شبکه و همچنین برای نرخ واکنش احتراق باید تخمین زده شود.
وضوح فضایی - ویکی‌پدیا، دانشنامهٔ آزاد
منوی اصلی

منوی اصلی

انتقال به نوار کنارینهفتن

بازدید محتوا

همکاری

جستجو

ظاهر

ابزارهای شخصی

صفحه‌هایی برای ویرایشگرانی که از سامانه خارج شدند بیشتر بدانید

## فهرست

انتقال به نوار کنارینهفتن

تغییر وضعیت فهرست محتویات

# وضوح فضایی

۴۰ زبان

فارسی

ابزارها

ابزارها

انتقال به نوار کنارینهفتن

عمل‌ها

عمومی

نسخه‌برداری

در پروژه‌های دیگر

ظاهر

انتقال به نوار کنارینهفتن

از ویکی‌پدیا، دانشنامهٔ آزاد

تفکیک پذیری زاویه ای



قدرت تفکیک پذیری زاویه ای ( Angular resolution) یا تفکیک پذیری فضایی (spatial resolution) یا وضوح فضایی، قدرت هر نوع سیستم تولید کننده ی تصویر همچون تلسکوپ رادیویی یا اپتیکی، میکروسکوپ، دوربین و یا چشم انسان برای متمایز سازی جزئیات یک شیء را می گویند. به همین دلیل قدرت تفکیک پذیری زاویه ای از اصلی ترین مشخصه های وضوح تصویر می باشد.

در فیزیک و علوم مربوط به زمین شناسی، عبارت تفکیک پذیری فضایی به دقت اندازه گیری نسبت به فضا اشاره دارد.

این کمیت من جمله در نجوم و علوم تصویری دیگر کاربرد های فراوانی دارد.

## تعریف واصطلاحات

resolving power

قدرت حل و فصل ( resolving power ) قدرت یک سیستم تصویری برای جداسازی 2 نقطه از جسم که در فاصله زاویه ای ( angular distance ) کمی با هم هستند یا قدرت یک وسیله ی اپتیکی برای جداسازی اجرام خیلی دور که به هم نزدیکند به صورت 2 تصویر مجزا را می گویند.

resolution

عبارت تفکیک پذیری (resolution) یا حداقل فاصله ی قابل تحلیل (minimum resolvable distance)  ، حداقل فاصله بین 2 شیء در یک تصویر است که آن 2 شیء از هم قابل تشخیص باشند، اگرچه که این عبارت به طور گسترده توسط کاربران میکروسکوپ و تلسکوپ برای توضیح دادن قدرت تفکیک پذیری ( resolving power ) استفاده می شود.

## توضیحات

تفکیک پذیری تصویری یک سیستم به علت 2 پدیده ی بیراهش و یا پراش که باعث تاری تصویر می شود محدود می شود. این 2 پدیده 2 منشاء گوناگون دارند و به هم ربطی ندارند. بیراهش نوری به کمک هندسه ی اپتیکی توضیح داده می شود و با افزایش کیفیت اپتیکی و متعاقبا قیمت وسیله این مشکل حل می شود. از طرف دیگر پدیده ی پراش از خاصیت موجی بودن نور ناشی می شود و به وسیله عدسی عناصر نوری تعیین می شود. عدسی دایره ای شکل لنزها مانند ورژن دوبعدی آزمایش تک شکاف هستند. نورهایی که از لنز رد می شوند با یکدیگر تداخل می کنند و یک الگوی پراش دایره ای شکل ایجاد می کند که اگر جبهه ی موج نور آمده کروی باشد به الگوی هوایی ( airy pattern ) معروف است.

اثر متقابل 2 پدیده ی بیراهش و پراش را می توان با تابع نقطه گستر( PSF ) توصیف کرد. هر چه عدسی لنز باریک تر باشد احتمال اینکه PSF بر بیراهش غلبه کند بیشتر می شود. در این صورت، تفکیک پذیری زاویه ای ( angular resolution ) یک سیستم اپتیکی را می توان با ضابطه ی رایلی ( John William Strutt, 3rd Baron Rayleigh) از روی قطر "قطر (هندسه)") عدسی و جبهه ی موج تخمین زد : 2 منبع نقطه ای را می توان جدا از هم دید هرگاه ماکسیمم پراش اصلی یک تصویر بر اولین مینیمم پراش عکس دیگر منطبق شود. اگر فاصله بیشتر باشد، آن 2 نقطه به خوبی resolve می شوند و اگر کمتر باشد، آن ها resolve نمی شوند.

θ=1.220λD{\displaystyle \theta =1.220{\frac {\lambda }{D}}}{\displaystyle \theta =1.220{\frac {\lambda }{D}}}

که θ تفکیک پذیری زاویه ای است ( رادیان )، λ طول موج نور است، و D قطر "قطر (هندسه)") لنز عدسی می باشد. عدد 1.220 از محاسبه ی موقعیت اولین حلقه ی تاریک محاط شده در دیسک هوایی مرکزی پراش بدست می آید. این عدد دقیقا 1.21966989…( OEIS: A245461) است.

ضابطه ی رایلی شبیه حد تجربی تفکیک پذیری ای، که قبل تر فضانورد انگلیسی ویلیام روتر داوز ( W.R.Dawes ) که مشاهدات انسانی را روی ستاره هایی با روشنایی برابر تست می کرد کشف کرد، می باشد. در نتیجه θ = 4.56/ D ، که D بر حسب اینچ و θ  بر حسب arcseconds کمی باریک تر از چیزی است که با ضابطه ی رایلی بدست می آید. محاسبه ای که از دیسک هوایی به عنوان PSF استفاده می کند نشان می دهد که در حد داوز( Dawes' limit ) قوس 5% بین 2 ماکسیمم وجود دارد، در حالیکه در ضابطه ی رایلی قوس 26.3%  هست. در تکنیک های پردازش تصویر مدرن مانند  PSF ها، اجازه می دهند resolution باینری ها حتی فاصله زاویه ای کمتری هم داشته باشند.

تفکیک پذیری زاویه ای می تواند با زیاد کردن زاویه (به رادیان) با فاصله ای که جسم دارد، به تفکیک پذیری فضایی ، Δ ℓ ،  تبدیل شود.

برای میکروسکوپ، این فاصله نزدیک به فاصله کانونی عدسی میکروسکوپ ( objective) ) f است. ضابطه ی رایلی را برای آن می نویسیم :

Δℓ=1.220fλD{\displaystyle \Delta \ell =1.220{\frac {f\lambda }{D}}}{\displaystyle \Delta \ell =1.220{\frac {f\lambda }{D}}}

## موارد خاص

### تلسکوپ تک

منابع نقطه ای که با یک زاویه‎ی کوچکتر از وضوح زاویه ای جدا شده اند، قابل تشخیص نیستند. یک تلسکوپ نوری ممکن است دارای وضوح زاویه ای کمتر از یک آرک ثانیه باشد، اما مشاهده نجومی و سایر اثرات جوی باعث می شود رسیدن به این نقطه بسیار سخت شود.

وضوح زاویه ای R یک تلسکوپ، معمولاً می تواند توسط رابطه‎ی زیر تخمین زده شود:

R=λD{\displaystyle R={\frac {\lambda }{D}}}{\displaystyle R={\frac {\lambda }{D}}}

که در آن  طول موج تابش مشاهده شده، و D قطر عدسی تلسکوپ است. R بدست آمده، برحسب رادیان می باشد. به عنوان مثال، برای نور زرد با طول موج 580 نانومتر، برای یک وضوح 0.1 آرک ثانیه‎ای، ما نیاز به D برابر با 1.2 متر داریم. منابع بزرگتر از وضوح زاویه ای، منابع گسترده یا منابع پراکنده‎ شده نامیده می شوند و منابع کوچکتر، منابع نقطه ای نامیده می شوند.

این فرمول، برای نور با طول موج حدود 562 نانومتر، حد داوز نیز گفته می‎ شود.

### آرایه ای از تلسکوپ ها

بالاترین وضوح زاویه‎ای می تواند توسط آرایه ای از تلسکوپ‎ها به نام تداخل سنج نجومی ( astronomical interferometers ) حاصل شود: این ابزار می توانند به وضوح های زاویه ای 0.001 آرک ثانیه در طول موج های نوری، و وضوح های بسیار بیشتری در طول موج های اشعه ایکس برسند. برای انجام تصویربرداری سنتز روزنه، به تعداد زیادی از تلسکوپ نیاز است در یک ترتیب 2 بعدی با دقت ابعادی بیشتر از یک قطعه (0.25 x) از وضوح تصویر مورد نیاز، قرار گرفته‎اند.

وضوح زاویه‎ای R یک ترتیب تداخل سنج، معمولاً می تواند توسط رابطه‎ی زیر تخمین زده شود :

R=λB{\displaystyle R={\frac {\lambda }{B}}}{\displaystyle R={\frac {\lambda }{B}}}که در آن λ، طول موج تابش مشاهده شده، و B طولِ حداکثر تفکیک فیزیکی تلسکوپ در آن ترتیب است، که خط پایه نامیده می شود. منابع بزرگتر از وضوح زاویه ای، منابع گسترده یا منابع پراکنده‎ شده نامیده می شوند و منابع کوچکتر، منابع نقطه ای نامیده می شوند. به عنوان مثال، برای ایجاد یک تصویر در نور زرد با طول موج 580 نانومتر، برای وضوح 1 میلی آرک ثانیه، ما نیاز داریم تلسکوپ ها در تربیت 120 متر در 120 متری با دقت ابعادی بیشتر از 145 نانومتر قرار گیرند.

### میکروسکوپ

وضوح R (در اینجا به عنوان فاصله اندازه گیری می‎شود، با وضوح زاویه ای از بخش قبلی اشتباه گرفته نشود) به دیافراگم زاویه‎ای α وابسته است:

R=1.22λNAcondenser+NAobjective{\displaystyle R={\frac {1.22\lambda }{\mathrm {NA} _{\text{condenser}}+\mathrm {NA} _{\text{objective}}}}}{\displaystyle R={\frac {1.22\lambda }{\mathrm {NA} _{\text{condenser}}+\mathrm {NA} _{\text{objective}}}}} که NA=nsin⁡θ{\displaystyle \mathrm {NA} =n\sin \theta }{\displaystyle \mathrm {NA} =n\sin \theta }

در اینجا NA، دیافراگم عددی است، θ نیمی از زاویه α لنز است، که بستگی به قطر لنز و فاصله کانونی آن دارد، n شاخص بازتاب از محدوده بین لنز و نمونه است و λ طول موج نور روشنایی یا نور خارج شده (در میکروسکوپ فلورسانس) از نمونه است.

به این ترتیب، NA ها برای هر دو مورد اشیا و کندانسور باید هم اندازه‎ی حداکثر وضوح ممکن باشد. در صورتی که هر دو NA یکسان هستند، معادله ممکن است به شکل زیر کاهش یابد:

R=1.22×400nm1.45+0.95=203nm{\displaystyle R={\frac {1.22\times 400\,{\mbox{nm}}}{1.45\ +\ 0.95}}=203\,{\mbox{nm}}}{\displaystyle R={\frac {1.22\times 400,{\mbox{nm}}}{1.45\ +\ 0.95}}=203,{\mbox{nm}}}

که نزدیک به 200 نانومتر است.

اشیای غوطه ور در روغن می توانند مشکلات کاربردی داشته باشند، به دلیل عمق کم میدان و فاصله بسیار کوتاه کاری، که به دلیل استفاده از پوشش بسیار نازک (0.17 میلی متر) و یا در میکروسکوپ معکوس، به علت استفاده از ظروف نازک ته شیشه‎ای پتری دیش، ایجاد میشود.

با این حال، وضوح های کمتر از این حد نظری را می توان با استفاده از میکروسکوپ با وضوح فوق العاده بدست آورد. اینها شامل میدان‎های نوری نزدیک ( میکروسکوپ نوری اسکن کننده‎ی نزدیک-میدان) یا یک روش پراش به نام میکروسکوپی 4Pi STED است. اشیاء در اندازه‎ی 30 نانومتر، با هر دو روش بدست آمده اند. علاوه بر اینکه میکروسکوپی فتواکتیوی محلی شده می تواند ساختارهای آن اندازه را به ما بدهد، همچنین قادر به ارائه اطلاعات در جهت z (سه بعدی) می‎باشد.

## جستارهای وابسته

## منابع

ویکی‌پدیا® علامتی تجاری متعلق به سازمان غیرانتفاعی بنیاد ویکی‌مدیا است.