Parametru prăjit

Parametrul Fried [1] sau lungimea de coerență Fried (notată de obicei ) este o valoare care caracterizează permeabilitatea optică a atmosferei datorită fluctuațiilor indicelui său de refracție . În primul rând, aceste fluctuații sunt cauzate de mici fluctuații de temperatură (și, prin urmare, de densitate) în volume mici de aer care rezultă din amestecarea turbulentă a fluxurilor de aer mai mari și au fost descrise pentru prima dată de Kolmogorov . Parametrul Fried este măsurat în unități de lungime, de obicei în centimetri. Este definit ca diametrul regiunii circulare în interiorul căreia abaterea standard a frontului de undă datorată trecerii prin atmosferă este de 1 radian . Pentru un telescop cu deschidere , cel mai mic punct care poate fi observat este determinat de funcția de răspândire a punctului a telescopului. Turbulența atmosferică mărește diametrul celui mai mic distins cu aproximativ un factor (cu expunere lungă [com. 1] ). Astfel, telescoapele cu deschideri mult mai mici decât sunt mai limitate de limita de difracție decât de distorsiunea cauzată de turbulența atmosferică. În schimb, rezoluția telescoapelor cu deschideri mult mai mari (care includ toate telescoapele profesionale) este mult mai limitată de turbulențele atmosferice și le împiedică să atingă limita de difracție. $r_{0}$ $D$ $D/r_{0}$ $r_{0}$ $r_{0}$

Parametrul Fried la lungimea de undă poate fi exprimat [2] în termeni de -profil (dependența distribuției forței de turbulență de înălțime): $\lambda$ $C_{n}^{2}$

$r_{0}=\left[0,423\,k^{2}\,\int _{\mathrm {Path} }C_{n}^{2}(z')\,dz'\right] ^{-3/5}$ , unde este numărul de undă . $k=2\pi /\lambda$

Implicit în astronomie, se presupune că parametrul Fried este calculat pentru obiectele aflate direct deasupra locului de observare. Când este privit la un unghi zenit , traseul frontului de undă este de câteva ori mai lung, ceea ce crește distorsiunea frontului de undă. Ca urmare , acesta scade, astfel încât valoarea efectivă a parametrului Fried scade conform următoarei formule: $\zeta$ $\sec \zeta$ $r_{0}$

$r_{0}=\left[0,423\,k^{2}\,\sec \zeta \int _{\mathrm {Vertical} }C_{n}^{2}(z)\,dz\ dreapta]^{-3/5}=(\cos \zeta )^{3/5}\ r_{0}^{(vertical)}.$

În locurile de observație astronomică, valoarea medie este de 10 centimetri, ajungând la 20 de centimetri în cele mai bune condiții. Rezoluția unghiulară datorată influenței atmosferei este limitată la , în timp ce rezoluția datorată difracției este de obicei definită ca . Telescoapele profesionale depășesc limitările cauzate de influența atmosferei cu ajutorul sistemelor de optică adaptivă . $r_{0}$ $\lambda /r_{0}$ $1,22\lambda /D$

Deoarece depinde de lungimea de undă, schimbându-se ca , valoarea sa are sens numai în raport cu o anumită lungime de undă. Dacă nu este dată nicio lungime de undă, se presupune că valoarea este dată la . $r_{0}$ $\lambda ^{6/5}$ $r_{0}$ $\lambda =0,5\mu m$

Vezi și

Comentarii

↑ Cu o viteză scurtă a obturatorului, punctul observat va fi împărțit în mai multe părți. Fiecare parte se va mișca, ceea ce va da un spot cu un diametru de aproximativ D/r0 cu o expunere lungă. Mărimea fiecărui spot este determinată de funcția de răspândire a punctului a telescopului.

Note

↑ Fried, DL Optical Resolution Through a Randomly Neomogen Medium for Very Long and Very Short Exposures // Journal of the Optical Society of America : jurnal. - 1966. - Octombrie ( vol. 56 , nr. 10 ). - P. 1372-1379 . - doi : 10.1364/JOSA.56.001372 . - Cod biblic .
^ Hardy , John W. Optica adaptivă pentru telescoape astronomice . - Oxford University Press , 1998. - P. 92. - ISBN 0-19-509019-5 .