Smażony parametr

Parametr Frieda lub długość koherencji Frieda (powszechnie określany jako $)$ miarą jakości transmisji optycznej przez atmosferę z powodu przypadkowych niejednorodności współczynnika załamania światła atmosfery. W praktyce takie niejednorodności wynikają przede wszystkim z niewielkich zmian temperatury (a tym samym gęstości) w mniejszych skalach przestrzennych, wynikających z losowego turbulentnego mieszania się większych zmian temperatury w większych skalach przestrzennych, jak po raz pierwszy opisał Kołmogorow . Parametr Fried ma jednostki długości i jest zwykle wyrażany w centymetrach. Definiuje się ją jako średnicę kołowego obszaru, na którym aberracja czoła fali rms spowodowana przejściem przez atmosferę jest równa 1 radianowi , a typowe wartości astronomiczne mieszczą się w dziesiątkach centymetrów w zależności od warunków atmosferycznych. W przypadku teleskopu z aperturą $. Turbulencje atmosferyczne$ funkcję rozproszenia punktu (PSF) teleskopu $zwiększają$ średnicę najmniejszego miejsca o współczynnik w długich ekspozycji). W związku z tym na obrazowanie z teleskopów o aperturach znacznie mniejszych niż $widzenie$ atmosferyczne ma mniejszy wpływ niż dyfrakcja ze względu małą aperturę teleskopu. Jednak rozdzielczość obrazowania teleskopów z aperturami znacznie większymi niż $($ więc obejmujących wszystkie teleskopy profesjonalne) będzie ograniczona przez burzliwą atmosferę, uniemożliwiającą instrumentom zbliżenie się do granicy dyfrakcji .

$to wyraźnie$ , parametr Frieda przy długości fali $można$ w kategoriach tak zwanej siły turbulencji atmosferycznej (co jest w rzeczywistości funkcją wahań temperatury, a także turbulencji) wzdłuż ścieżki światła gwiazd: ${\ displaystyle z'}$

{\ Displaystyle r_ {0} = \ lewo [0,423 \, k ^ {2} \, \ int _ {\mathrm {Ścieżka}} C_ {n}^{2}(z')\,dz'\right]^{-3/5}}

gdzie

{\ Displaystyle k = 2 \ pi / \ lambda}

jest liczbą falową . Jeśli nie określono, odniesienie do parametru Frieda w astronomii jest rozumiane jako odnoszące się do ścieżki w kierunku pionowym. Podczas obserwacji pod

razy ,

zenitalnym linia wzroku przechodzi przez kolumnę powietrza, która jest

. Skutkuje

większe zakłócenia w jakości czoła

ścieżki

mniejszym , tak że pod względem pionowej z operacyjny parametr Frieda jest zmniejszany zgodnie z: r

\ displaystyle r_ {0}}

{\ Displaystyle r_ {0} = \ lewo [0,423 \, k ^ {2} \, \ sec \ zeta \ int _ {\ operatorname {pionowo}} C_ {n} ^ {2} (z) \, dz \ prawo]^{-3/5}=(\cos \zeta )^{3/5}\ r_{0}^{\text{(pionowo)}}.}

W miejscach wybranych na obserwatoria typowe wartości $wahają$ się od 5 cm dla przeciętnego widzenia do 20 cm przy doskonałych warunkach widzenia Rozdzielczość kątowa jest wtedy ograniczona do około ze względu na wpływ atmosfery, podczas gdy rozdzielczość wynikająca z dyfrakcji przez kołową aperturę o średnicy jest ogólnie ${\ displaystyle \$ $/ r_ {}}$ podane jako ${\ Displaystyle 1,22 \ lambda / D}$ . Ponieważ profesjonalne teleskopy mają średnice $mogą$ rozdzielczość obrazu zbliżoną do granic dyfrakcji tylko dzięki zastosowaniu optyki .

Ponieważ $,$ funkcją długości fali, zmieniającą się jak $tylko$ w odniesieniu do określonej długości fali. Jeśli nie jest to wyraźnie określone, długość fali jest zwykle rozumiana jako $\ Displaystyle \ lambda = 0,5 \ operatorname {\ mu m}}$ {

Zobacz też