Parámetro frito

El parámetro de Fried [1] o la longitud de coherencia de Fried (generalmente denotada ) es un valor que caracteriza la permeabilidad óptica de la atmósfera debido a las fluctuaciones en su índice de refracción . En primer lugar, estas fluctuaciones son causadas por pequeñas fluctuaciones de temperatura (y por lo tanto de densidad) en pequeños volúmenes de aire resultantes de la mezcla turbulenta de flujos de aire más grandes, y fueron descritas por primera vez por Kolmogorov . El parámetro de Fried se mide en unidades de longitud, generalmente centímetros. Se define como el diámetro de la región circular dentro de la cual la desviación estándar del frente de onda debido al paso por la atmósfera es de 1 radian . Para un telescopio de apertura , el punto más pequeño que se puede observar está determinado por la función de dispersión de puntos del telescopio. La turbulencia atmosférica aumenta el diámetro de los más pequeños distinguibles en aproximadamente un factor (con exposición prolongada [com. 1] ). Por lo tanto, los telescopios con aperturas mucho más pequeñas que están más limitados por el límite de difracción que por la distorsión causada por la turbulencia atmosférica. Por el contrario, la resolución de los telescopios con aperturas mucho mayores (que incluyen todos los telescopios profesionales) está mucho más limitada por la turbulencia atmosférica y les impide alcanzar el límite de difracción. $r_{0}$ $D$ $D/r_{0}$ $r_{0}$ $r_{0}$

El parámetro de Fried en la longitud de onda se puede expresar [2] en términos del perfil - (dependencia de la distribución de la fuerza de turbulencia en la altura): $\lambda$ $C_{n}^{2}$

$r_{0}=\left[0.423\,k^{2}\,\int_{\mathrm {Ruta} }C_{n}^{2}(z')\,dz'\right] ^{-3/5}$ , donde es el número de onda . $k=2\pi /\lambda$

De forma predeterminada en astronomía, se supone que el parámetro de Fried se calcula para objetos directamente sobre el sitio de observación. Cuando se ve en un ángulo cenital , la trayectoria del frente de onda es varias veces más larga, lo que aumenta la distorsión del frente de onda. Como resultado , disminuye, por lo que el valor efectivo del parámetro de Fried disminuye según la siguiente fórmula: $\zeta$ ${\ estilo de visualización \ sec \ zeta}$ $r_{0}$

$r_{0}=\left[0.423\,k^{2}\,\sec \zeta \int_{\mathrm {Vertical} }C_{n}^{2}(z)\,dz\ derecha]^{-3/5}=(\cos \zeta )^{3/5}\ r_{0}^{(vertical)}.$

En lugares de observación astronómica, el valor promedio es de 10 centímetros, llegando a 20 centímetros en las mejores condiciones. La resolución angular debida a la influencia de la atmósfera se limita a , mientras que la resolución debida a la difracción suele definirse como . Los telescopios profesionales superan las limitaciones provocadas por la influencia de la atmósfera con la ayuda de sistemas de óptica adaptativa . $r_{0}$ ${\ estilo de visualización \ lambda / r_ {0}}$ $1.22\lambda /D$

Dado que depende de la longitud de onda, cambiando como , su valor tiene sentido solo en relación con una longitud de onda dada. Si no se da ninguna longitud de onda, se supone que el valor se da en . $r_{0}$ ${\ estilo de visualización \ lambda ^ {6/5}}$ $r_{0}$ ${\ estilo de visualización \ lambda = 0,5 \ mu m}$

Véase también

Comentarios

↑ Con una velocidad de obturación corta, el punto observado se dividirá en muchas partes. Cada parte se moverá, lo que dará un punto con un diámetro de aproximadamente D/r0 con una exposición larga. El tamaño de cada punto está determinado por la función de dispersión de puntos del telescopio.

Notas

↑ Fried, DL Resolución óptica a través de un medio aleatoriamente no homogéneo para exposiciones muy largas y muy cortas // Diario de la Sociedad Óptica de América : diario. - 1966. - Octubre ( vol. 56 , no. 10 ). - P. 1372-1379 . -doi : 10.1364/ JOSA.56.001372 . - .
↑ Hardy , John W. Óptica adaptativa para telescopios astronómicos . - Oxford University Press , 1998. - P. 92. - ISBN 0-19-509019-5 .