Stekt parameter

Fried-parametern [1] eller Fried-koherenslängden (vanligtvis betecknad ) är ett värde som kännetecknar atmosfärens optiska permeabilitet på grund av fluktuationer i dess brytningsindex . Först och främst orsakas dessa fluktuationer av små fluktuationer i temperatur (och därmed densitet) i små volymer luft som är ett resultat av den turbulenta blandningen av större luftflöden, och beskrevs först av Kolmogorov . Parametern Fried mäts i längdenheter, vanligtvis centimeter. Den definieras som diametern på det cirkulära området inom vilket standardavvikelsen för vågfronten på grund av passage genom atmosfären är 1 radian . För ett bländarteleskop bestäms den minsta punkt som kan observeras av teleskopets punktspridningsfunktion . Atmosfärisk turbulens ökar diametern på den minsta urskiljbara med ungefär en faktor (vid lång exponering [komm. 1] ). Således är teleskop med mycket mindre öppningar än som är mer begränsade av diffraktionsgränsen än av distorsion orsakad av atmosfärisk turbulens. Omvänt är upplösningen hos teleskop med mycket större öppningar (som inkluderar alla professionella teleskop) mycket mer begränsad av atmosfärisk turbulens och hindrar dem från att nå diffraktionsgränsen. $r_{0}$ $D$ $D/r_{0}$ $r_{0}$ $r_{0}$

Fried-parametern vid våglängden kan uttryckas [2] i termer av -profilen (beroende av fördelningen av turbulenskraften på höjden): $\lambda$ $C_{n}^{2}$

$r_{0}=\left[0.423\,k^{2}\,\int _{\mathrm {Path} }C_{n}^{2}(z')\,dz'\right] ^{-3/5}$ , var är vågnumret . $k=2\pi /\lambda$

Som standard inom astronomi antas det att Fried-parametern beräknas för objekt direkt ovanför observationsplatsen. När den ses i en zenitvinkel är vågfrontens väg flera gånger längre, vilket ökar vågfrontens distorsion. Som ett resultat minskar det, så det effektiva värdet för parametern Fried minskar enligt följande formel: $\zeta$ $\sec \zeta$ $r_{0}$

$r_{0}=\left[0.423\,k^{2}\,\sec \zeta \int _{\mathrm {Vertikal} }C_{n}^{2}(z)\,dz\ höger]^{-3/5}=(\cos \zeta )^{3/5}\ r_{0}^{(vertikal)}.$

På platser för astronomisk observation är medelvärdet 10 centimeter, och når 20 centimeter under de bästa förhållandena. Vinkelupplösning på grund av atmosfärens inverkan är begränsad till , medan upplösning på grund av diffraktion vanligtvis definieras som . Professionella teleskop övervinner de begränsningar som påverkas av atmosfären med hjälp av adaptiva optiksystem . $r_{0}$ $\lambda /r_{0}$ $1.22\lambda /D$

Eftersom det beror på våglängden, ändras som , är dess värde vettigt endast i förhållande till en given våglängd. Om ingen våglängd anges antas värdet ges vid . $r_{0}$ $\lambda ^{6/5}$ $r_{0}$ $\lambda =0,5\mu m$

Se även

Kommentarer

↑ Med en kort slutartid kommer den observerade punkten att delas upp i många delar. Varje del kommer att röra sig, vilket ger en fläck med en diameter på ungefär D/r0 med en lång exponering. Storleken på varje fläck bestäms av teleskopets punktspridningsfunktion.

Anteckningar

↑ Fried, DL Optisk upplösning genom ett slumpmässigt inhomogent medium för mycket långa och mycket korta exponeringar // Journal of the Optical Society of America : journal. - 1966. - Oktober ( vol. 56 , nr 10 ). - P. 1372-1379 . - doi : 10.1364/JOSA.56.001372 . - .
↑ Hardy , John W. Adaptiv optik för astronomiska teleskop . - Oxford University Press , 1998. - P. 92. - ISBN 0-19-509019-5 .