Parametr smażony - Fried parameter
Fried parametr lub długość koherencji Fried w (wspólnie określane jako ) jest miarą jakości transmisji optycznej przez atmosferze powodu przypadkowych niejednorodności współczynnika załamania, atmosferą jest. W praktyce tego rodzaju niejednorodności są przede wszystkim ze względu na niewielkie zmiany temperatury (a tym samym gęstością) w mniejszych skalach przestrzennych w wyniku przypadkowej burzliwego mieszania większych zmian temperatury w większej skali przestrzennych pierwszy opisane przez Kołmogorowa . Parametr Smażony ma jednostki długości i jest zwykle wyrażany w centymetrach. Jest definiowana jako średnica kołowego obszaru, na którym aberracja skuteczna czoła fali w wyniku przejścia przez atmosferę wynosi 1 radian , a typowe wartości istotne dla astronomii mieszczą się w dziesiątkach centymetrów w zależności od warunków atmosferycznych. W przypadku teleskopu z aperturą najmniejszy punkt, który można zaobserwować, jest wyznaczany przez funkcję rozproszenia punktu (PSF) teleskopu . Turbulencje atmosferyczne zwiększają w przybliżeniu średnicę najmniejszej plamki (dla długich ekspozycji). W związku z tym obrazowanie z teleskopów o aperturach znacznie mniejszych niż widzenie atmosferyczne w mniejszym stopniu wpływa na widzenie w atmosferze niż dyfrakcja ze względu na małą aperturę teleskopu. Jednak rozdzielczość obrazowania teleskopów o aperturach znacznie większych niż (włączając w to wszystkie profesjonalne teleskopy) będzie jednak ograniczona przez turbulentną atmosferę, uniemożliwiającą instrumentom zbliżenie się do granicy dyfrakcji .
Chociaż nie zostało to wyraźnie napisane w jego artykule, parametr Fried przy długości fali można wyrazić za pomocą tak zwanej siły turbulencji atmosferycznej (która jest w rzeczywistości funkcją wahań temperatury, a także turbulencji) wzdłuż toru światła gwiazd:
![{\ Displaystyle r_ {0} = \ lewo [0,423 \, k ^ {2} \, \ int _ {\ mathrm {ścieżka}} C_ {n} ^ {2} (z ') \, dz' \ prawej] ^ {- 3/5}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/39dae7d07bfc1e9c679c65f58137d74c682aba84)
gdzie jest numer falowy . Jeśli nie jest określony, odniesienie do parametru Fried w astronomii jest rozumiane jako odniesienie do ścieżki w kierunku pionowym. Podczas obserwacji pod kątem zenitycznym linia wzroku przechodzi przez kolumnę powietrza, która jest wielokrotnie dłuższa, powodując większe zakłócenia w jakości czoła fali. Skutkuje to mniejszym , tak że w odniesieniu do ścieżki pionowej z , operacyjny parametr Fried jest zmniejszony zgodnie z:
![{\ Displaystyle r_ {0} = \ lewo [0,423 \, k ^ {2} \, \ sec \ zeta \ int _ {\ mathrm {Vertical}} C_ {n} ^ {2} (z) \, dz \ prawo] ^ {- 3/5} = (\ cos \ zeta) ^ {3/5} \ r_ {0} ^ {(w pionie)}.}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/e88346ff039cb36b0965711a696bdd5f7505da23)
W miejscach wybranych na obserwatoria typowe wartości wahają się od 10 cm dla przeciętnego widzenia do 20 cm w doskonałych warunkach widzenia. Rozdzielczość kątowa jest wtedy ograniczony do około ze względu na działanie atmosfery, podczas gdy rozmiar powodu dyfrakcji przez okrągły otwór o średnicy na ogół podaje się . Ponieważ profesjonalne teleskopy mają średnice , mogą one uzyskać rozdzielczość obrazu zbliżoną do granic dyfrakcji tylko dzięki zastosowaniu optyki adaptacyjnej .
Ponieważ jest funkcją długości fali, zmieniając się jako , jej wartość ma znaczenie tylko w odniesieniu do określonej długości fali. Jeśli nie podano wyraźnie, zwykle rozumie się, że długość fali wynosi .
