Stegt parameter

Fried-parameteren [1] eller Fried-kohærenslængden (normalt betegnet ) er en værdi, der karakteriserer atmosfærens optiske permeabilitet på grund af fluktuationer i dens brydningsindeks . Først og fremmest er disse udsving forårsaget af små udsving i temperatur (og dermed tæthed) i små luftmængder som følge af den turbulente blanding af større luftstrømme og blev først beskrevet af Kolmogorov . Fried-parameteren måles i længdeenheder, normalt centimeter. Det er defineret som diameteren af det cirkulære område, inden for hvilket standardafvigelsen af bølgefronten på grund af passage gennem atmosfæren er 1 radian . For et blændeteleskop er det mindste punkt, der kan observeres, bestemt af teleskopets punktspredningsfunktion . Atmosfærisk turbulens øger diameteren af den mindste, der kan skelnes med ca. en faktor (ved lang eksponering [komm. 1] ). Således er teleskoper med åbninger meget mindre end mere begrænset af diffraktionsgrænsen end af forvrængning forårsaget af atmosfærisk turbulens. Omvendt er opløsningen af teleskoper med meget større åbninger (som omfatter alle professionelle teleskoper) meget mere begrænset af atmosfærisk turbulens og forhindrer dem i at nå diffraktionsgrænsen. $r_{0}$ $D$ $D/r_{0}$ $r_{0}$ $r_{0}$

Fried-parameteren ved bølgelængden kan udtrykkes [2] i form af -profilen (afhængig af fordelingen af turbulenskraften på højden): $\lambda$ $C_{n}^{2}$

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

Som standard i astronomi antages det, at Fried-parameteren beregnes for objekter direkte over observationsstedet. Når den ses i en zenit-vinkel , er bølgefrontens bane flere gange længere, hvilket øger bølgefrontens forvrængning. Som et resultat falder den, så den effektive værdi af parameteren Fried falder i henhold til følgende formel: $\zeta$ $\sec \zeta$ $r_{0}$

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

På steder med astronomisk observation er gennemsnitsværdien 10 centimeter, når den 20 centimeter under de bedste forhold. Vinkelopløsning på grund af atmosfærens påvirkning er begrænset til , mens opløsning på grund af diffraktion normalt defineres som . Professionelle teleskoper overvinder begrænsningerne forårsaget af atmosfærens indflydelse ved hjælp af adaptive optiksystemer . $r_{0}$ $\lambda /r_{0}$ $1.22\lambda /D$

Da det afhænger af bølgelængden, ændres som , giver dets værdi kun mening i forhold til en given bølgelængde. Hvis der ikke er angivet nogen bølgelængde, antages værdien at være givet ved . $r_{0}$ $\lambda ^{6/5}$ $r_{0}$ $\lambda =0,5\mu m$

Se også

Kommentarer

↑ Med en kort lukkerhastighed vil det observerede punkt blive opdelt i mange dele. Hver del vil bevæge sig, hvilket vil give en plet med en diameter på cirka D/r0 med en lang eksponering. Størrelsen af hver plet bestemmes af teleskopets punktspredningsfunktion.

Noter

↑ Fried, DL optisk opløsning gennem et tilfældigt inhomogent medium til meget lange og meget korte eksponeringer // Journal of the Optical Society of America : journal. - 1966. - Oktober ( bind 56 , nr. 10 ). - S. 1372-1379 . - doi : 10.1364/JOSA.56.001372 . - .
↑ Hardy , John W. Adaptiv optik til astronomiske teleskoper . - Oxford University Press , 1998. - S. 92. - ISBN 0-19-509019-5 .