Smažený parametr

Friedův parametr [1] nebo Friedova koherenční délka (obvykle označovaná ) je hodnota, která charakterizuje optickou propustnost atmosféry v důsledku kolísání jejího indexu lomu . Za prvé, tyto výkyvy jsou způsobeny malými výkyvy teploty (a tedy hustoty) v malých objemech vzduchu, které jsou výsledkem turbulentního míšení větších proudů vzduchu a byly poprvé popsány Kolmogorovem . Parametr Fried se měří v jednotkách délky, obvykle centimetrech. Je definován jako průměr kruhové oblasti, ve které je standardní odchylka čela vlny $r_{0}$ , v důsledku průchodu atmosférou, je 1 radián . U aperturního dalekohledu je nejmenší bod, který lze pozorovat, určen funkcí rozptylu bodu dalekohledu. Atmosférická turbulence zvětšuje průměr nejmenší rozlišitelné asi o faktor (při dlouhé expozici [comm. 1] ). Dalekohledy s aperturami mnohem menšími, než jsou tedy omezeny limitem difrakce než zkreslením způsobeným atmosférickou turbulencí. Naopak rozlišovací schopnost dalekohledů s mnohem větší aperturou (které zahrnují všechny profesionální dalekohledy) je mnohem více omezena atmosférickou turbulencí a brání jim v dosažení difrakční meze. $D$ $D/r_{0}$ $r_{0}$ $r_{0}$

Friedův parametr na vlnové délce lze vyjádřit [2] pomocí -profilu (závislost rozložení síly turbulence na výšce): $\lambda$ $C_{n}^{2}$

$r_{0}=\left[0,423\,k^{2}\,\int _{\mathrm {Cesta} }C_{n}^{2}(z')\,dz'\right] ^{-3/5}$ , kde je vlnové číslo . $k=2\pi /\lambda$

Standardně se v astronomii předpokládá, že Friedův parametr se počítá pro objekty přímo nad pozorovacím místem. Při pohledu pod zenitovým úhlem je dráha vlnoplochy několikanásobně delší, což zvyšuje zkreslení vlnoplochy. V důsledku toho se snižuje, takže efektivní hodnota parametru Fried klesá podle následujícího vzorce: $\zeta$ $\sec \zeta$ $r_{0}$

$r_{0}=\left[0,423\,k^{2}\,\sec \zeta \int _{\mathrm {Vertical} }C_{n}^{2}(z)\,dz\ vpravo]^{-3/5}=(\cos \zeta )^{3/5}\ r_{0}^{(vertikálně)}.$

V místech astronomického pozorování je průměrná hodnota 10 centimetrů, za nejlepších podmínek dosahuje 20 centimetrů. Úhlové rozlišení v důsledku vlivu atmosféry je omezeno na , zatímco rozlišení v důsledku difrakce je obvykle definováno jako . Profesionální dalekohledy překonávají omezení způsobená vlivem atmosféry pomocí systémů adaptivní optiky . $r_{0}$ $\lambda /r_{0}$ $1.22\lambda /D$

Protože závisí na vlnové délce, mění se jako , její hodnota má smysl pouze ve vztahu k dané vlnové délce. Není-li uvedena žádná vlnová délka, předpokládá se, že hodnota je dána . $r_{0}$ $\lambda ^{6/5}$ $r_{0}$ $\lambda =0,5\mu m$

Viz také

Komentáře

↑ Při krátké rychlosti závěrky bude pozorovaný bod rozdělen na mnoho částí. Každá část se pohne, čímž vznikne skvrna o průměru přibližně D/r0 při dlouhé expozici. Velikost každé skvrny je určena funkcí rozmístění bodů dalekohledu.

Poznámky

↑ Fried, DL optické rozlišení prostřednictvím náhodně nehomogenního média pro velmi dlouhé a velmi krátké expozice // Journal of the Optical Society of America : deník. - 1966. - říjen ( roč. 56 , č. 10 ). - S. 1372-1379 . - doi : 10.1364/JOSA.56.001372 . - .
↑ Hardy , John W. Adaptivní optika pro astronomické dalekohledy . - Oxford University Press , 1998. - S. 92. - ISBN 0-19-509019-5 .