Sült paraméter

A Fried-paraméter [1] vagy a Fried-koherencia-hossz (általában jelöléssel ) egy olyan érték, amely a légkör optikai permeabilitását jellemzi a törésmutatójának ingadozása miatt . Először is, ezeket az ingadozásokat a kis mennyiségű levegő hőmérsékletének (és ezáltal a sűrűségének) kis ingadozása okozza, amely nagyobb légáramok turbulens keveredéséből adódik, és először Kolmogorov írta le őket . A Fried paramétert hosszegységekben mérik, általában centiméterben. Meghatározása annak a kör alakú tartománynak az átmérője, amelyen belül a hullámfront szórása $r_{0}$ , a légkörön való áthaladás miatt 1 radián . Apertúrás teleszkóp esetében a legkisebb megfigyelhető pontot a távcső pontszórásfüggvénye határozza meg. Az atmoszférikus turbulencia körülbelül egy tényezővel növeli a legkisebb megkülönböztethető átmérőjét (hosszú expozíció mellett [comm. 1] ). Így a sokkal kisebb nyílású teleszkópokat jobban korlátozza a diffrakciós határ , mint a légköri turbulencia okozta torzítás. Ezzel szemben a sokkal nagyobb rekesznyílású teleszkópok felbontását (amelyek minden professzionális teleszkópot magukban foglalnak) sokkal inkább korlátozza a légköri turbulencia, és megakadályozza, hogy elérjék a diffrakciós határt. $D$ $D/r_{0}$ $r_{0}$ $r_{0}$

A Fried paraméter a hullámhosszon kifejezhető [2] a -profillal (a turbulenciaerő eloszlásának függése a magasságtól): $\lambda$ $C_{n}^{2}$

$r_{0}=\left[0,423\,k^{2}\,\int _{\mathrm {Path} }C_{n}^{2}(z')\,dz'\right] ^{-3/5}$ , hol a hullámszám . $k=2\pi /\lambda$

Alapértelmezés szerint a csillagászatban azt feltételezik, hogy a Fried paramétert a közvetlenül a megfigyelési hely feletti objektumokra számítják ki. Zenitszögből nézve a hullámfront útja többszörösen hosszabb, ami növeli a hullámfront torzulását. Ennek eredményeként csökken, így a Fried paraméter effektív értéke a következő képlet szerint csökken: $\zeta$ $\sec \zeta$ $r_{0}$

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

Csillagászati megfigyelési helyeken az átlagos érték 10 centiméter, a legjobb körülmények között eléri a 20 centimétert. A légkör hatása miatti szögfelbontás -ra korlátozódik , míg a diffrakcióból adódó felbontás általában . A professzionális teleszkópok az adaptív optikai rendszerek segítségével lépik túl a légkör hatásából adódó korlátokat . $r_{0}$ $\lambda /r_{0}$ $1.22\lambda /D$

Mivel a hullámhossztól függ, ként változik , ezért értékének csak egy adott hullámhosszhoz képest van értelme. Ha nincs megadva hullámhossz, akkor az értéket a következőnek tekintjük . $r_{0}$ $\lambda ^{6/5}$ $r_{0}$ $\lambda =0,5\mu m$

Lásd még

Megjegyzések

↑ Rövid záridővel a megfigyelt pont több részre lesz felosztva. Mindegyik rész elmozdul, ami hosszú expozíciónál körülbelül D/r0 átmérőjű foltot ad. Az egyes foltok méretét a teleszkóp pontszórásfüggvénye határozza meg.

Jegyzetek

↑ Fried, DL optikai felbontás véletlenszerűen inhomogén médiumon keresztül nagyon hosszú és nagyon rövid expozíciókhoz // Journal of the Optical Society of America : folyóirat. - 1966. - október ( 56. évf. , 10. sz.). - P. 1372-1379 . - doi : 10.1364/JOSA.56.001372 . - Iránykód .
↑ Hardy , John W. Adaptív optika csillagászati teleszkópokhoz . - Oxford University Press , 1998. - P. 92. - ISBN 0-19-509019-5 .