El parámetro de Fried [1] o la longitud de coherencia de Fried (comúnmente designado como) es una medida de la calidad de la transmisión óptica a través de la atmósfera debido a inhomogeneidades aleatorias en el índice de refracción de la atmósfera. En la práctica, tales inhomogeneidades se deben principalmente a pequeñas variaciones de temperatura (y por lo tanto de densidad) en escalas espaciales más pequeñas que resultan de una mezcla turbulenta aleatoria de variaciones de temperatura más grandes en escalas espaciales más grandes como describió por primera vez Kolmogorov . El parámetro de Fried tiene unidades de longitud y normalmente se expresa en centímetros. Se define como el diámetro de un área circular sobre la cual la aberración del frente de onda rms debida al paso a través de la atmósfera es igual a 1 radianes. , y los valores típicos relevantes para la astronomía están en decenas de centímetros dependiendo de las condiciones atmosféricas. Para un telescopio con apertura,, la mancha más pequeña que se puede observar viene dada por la función de dispersión de puntos del telescopio (PSF). La turbulencia atmosférica aumenta el diámetro del punto más pequeño en un factor de aproximadamente(para exposiciones prolongadas [2] ). Como tal, las imágenes de telescopios con aperturas mucho más pequeñas quese ve menos afectado por la visión atmosférica que por la difracción debido a la pequeña apertura del telescopio. Sin embargo, la resolución de imagen de los telescopios con aperturas mucho mayores que(incluidos todos los telescopios profesionales) estará limitado por la atmósfera turbulenta, lo que evitará que los instrumentos se acerquen al límite de difracción .
Aunque no está escrito explícitamente en su artículo, el parámetro de Fried en la longitud de ondapuede expresarse [3] en términos de la denominada fuerza de turbulencia atmosférica (que en realidad es una función de las fluctuaciones de temperatura y de la turbulencia) a lo largo de el camino de la luz de las estrellas:
dónde es el número de onda . Si no se especifica, se entiende que una referencia al parámetro de Fried en astronomía se refiere a una trayectoria en dirección vertical. Al observar en un ángulo cenital , la línea de visión pasa a través de una columna de aire que veces más, produciendo una mayor perturbación en la calidad del frente de onda. Esto da como resultado un menor, de modo que en términos de la trayectoria vertical z , el parámetro operativo de Fried se reduce según:
En las ubicaciones seleccionadas para los observatorios, los valores típicos de oscilan entre 10 cm para una visión media y 20 cm en condiciones de visibilidad excelentes. La resolución angular se limita entonces a aproximadamentedebido al efecto de la atmósfera, mientras que la resolución debida a la difracción por una apertura circular de diámetro generalmente se da como . Dado que los telescopios profesionales tienen diámetros, solo pueden obtener una resolución de imagen que se acerque a sus límites de difracción mediante el empleo de óptica adaptativa .
Porque es una función de la longitud de onda, variando como , su valor solo es significativo en relación con una longitud de onda especificada. Cuando no se indica explícitamente, la longitud de onda se entiende típicamente como.
Ver también
Referencias
- ^ Fried, DL (octubre de 1966). "Resolución óptica a través de un medio aleatorio no homogéneo para exposiciones muy largas y muy cortas". Revista de la Optical Society of America . 56 (10): 1372-1379. Código Bibliográfico : 1966JOSA ... 56.1372F . doi : 10.1364 / JOSA.56.001372 .
- ^ Para exposiciones cortas, la mancha observada se dividirá en varias motas. Cada mota se moverá en el tiempo para integrarse durante una exposición prolongada hasta un diámetro de aproximadamente D / r0. El tamaño de cada mota viene dado por la función de dispersión de puntos del telescopio.
- ^ Hardy, John W. (1998). Óptica adaptativa para telescopios astronómicos . Prensa de la Universidad de Oxford . pag. 92. ISBN 0-19-509019-5.