WikiDer > Жареный параметр

Эта статья может быть слишком техническим для большинства читателей, чтобы понять. Пожалуйста помогите улучшить это к сделать понятным для неспециалистов, не снимая технических деталей. (Февраль 2018 г.) (Узнайте, как и когда удалить этот шаблон сообщения)

В Жареный параметр^[1] или же Длина когерентности Фрида (обычно обозначается как ${ displaystyle r_ {0}}$) является мерой качества оптической передачи через атмосфера из-за случайных неоднородностей показателя преломления атмосферы. На практике такие неоднородности возникают в первую очередь из-за крошечных изменений температуры (и, следовательно, плотности) в меньших пространственных масштабах, возникающих в результате случайного турбулентного перемешивания больших вариаций температуры в больших пространственных масштабах, в первую очередь. описанный к Колмогоров. Параметр Fried имеет единицы длины и обычно выражается в сантиметрах. Он определяется как диаметр круглой области, над которой среднеквадратичное значение волновой фронт аберрация из-за прохождения через атмосферу равна 1 радиан. Для телескопа с апертурой ${ displaystyle D}$, самое маленькое пятно, которое можно наблюдать, дают телескопы Функция распределения точки (PSF). Атмосферная турбулентность увеличивает диаметр самого маленького пятна примерно в 1 раз. ${ displaystyle D / r_ {0}}$ (для длительных выдержек^[2]). Таким образом, изображения с телескопов с апертурой намного меньше ${ displaystyle r_ {0}}$ меньше подвержен влиянию атмосферных видя чем дифракция из-за малой апертуры телескопа. Однако разрешение изображения телескопов с апертурой намного больше ${ displaystyle r_ {0}}$ (включая все профессиональные телескопы) будут ограничены турбулентной атмосферой, не позволяющей приборам приближаться к предел дифракции.

Хотя это явно не написано в его статье, Жареный параметр на длине волны ${ displaystyle lambda}$ можно выразить^[3] с точки зрения так называемого сила атмосферной турбулентности ${ Displaystyle C_ {п} ^ {2}}$ (что на самом деле является функцией колебаний температуры, а также турбулентности) вдоль ${ displaystyle z '}$ путь звездного света:

${ displaystyle r_ {0} = left [0,423 , k ^ {2} , int _ { mathrm {Path}} C_ {n} ^ {2} (z ') , dz' right] ^ {- 3/5}}$

куда ${ Displaystyle к = 2 пи / лямбда}$ это волновое число. Если не указано иное, ссылка на параметр Фрида в астрономии означает путь в вертикальном направлении. При наблюдении на зенитный угол ${ displaystyle zeta}$, луч зрения проходит через столб воздуха, который ${ displaystyle sec zeta}$ раз дольше, вызывая большее нарушение качества волнового фронта. Это приводит к меньшему ${ displaystyle r_ {0}}$, так что с точки зрения вертикальный дорожка z, оперативный параметр Фрида ${ displaystyle r_ {0}}$ уменьшается согласно:

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

В местах, выбранных для обсерваторий, типичные значения для ${ displaystyle r_ {0}}$ диапазон от 10 см для средних условий видимости до 20 см при отличных условиях обзора. В угловое разрешение тогда ограничивается примерно ${ displaystyle lambda / r_ {0}}$ из-за влияния атмосферы, тогда как разрешение из-за дифракции круглым отверстием диаметром ${ displaystyle D}$ обычно дается как ${ displaystyle 1.22 lambda / D}$. Поскольку у профессиональных телескопов диаметр ${ displaystyle D gg r_ {0}}$, они могут получить разрешение изображения, приближающееся к их дифракционным пределам, только с помощью адаптивная оптика.

Потому что ${ displaystyle r_ {0}}$ является функцией длины волны, изменяющейся как ${ displaystyle lambda ^ {6/5}}$, его значение имеет смысл только по отношению к указанной длине волны. Если не указано иное, длина волны обычно понимается как ${ displaystyle lambda = 0,5 мкм}$.

Смотрите также

• Астрономическое видение
• Адаптивная оптика
• Частота по Гринвуду

Рекомендации