Paistettu parametri

Fried-parametri [1] tai Fried-koherenssipituus (yleensä merkitty ) on arvo, joka kuvaa ilmakehän optista läpäisevyyttä, joka johtuu sen taitekertoimen vaihteluista . Ensinnäkin nämä vaihtelut johtuvat pienistä lämpötilan (ja siten tiheyden) vaihteluista pienissä ilmamäärissä, jotka johtuvat suurempien ilmavirtojen turbulenttisesta sekoituksesta, ja ne kuvaili ensimmäisenä Kolmogorov . Fried-parametri mitataan pituusyksiköissä, yleensä senttimetreissä. Se määritellään sen pyöreän alueen halkaisijaksi, jonka sisällä ilmakehän läpi kulkemisesta johtuva aaltorintaman standardipoikkeama on 1 radiaani . Apertuuriteleskoopin osalta pienin havaittavissa oleva piste määräytyy kaukoputken pistehajautusfunktion mukaan. Ilmakehän turbulenssi kasvattaa pienimmän erotettavissa olevan halkaisijaa noin kertoimella (pitkällä valotuksella [comm. 1] ). Siten kaukoputket, joiden aukot ovat paljon pienemmät , rajoittavat enemmän diffraktiorajaa kuin ilmakehän turbulenssin aiheuttamaa vääristymää. Sitä vastoin ilmakehän turbulenssi rajoittaa huomattavasti suurempien aukkojen (jotka sisältävät kaikki ammattiteleskoopit) resoluutiota ja estää niitä saavuttamasta diffraktiorajaa. $r_{0}$ $D$ $D/r_{0}$ $r_{0}$ $r_{0}$

Fried-parametri aallonpituudella voidaan ilmaista [ 2] -profiilina (turbulenssivoiman jakauman riippuvuus korkeudesta): $\lambda$ $C_{n}^{2}$

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

Tähtitieteen oletuksena oletetaan, että Fried-parametri lasketaan suoraan havaintoalueen yläpuolella oleville kohteille. Zeniittikulmasta katsottuna aaltorintaman reitti on useita kertoja pidempi, mikä lisää aaltorintaman vääristymistä. Seurauksena , se pienenee, joten Fried-parametrin tehollinen arvo pienenee seuraavan kaavan mukaan: $\zeta$ $\sec \zeta$ $r_{0}$

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

Tähtitieteellisten havaintojen paikoissa keskiarvo on 10 senttimetriä ja parhaimmillaan 20 senttimetriä. Ilmakehän vaikutuksesta johtuva kulmaresoluutio rajoittuu arvoon , kun taas diffraktiosta johtuva resoluutio määritellään yleensä muotoon . Ammattiteleskoopit ylittävät ilmakehän vaikutuksen aiheuttamat rajoitukset adaptiivisten optiikkajärjestelmien avulla . $r_{0}$ $\lambda /r_{0}$ $1.22\lambda /D$

Koska se riippuu aallonpituudesta muuttuen muodossa , sen arvolla on järkeä vain suhteessa tiettyyn aallonpituuteen. Jos aallonpituutta ei ole annettu, arvon oletetaan olevan . $r_{0}$ $\lambda ^{6/5}$ $r_{0}$ $\lambda =0,5\mu m$

Katso myös

Kommentit

↑ Lyhyellä suljinnopeudella havaittu piste jaetaan useisiin osiin. Jokainen osa liikkuu, mikä antaa pisteen, jonka halkaisija on noin D/r0 pitkällä valotusajalla. Jokaisen pisteen koko määräytyy kaukoputken pistehajautusfunktion mukaan.

Muistiinpanot

↑ Fried, DL optinen resoluutio satunnaisen epähomogeenisen väliaineen kautta erittäin pitkille ja erittäin lyhyille altistuksille // Journal of the Optical Society of America : päiväkirja. - 1966. - lokakuu ( osa 56 , nro 10 ). - s. 1372-1379 . - doi : 10.1364/JOSA.56.001372 . - .
↑ Hardy , John W. Mukautuva optiikka tähtitieteellisiin teleskooppeihin . - Oxford University Press , 1998. - S. 92. - ISBN 0-19-509019-5 .