Paramètre Fried – Wikipedia wiki

Le Paramètre frit ^[d’abord] ou Longueur de cohérence de Fried (communément désigné comme

${displaystyle r_ {0}}$

) est une mesure de la qualité de la transmission optique à travers l’atmosphère due aux inhomogénéités aléatoires dans l’indice de réfraction de l’atmosphère. Dans la pratique, de telles inhomogénéités sont principalement dues à de minuscules variations de température (et donc de densité) à des échelles spatiales plus petites résultant du mélange turbulent aléatoire de variations de température plus grandes à des échelles spatiales plus grandes comme décrit pour la première fois par Kolmogorov. Le paramètre frit a des unités de longueur et est généralement exprimé en centimètres. Il est défini comme le diamètre d’une zone circulaire sur laquelle l’aberration du front d’onde RMS dû au passage à travers l’atmosphère est égale à 1 radian, et les valeurs typiques pertinentes pour l’astronomie sont dans les dizaines de centimètres en fonction des conditions atmosphériques. Pour un télescope avec une ouverture,

${displayStyle d}$

, le plus petit endroit qui peut être observé est donné par la fonction de propagation ponctuelle du télescope (PSF). La turbulence atmosphérique augmente le diamètre du plus petit point par un facteur approximativement

${displayStyle d / r_ {0}}$

(Pour de longues expositions ^[2] ). En tant que tel, l’imagerie à partir de télescopes avec des ouvertures beaucoup plus petites que

${displaystyle r_ {0}}$

est moins affecté par la vue atmosphérique que la diffraction due à la petite ouverture du télescope. Cependant, la résolution d’imagerie des télescopes avec des ouvertures beaucoup plus grande que

${displaystyle r_ {0}}$

(y compris tous les télescopes professionnels) sera limité par l’atmosphère turbulente, empêchant les instruments d’approcher la limite de diffraction.

Bien qu’il ne soit pas explicitement écrit dans son article, le paramètre Fried à la longueur d’onde

${displaystyle lambda}$

peut être exprimé ^[3] en termes de force dite de la turbulence atmosphérique

${displayStyle c_ {n} ^ {2}}$

(qui est en fait fonction des fluctuations de température ainsi que de la turbulence)

${displayStyle avec ‘}$

Le chemin de la lumière des étoiles:

où

${Displaystyle k = 2pi / lambda}$

est le nombre d’ondes. Si elle n’est pas spécifiée, une référence au paramètre frit en astronomie se réfère à un chemin dans la direction verticale. Lors de l’observation à un angle zénithal

${displaystyle zeta}$

, la ligne de vue passe à travers une colonne d’air qui est

${displaystyle sec zeta}$

des temps plus longs, produisant une plus grande perturbation de la qualité du front d’onde. Il en résulte un petit

${displaystyle r_ {0}}$

, de sorte qu’en termes de vertical chemin Avec , le paramètre frit opératoire

${displaystyle r_ {0}}$

est réduit selon:

Aux emplacements sélectionnés pour les observatoires, valeurs typiques pour

${displaystyle r_ {0}}$

varient de 5 cm pour la vue moyenne à 20 cm dans d’excellentes conditions de vision. La résolution angulaire est alors limitée à environ

${displaystyle lambda / r_ {0}}$

En raison de l’effet de l’atmosphère, tandis que la résolution due à la diffraction par une ouverture circulaire de diamètre

${displayStyle d}$

est généralement donné comme

${DisplayStyle 1.22Lambda / D}$

. Depuis que les télescopes professionnels ont des diamètres

${displayStyle dgg r_ {0}}$

, ils ne peuvent obtenir qu’une résolution d’image approchant leurs limites de diffraction en utilisant l’optique adaptative.

Parce que

${displaystyle r_ {0}}$

est une fonction de la longueur d’onde, variant comme

${DisplayStyle Lambda ^ {6/5}}$

, sa valeur n’est significative que par rapport à une longueur d’onde spécifiée. Lorsqu’il n’est pas indiqué explicitement, la longueur d’onde est généralement comprise

${DisplayStyle lambda = 0,5 mathrm {mu m}}$

.

Voir également [ modifier ]]

Les références [ modifier ]]