Parámetro de Fried

Al observar una estrella a través de un telescopio, la atmósfera distorsiona la luz incidente, lo que provoca imágenes borrosas y que las estrellas centelleen . El parámetro de Fried , o longitud de coherencia de Fried , es una magnitud que mide la intensidad de esta distorsión óptica. Se denota con el símbolo${\displaystyle r_{0}}$y tiene unidades de longitud, generalmente expresadas en centímetros. ^{[ 1 ]}

El parámetro de Fried puede considerarse como el diámetro de un "tubo" de aire relativamente tranquilo a través de la atmósfera turbulenta. Dentro de esta área, la visión es buena. Un telescopio con un diámetro de apertura${\displaystyle D}$que es más pequeño que${\displaystyle r_{0}}$puede alcanzar una resolución cercana a su mejor resolución teórica (el límite de difracción ). Sin embargo, para telescopios con aperturas mucho mayores que${\displaystyle r_{0}}$—que incluye todos los telescopios profesionales modernos— la resolución de la imagen está limitada por la atmósfera, no por el tamaño del telescopio. La resolución angular de un telescopio grande sin óptica adaptativa está limitada a aproximadamente${\displaystyle \lambda /r_{0}}$, dónde${\displaystyle \lambda }$es la longitud de onda de la luz observada. En buenos sitios de observación,${\displaystyle r_{0}}$Suele ser de 10 a 20  cm en longitudes de onda visibles. Los grandes telescopios terrestres utilizan óptica adaptativa para compensar los efectos atmosféricos y alcanzar el límite de difracción.

Técnicamente, el parámetro de Fried se define como el diámetro de un área circular sobre la cual la aberración del frente de onda rms es igual a 1 radián .

Durante la noche,${\displaystyle r_{0}}$Varía en todas las escalas de tiempo, lo que significa que en breves instantes puede ser muy grande o muy pequeña. Al fotografiar objetos brillantes, se pueden tomar muchas exposiciones breves y algunas serán buenas imágenes con menos distorsión. ^{[ 2 ]} Las mejores imágenes se pueden combinar para producir una imagen más nítida. Esta técnica se conoce como imagen de suerte . ^{[ 3 ]}

Aunque no está escrito explícitamente en su artículo original, el parámetro de Fried en la longitud de onda${\displaystyle \lambda }$puede expresarse en términos de la intensidad de la turbulencia atmosférica${\displaystyle C_{n}^{2}(z')}$(que es una función de las fluctuaciones de temperatura y turbulencia) a lo largo de la trayectoria de la luz.${\displaystyle z'}$: ^{[ 4 ]}$${\displaystyle r_{0}=\left[0.423\,k^{2}\,\int _{\mathrm {Path} }C_{n}^{2}(z')\,dz'\right]^{-3/5}}$$dónde${\displaystyle k=2\pi /\lambda }$es el número de onda . Si no se especifica, se asume que la trayectoria es en dirección vertical.

Al observar una estrella en un ángulo cenital${\displaystyle \zeta }$La luz viaja a través de una columna de atmósfera más larga por un factor de${\displaystyle \sec \zeta }$Esto aumenta la perturbación, lo que resulta en una menor${\displaystyle r_{0}}$:$${\displaystyle r_{0}=(\cos \zeta )^{3/5}\ r_{0}^{\text{(vertical)}}.}$$Porque${\displaystyle r_{0}}$varía con la longitud de onda como${\displaystyle \lambda ^{6/5}}$Su valor solo tiene sentido cuando se especifica la longitud de onda de observación. Si no se indica, normalmente se asume que es${\displaystyle \lambda =0.5\,\mathrm {\mu m} }$(en el espectro visible).

• Visión astronómica
• Óptica adaptativa
• Frecuencia de Greenwood