Parâmetro frito - Fried parameter
O parâmetro de Fried ou comprimento de coerência de Fried (comumente designado como ) é uma medida da qualidade da transmissão óptica através da atmosfera devido a não homogeneidades aleatórias no índice de refração da atmosfera. Na prática, tais inomogeneidades são principalmente devido a pequenas variações na temperatura (e, portanto, densidade) em escalas espaciais menores, resultantes da mistura turbulenta aleatória de variações de temperatura maiores em escalas espaciais maiores, conforme descrito pela primeira vez por Kolmogorov . O parâmetro Fried tem unidades de comprimento e é normalmente expresso em centímetros. É definido como o diâmetro de uma área circular sobre a qual a aberração da frente de onda rms devido à passagem pela atmosfera é igual a 1 radiano , e os valores típicos relevantes para a astronomia estão na casa das dezenas de centímetros dependendo das condições atmosféricas. Para um telescópio com abertura ,, o menor ponto que pode ser observado é dado pela função Point spread (PSF) dos telescópios . A turbulência atmosférica aumenta o diâmetro do menor ponto por um fator aproximadamente (para exposições longas). Como tal, imagens de telescópios com aberturas muito menores do que são menos afetadas pela visão atmosférica do que difração devido à pequena abertura do telescópio. No entanto, a resolução de imagem de telescópios com aberturas muito maiores (incluindo todos os telescópios profissionais) será limitada pela atmosfera turbulenta, impedindo que os instrumentos se aproximem do limite de difração .
Embora não esteja explicitamente escrito em seu artigo, o parâmetro de Fried no comprimento de onda pode ser expresso em termos da chamada força de turbulência atmosférica (que na verdade é uma função das flutuações de temperatura, bem como da turbulência) ao longo do caminho da luz das estrelas:
![{\ displaystyle r_ {0} = \ left [0,423 \, k ^ {2} \, \ int _ {\ mathrm {Path}} C_ {n} ^ {2} (z ') \, dz' \ right] ^ {- 3/5}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/39dae7d07bfc1e9c679c65f58137d74c682aba84)
onde está o número de onda . Se não for especificado, uma referência ao parâmetro Fried em astronomia é entendida como se referindo a um caminho na direção vertical. Ao observar em um ângulo zenital , a linha de visão passa por uma coluna de ar que é vezes mais longa, produzindo uma maior perturbação na qualidade da frente de onda. Isso resulta em um menor , de modo que em termos do caminho vertical z , o parâmetro operativo de Fried é reduzido de acordo com:
![{\ displaystyle r_ {0} = \ left [0,423 \, k ^ {2} \, \ sec \ zeta \ int _ {\ mathrm {Vertical}} C_ {n} ^ {2} (z) \, dz \ direita] ^ {- 3/5} = (\ cos \ zeta) ^ {3/5} \ r_ {0} ^ {(vertical)}.}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/e88346ff039cb36b0965711a696bdd5f7505da23)
Em locais selecionados para observatórios, os valores típicos para variam de 10 cm para visão média a 20 cm em condições excelentes de visão. A resolução angular é então limitada a cerca de devido ao efeito da atmosfera, enquanto a resolução devido à difração por uma abertura circular de diâmetro é geralmente dada como . Como os telescópios profissionais têm diâmetros , eles só podem obter uma resolução de imagem que se aproxime de seus limites de difração empregando ótica adaptativa .
Por ser função do comprimento de onda, variando conforme , seu valor só é significativo em relação a um comprimento de onda especificado. Quando não declarado explicitamente, o comprimento de onda é normalmente entendido como sendo .
