El parámetro de Fried [1] o longitud de coherencia de Fried (comúnmente designado como ) es una medida de la calidad de la transmisión óptica a través de la atmósfera debido a inhomogeneidades aleatorias en el índice de refracción de la atmósfera. En la práctica, tales inhomogeneidades se deben principalmente a pequeñas variaciones en la temperatura (y por lo tanto la densidad) en escalas espaciales más pequeñas que resultan de la mezcla turbulenta aleatoria de variaciones de temperatura más grandes en escalas espaciales más grandes como lo describió por primera vez Kolmogorov . El parámetro de Fried tiene unidades de longitud y generalmente se expresa en centímetros. Se define como el diámetro de un área circular sobre la cual la aberración del frente de onda rms debido al paso a través de la atmósfera es igual a 1 radián , y los valores típicos relevantes para la astronomía están en las decenas de centímetros dependiendo de las condiciones atmosféricas. Para un telescopio con una apertura, , el punto más pequeño que se puede observar está dado por la función de dispersión de puntos (PSF) del telescopio. La turbulencia atmosférica aumenta el diámetro del punto más pequeño por un factor aproximadamente (para exposiciones largas [2] ). Por lo tanto, las imágenes obtenidas con telescopios con aperturas mucho más pequeñas que 1 se ven menos afectadas por la visibilidad atmosférica que por la difracción debido a la pequeña apertura del telescopio. Sin embargo, la resolución de las imágenes obtenidas con telescopios con aperturas mucho más grandes que 1 (incluidos todos los telescopios profesionales) estará limitada por la atmósfera turbulenta, lo que impedirá que los instrumentos se acerquen al límite de difracción .
Aunque no está escrito explícitamente en su artículo, el parámetro de Fried en longitud de onda se puede expresar [3] en términos de la llamada fuerza de turbulencia atmosférica (que en realidad es una función de las fluctuaciones de temperatura, así como de la turbulencia) a lo largo del camino de la luz de las estrellas: donde es el número de onda . Si no se especifica, se entiende que una referencia al parámetro de Fried en astronomía se refiere a un camino en dirección vertical. Al observar en un ángulo cenital , la línea de visión pasa a través de una columna de aire que es 100 veces más larga, lo que produce una mayor perturbación en la calidad del frente de onda. Esto da como resultado un 100 menor , de modo que en términos del camino vertical z , el parámetro de Fried operativo se reduce de acuerdo con:
En los lugares seleccionados para los observatorios, los valores típicos para varían de 5 cm para una visibilidad media a 20 cm en condiciones de visibilidad excelentes. La resolución angular se limita entonces a aproximadamente debido al efecto de la atmósfera, mientras que la resolución debida a la difracción por una abertura circular de diámetro se da generalmente como . Dado que los telescopios profesionales tienen diámetros , solo pueden obtener una resolución de imagen que se acerque a sus límites de difracción empleando óptica adaptativa .
Dado que es una función de la longitud de onda, que varía según , su valor solo es significativo en relación con una longitud de onda específica. Cuando no se indica explícitamente, normalmente se entiende que la longitud de onda es .
![{\displaystyle r_{0}=\left[0.423\,k^{2}\,\int _{\mathrm {Camino} }C_{n}^{2}(z')\,dz'\right]^{-3/5}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/39dae7d07bfc1e9c679c65f58137d74c682aba84)
![{\displaystyle r_{0}=\left[0.423\,k^{2}\,\sec \zeta \int _{\mathrm {Vertical}}C_{n}^{2}(z)\,dz\right]^{-3/5}=(\cos \zeta )^{3/5}\ r_{0}^{\text{(vertical)}}.}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/7a1660b9a0154a03622da2f6addb2db4294a60cf)
