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 faltas de homogeneidad aleatoria en el índice de refracción de la atmósfera. En la práctica, tales faltas de homogeneidad se deben principalmente a pequeñas variaciones de temperatura (y por lo tanto de densidad) en escalas espaciales más pequeñas que resultan de una 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 normalmente se expresa en centímetros. Se define como el diámetro de un área circular sobre la cual la aberración eficaz del frente de onda debida al paso a través de la atmósfera es igual a 1 radian , y los valores típicos relevantes para la astronomía están en decenas de centímetros dependiendo de las condiciones atmosféricas. Para un telescopio con una apertura, el punto más pequeño que se puede observar viene dado por la función de dispersión de puntos (PSF) del telescopio. La turbulencia atmosférica aumenta el diámetro del punto más pequeño aproximadamente en un factor (para exposiciones prolongadas [2] ). Como tal, las imágenes de telescopios con aperturas mucho más pequeñas se ven menos afectadas por la visión atmosférica que por la difracción debido a la pequeña apertura del telescopio. Sin embargo, la resolución de imágenes de telescopios con aperturas mucho mayores (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 la turbulencia atmosférica (que en realidad es una función de las fluctuaciones de temperatura y de la turbulencia) a lo largo de la trayectoria de la luz estelar: ¿Dónde está el número de onda ? Si no se especifica, se entiende que una referencia al parámetro de Fried en astronomía hace referencia a un camino en dirección vertical. Al observar en ángulo cenital , la línea de visión pasa a través de una columna de aire que es varias veces más larga, produciendo una mayor perturbación en la calidad del frente de onda. Esto da como resultado un menor , de modo que en términos de la trayectoria vertical z , el parámetro operativo de Fried se reduce de acuerdo con:
En los lugares seleccionados para los observatorios, los valores típicos de van desde 5 cm para una visión promedio hasta 20 cm en condiciones de visión 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 apertura circular de diámetro generalmente se da como . Dado que los telescopios profesionales tienen diámetros , sólo pueden obtener una resolución de imagen cercana a sus límites de difracción empleando óptica adaptativa .
Debido a que es una función de la longitud de onda y varía como , 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 {Ruta} }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\ derecha]^{-3/5}=(\cos \zeta )^{3/5}\ r_{0}^{\text{(vertical)}}.}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/7a1660b9a0154a03622da2f6addb2db4294a60cf)
