Els telescopis astronòmics recullen els raigs de llum procedents dels objectes celests i els transformen en
imatges el més nítides possible. No obstant, al travessar l’atmosfera, aquests raigs de llum pateixen tot un
seguit de processos que empitjoren la qualitat de la imatge obtinguda. Un dels processos més rellevants és
la distorsió del front d’ona.
La distorsió del front d’ona pot ésser mesurada i compensada amb els sistemes d’òptica adaptativa que
s’incorporen a les instal·lacions dels telescopis. Tant per al dimensionament d’aquests sistemes com per a
l’elecció de la ubicació de les instal·lacions o per al disseny de la forma exterior del telescopi és
convenient estimar el valor absolut de la distorsió del front d’ona.
Els paràmetres que permeten quantificar la distorsió del front d’ona (i la qualitat de la visió) són la
distribució del coeficient d’estructura de l’índex de refracció de l’aire (Cn
2), el paràmetre de Fried (r0) i la
freqüència de Greenwood (fG). El camp del coeficient d’estructura de l’índex de refracció (Cn
2) es pot
estimar a partir dels valors mitjans dels camps de velocitat de l’aire i la seva pressió i temperatura, i de la
difusivitat turbulenta, que depèn del grau de turbulència del flux d’aire. Pel que fa al paràmetre de Fried
(r0) i la freqüència de Greenwood (fG) es poden obtenir d’integrar el camp del coeficient d’estructura de
l’índex de refracció (Cn
2) al llarg d’un raig de llum, i presenten també dependència de la longitud d’ona
del raig de llum incident
