Войти
Диаграмма, показывающая смещение изображения Солнца на восходе и закат Атмосферная рефракция - это отклонение света или другой электромагнитной волны от прямой линии при прохождении через атмосферу из-за изменения в плотности воздуха как функции от высоты. Это преломление происходит из-за скорости света, проходящего через воздух, которая уменьшается (показатель преломления увеличивается) с увеличением плотности. Атмосферная рефракция у земли создает миражи. Такое преломление может также повышать или понижать, растягивать или укорачивать изображения удаленных объектов без привлечения миражей. Турбулентный воздух может заставлять далекие объекты мерцать или мерцать. Этот термин также применяется к преломлению звука. Атмосферная рефракция учитывается при измерении положения как небесных, так и земных объектов.
Астрономическое или небесное преломление заставляет астрономические объекты казаться выше над горизонтом, чем они есть на самом деле. Земное преломление обычно заставляет земные объекты казаться выше, чем они есть на самом деле, хотя днем, когда воздух у земли нагревается, лучи могут изгибаться вверх, заставляя объекты казаться ниже, чем они на самом деле.
Преломление влияет не только на лучи видимого света, но и на все электромагнитное излучение, хотя и в разной степени. Например, в видимом спектре синий цвет более подвержен влиянию, чем красный. Это может привести к тому, что астрономические объекты будут казаться рассредоточенными в спектре на изображениях с высоким разрешением.
Атмосфера преломляет изображение растущего полумесяца Луны, когда оно садится за горизонт. По возможности, астрономы планируют свои наблюдения в соответствии с времена кульминации, когда небесные объекты находятся выше всех в небе. Точно так же моряки не будут стрелять звездой ниже 20 ° над горизонтом. Если невозможно избежать наблюдения за объектами вблизи горизонта, можно оборудовать оптический телескоп системами управления для компенсации смещения, вызванного рефракцией. Если дисперсия также является проблемой (в случае широкополосных наблюдений с высоким разрешением), также можно использовать корректоры атмосферной рефракции (сделанные из пар вращающихся стеклянных призм ).
Поскольку величина атмосферной рефракции является функцией градиента температуры, температуры, давления и влажности (количество водяного пара, что особенно важно в средних инфракрасных длинах волн), количество усилий, необходимых для успешной компенсации, может быть недопустимым. С другой стороны, геодезисты часто планируют свои наблюдения во второй половине дня, когда величина рефракции минимальна.
Атмосферная рефракция становится более сильной при сильных градиентах температуры, а рефракция неоднородна, когда атмосфера неоднородна, например, когда турбулентность возникает в воздухе. Это вызывает неоптимальные условия видимости, такие как мерцание звезд и различные деформации видимой формы Солнца незадолго до закат или после восхода.
Атмосферная рефракция, искажающая солнечный диск в неровную форму, когда он устанавливается в нижнем горизонте. Астрономическая рефракция касается углового положения небесных тел, их внешнего вида как точечных источников и, за счет дифференциальной рефракции, формы протяженных тел, таких как Солнце и Луна.
Атмосферное преломление света от звезды - это ноль в зените, менее 1 '(одна угловая минута ) при кажущейся высоте 45 °, и все же только 5,3 ′ на высоте 10 °; он быстро увеличивается с уменьшением высоты, достигая 9,9 ′ на высоте 5 °, 18,4 ′ на высоте 2 ° и 35,4 ′ на горизонте ; все значения приведены для 10 ° C и 1013,25 гПа в видимой части спектра.
На горизонте преломление немного больше видимого диаметра Солнца, поэтому, когда кажется, что нижняя часть солнечного диска касается горизонта, истинная высота Солнца отрицательна. Если в этот момент атмосфера внезапно исчезнет, солнце не будет видно, так как оно будет полностью за горизонтом. По соглашению, восход и закат относятся к временам, когда верхняя конечность Солнца появляется или исчезает с горизонта, а стандартное значение истинной высоты Солнца составляет -50 ′: -34 ′ Для преломления и −16 ′ для полудиаметра Солнца. Высота небесного тела обычно указывается для центра диска тела. В случае Луны необходимы дополнительные поправки на горизонтальный параллакс Луны и ее видимый полудиаметр; оба изменяются в зависимости от расстояния Земля – Луна.
Рефракция около горизонта сильно изменчива, в основном из-за изменчивости градиента температуры у поверхности Земли и геометрической чувствительности почти горизонтальных лучей к этой изменчивости. Еще в 1830 году Фридрих Бессель обнаружил, что даже после внесения всех поправок на температуру и давление (но не на температурный градиент) у наблюдателя высокоточные измерения рефракции меняются на ± 0,19 'при двух градусах. над горизонтом и на ± 0.50 ′ на полградуса над горизонтом. На горизонте и ниже значения рефракции, значительно превышающие номинальное значение 35,4 ′, наблюдались в широком диапазоне климатов. Георг Константин Бурис измерил рефракцию 4 ° для звезд на горизонте в Афинской обсерватории, и во время своей злополучной работы сэр Эрнест Шеклтон зафиксировал преломление 2 ° 37 ′ :
«Солнце, которое« определенно его последнее появление »семь дней назад удивило нас, подняв более половины своего диска над горизонтом 8 мая. Свечение на северном горизонте превратилось в солнце в 11 утра того дня. Четверть часа спустя неразумный посетитель снова исчез, только чтобы снова подняться в 11:40, установить в 13:00, встать в 13:10 и медленно зайти в 13:20. Эти любопытные явления произошли из-за рефракции, которая составила 2 ° 37 ′ в 13:20. Температура была на 15 ° ниже 0 ° по Фаренгейту, и мы подсчитали, что рефракция на 2 ° выше нормы ».
Ежедневные изменения погоды будут влиять на точное время восхода и заката, а также восхода и захода луны, и по этой причине обычно не имеет смысла определять время восхода и захода с большей точностью, чем ближайшая минута. Более точные расчеты могут быть полезны для определения ежедневных изменений времени нарастания и установления, которые могут произойти при стандартном значении рефракции, если понятно, что фактические изменения могут отличаться из-за непредсказуемых изменений рефракции.
Поскольку атмосферная рефракция номинально составляет 34 'на горизонте, но только 29' на 0,5 ° над ним, заходящее или восходящее солнце кажется сглаженным примерно на 5 футов (примерно 1/6 своего видимого диаметра)..
Янг выделил несколько областей, где были применимы разные методы расчета астрономической рефракции. В верхней части неба, с зенитным расстоянием менее 70 ° (или высотой более 20 °), различные простые формулы преломления, основанные на показателе преломления (и, следовательно, на температуре, давлении, и влажность) у наблюдателя адекватны. Между 20 ° и 5 ° горизонта градиент температуры становится доминирующим фактором и численным интегрированием с использованием такого метода, как метод Ауэра и Стэндиша, и использования градиента температуры стандартной атмосферы и измеренные условия у наблюдателя, не требуется. Ближе к горизонту при численном интегрировании необходимо использовать фактические измерения изменений с высотой местного температурного градиента. Ниже астрономического горизонта рефракция настолько изменчива, что можно сделать только грубые оценки астрономической рефракции; например, наблюдаемое время восхода или захода солнца может меняться на несколько минут изо дня в день. Как отмечает Морской альманах, «фактические значения… рефракции на малых высотах могут в экстремальных атмосферных условиях значительно отличаться от средних значений, используемых в таблицах».
График зависимости преломления от высота с использованием формулы Беннета 1982 года Для расчета астрономической рефракции было разработано множество различных формул; они достаточно последовательны, отличаются между собой на несколько угловых минут на горизонте и становятся все более последовательными по мере приближения к зениту. Более простые формулировки включали не что иное, как температуру и давление у наблюдателя, мощность котангенса видимой высоты астрономического тела и, в терминах высшего порядка, высоту вымышленной однородной атмосферы. Простейшая версия этой формулы, которую Смарт считал точной только в пределах 45 ° от зенита, выглядит следующим образом:
где R - рефракция в радианах, n 0 - показатель преломления у наблюдателя (что зависит от температуры и давления), а h a - это видимая высота астрономического тела.
Раннее простое приближение этой формы, которое напрямую учитывало температуру и давление у наблюдателя, было разработано Джорджем Комстоком :
где R - рефракция в угловых секундах, b - барометрическое давление в миллиметров ртутного столба, а t - температура Цельсия. Комсток считал, что эта формула дает результаты в пределах одной угловой секунды значений Бесселя для рефракции от 15 ° над горизонтом до зенита.
Дальнейшее расширение в терминах третьей степени Котангенс кажущейся высоты включает H 0, высоту однородной атмосферы, в дополнение к обычным условиям у наблюдателя:
![{\ displaystyle R = (n_ {0} -1) (1-H_ {0}) \ cot h _ {\ mathrm {a}} - (n_ {0} -1) [H_ {0} - {\ frac {1} {2}} (n_ {0 } -1)] \ cot ^ {3} h _ {\ mathrm {a}}.}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/355d5b7d9b399cffc9a91350d35c7b27dbb2d219)
Версия этой формулы используется в Международном астрономическом союзе Стандарты фундаментальной астрономии; Сравнение алгоритма IAU с более строгими процедурами трассировки лучей показало согласие в пределах 60 миллисекунд на высотах выше 15 °.
Беннетт разработал другую простую эмпирическую формулу для расчета рефракции с видимой высоты что дает показатель преломления R в угловых минутах:
Эта формула используется в U. Программное обеспечение векторной астрометрии S. Naval Observatory, которое, как сообщается, согласуется с более сложным алгоритмом Гарфинкеля в пределах 0,07 'во всем диапазоне от зенита до горизонта. Сомундссон разработал обратную формулу для определения рефракции с истинной высоты; если h - истинная высота в градусах, рефракция R в угловых минутах определяется как
формула согласуется с формулой Беннета с точностью до 0,1 '. Формулы Беннета и Сэмундссона предполагают атмосферное давление, равное 101,0 кПа, и температуру 10 ° C; для различных значений давления P и температуры T рефракция, рассчитанная по этим формулам, умножается на
Рефракция увеличивается примерно на 1% при повышении давления на 0,9 кПа и уменьшается примерно на 1% при каждом понижении давления на 0,9 кПа. Точно так же рефракция увеличивается примерно на 1% на каждые 3 ° C снижения температуры и уменьшается примерно на 1% на каждые 3 ° C повышения температуры.
Анимированное изображение поверхности Луны демонстрирует эффекты атмосферной турбулентности на изображении. Турбулентность в атмосфере Земли рассеивает свет звезд, заставляя их казаться ярче и тусклее на временной шкале миллисекунд. Самые медленные компоненты этих колебаний видны как мерцание (также называемое сцинтилляцией).
Турбулентность также вызывает небольшие спорадические движения изображения звезды и вызывает быстрые искажения в его структуре. Эти эффекты не видны невооруженным глазом, но их можно легко увидеть даже в небольшой телескоп. Они нарушают астрономические условия зрения. В некоторых телескопах используется адаптивная оптика, чтобы уменьшить этот эффект.
Земная рефракция, иногда называемая геодезической рефракцией, имеет дело с видимым угловым положением и измеренным расстоянием до земных тел. Особое внимание уделяется производству точных карт и обзоров. Поскольку луч зрения при земной рефракции проходит вблизи поверхности земли, величина рефракции зависит главным образом от градиента температуры у земли, который широко варьируется в разное время суток, сезоны года, характер местности, состояние погоды и других факторов.
В общем приближении земная рефракция рассматривается как постоянное изгибание луча света или луча зрения, при котором луч можно рассматривать как описывающий круговой путь. Распространенной мерой преломления является коэффициент преломления. К сожалению, есть два разных определения этого коэффициента. Один - это отношение радиуса Земли к радиусу луча зрения, другой - отношение угла, на который луч зрения проходит в центре Земли, к углу преломления, измеренному у наблюдателя. Поскольку последнее определение измеряет только изгиб луча на одном конце линии обзора, это половина значения первого определения.
Коэффициент преломления напрямую связан с местным вертикальным градиентом температуры и атмосферной температурой и давлением. Увеличенная версия коэффициента k, измеряющего отношение радиуса Земли к радиусу прямой видимости, определяется как:
где температура T указана в кельвинах, давление P в миллибарах и высота h в метрах. Угол преломления увеличивается с коэффициентом преломления и с длиной луча зрения.
Хотя прямая линия, ведущая от вашего глаза к далекой горе, может быть перекрыта более близким холмом, луч может изгибаться достаточно, чтобы сделать дальний пик видимым. Удобный метод анализа влияния рефракции на видимость - это рассмотреть увеличенный эффективный радиус Земли R eff, определяемый как
где R - радиус Земли, а k - коэффициент преломления. В рамках этой модели луч можно рассматривать как прямую линию на Земле увеличенного радиуса.
Кривизна преломленного луча в угловых секундах на метр может быть вычислена с использованием соотношения
где 1 / σ - кривизна луча в угловых секундах на метр, P - давление в миллибарах, T - температура в Кельвинах, а β - угол луча к горизонтали. Умножение половины кривизны на длину пути луча дает угол преломления у наблюдателя. Для луча зрения вблизи горизонта cos β мало отличается от единицы и им можно пренебречь. Это дает
где L - длина луча зрения в метрах, а Ω - рефракция у наблюдателя, измеренная в угловых секундах.
Простое приближение состоит в том, чтобы учесть, что видимая высота горы перед вашим глазом (в градусах) будет превышать ее истинную высоту на расстояние в километрах, деленное на 1500. Это предполагает достаточно горизонтальную линию обзора и обычную плотность воздуха. ; если гора очень высокая (большая часть обзора находится в более разреженном воздухе), вместо этого разделите на 1600.
