Refrakcija
refrakcija je različite vrste i manifestacije refraktivnih elektromagnetnih talasa zbog zakrivljenosti putanje širenja ovih talasa.
Pravi se razlika između prelamanja svjetlosnih valova, uključujući i prelamanje zraka nevidljivog (infracrvenog) dijela spektra, i prelamanja radio valova, budući da zakrivljenost zraka oba valova ovisi o njihovom indeksu loma duž putanja njihovog širenja u atmosferi, a sam indeks loma je funkcija valne dužine.
Zakrivljenost svjetlosnih zraka zbog prelamanja u optički nehomogenom mediju sa kontinuiranim promjenjivim indeksom prelamanja od tačke do tačke naziva se lom svjetlosti.
Zakrivljenost svjetlosnih zraka iz nebeskih tijela pri prolasku kroz Zemljinu atmosferu, zbog smanjenja gustine atmosfere (a samim tim i njene relativne permitivnosti i apsolutnog indeksa prelamanja) kako se udaljava od Zemljine površine, naziva se astronomska refrakcija. U ovom slučaju, objekt posmatranja (izvor uočenih elektromagnetnih oscilacija) nalazi se izvan zemljine atmosfere. Čak može biti na beskonačno velikoj udaljenosti u poređenju sa radijusom globusa.
Zakrivljenost svjetlosnih zraka iz udaljenih zemaljskih izvora, koja se javlja u atmosferskom sloju uz površinu Zemlje, naziva se zemaljska refrakcija. U ovom slučaju, izvor uočenih elektromagnetnih oscilacija nalazi se u zemljinoj atmosferi.
Zbog heterogenosti strukture Zemljine atmosfere, u kojoj je indeks loma u različitim tačkama u svemiru različit i menja se tokom vremena, snop elektromagnetni talas je prostorna kriva sa promjenjivom zakrivljenošću i torzijom. Projekcije ove krive na vertikalnu i horizontalnu ravninu u tački posmatranja nazivaju se vertikalna i horizontalna (bočna) refrakcija, respektivno.
Prolazeći kroz Zemljinu atmosferu, zraci svjetlosti mijenjaju pravolinijski smjer. Zbog povećanja gustine atmosfere, prelamanje svjetlosnih zraka se povećava kako se približava površini Zemlje. Kao rezultat toga, posmatrač vidi nebeska tijela kao da su podignuta iznad horizonta pod uglom koji se naziva astronomska refrakcija.
Refrakcija je jedan od glavnih izvora kako sistematskih tako i slučajnih grešaka u posmatranju. Godine 1906 Newcomb je pisao da ne postoji takva grana praktične astronomije o kojoj se pisalo toliko kao o lomu, a koja bi bila u tako nezadovoljavajućem stanju. Sve do sredine 20. vijeka astronomi su svoja zapažanja sveli na tablice refrakcije sastavljene u 19. vijeku. Glavni nedostatak svih starih teorija bilo je netačno razumijevanje strukture Zemljine atmosfere.
Uzmimo Zemljinu površinu AB kao sferu poluprečnika OA = R i predstavimo Zemljinu atmosferu u obliku slojeva koncentričnih s njom aw, 1 u 1, a 2 u 2... sa gustinama koje rastu kako se slojevi približavaju zemljinoj površini (slika 2.7). Tada će zraka SA neke veoma udaljene zvezde, prelomljena u atmosferi, doći u tačku A u pravcu S¢A, odstupajući od svog prvobitnog položaja SA ili iz pravca S²A paralelnog sa njim za neki ugao S¢AS²= r naziva se astronomska refrakcija. Svi elementi krivolinijskog zraka SA i njegovog konačnog prividnog smjera AS¢ ležat će u istoj vertikalnoj ravni ZAOS. Posljedično, astronomska refrakcija samo povećava pravi smjer prema zvijezdi u vertikalnoj ravni koja prolazi kroz nju.
Ugaona elevacija svjetiljke iznad horizonta u astronomiji se naziva visinom svjetiljke. Ugao S¢AH = h¢će biti prividna visina zvijezde, a ugao S²AH = h = h¢ - r je njegova prava visina. Injekcija z je prava zenitna udaljenost zvijezde, i z¢ je njegova vidljiva vrijednost.
Vrijednost refrakcije ovisi o mnogim faktorima i može se promijeniti na svakom mjestu na Zemlji, čak i tokom dana. Za prosječne uvjete dobivena je približna formula refrakcije:
Dh=-0,9666ctg h¢. (2.1)
Koeficijent 0,9666 odgovara gustini atmosfere na temperaturi od +10°C i pritisku od 760 mmHg. Ako su karakteristike atmosfere različite, tada se korekcija za refrakciju izračunata po formuli (2.1) mora korigovati korekcijama za temperaturu i pritisak.
Slika 2.7 Astronomska refrakcija
Da bi se uzela u obzir astronomska refrakcija u zenitalnim metodama astronomskih određivanja, tokom posmatranja zenitalnih udaljenosti svetiljki mjere se temperatura i vazdušni pritisak. U preciznim metodama astronomskih određivanja, zenitne udaljenosti svjetiljki mjere se u rasponu od 10° do 60°. Gornja granica zbog instrumentalnih grešaka, donja je zbog grešaka u tablicama refrakcije.
Zenitna udaljenost zvijezde, korigirana korekcijom za refrakciju, izračunava se po formuli:
Prosječna (normalna na temperaturi od +10°C i pritisku od 760 mm Hg. Art.) refrakcije, izračunata prema z¢;
Koeficijent koji uzima u obzir temperaturu zraka, izračunat iz vrijednosti temperature;
B- koeficijent koji uzima u obzir pritisak vazduha.
Teoriju refrakcije proučavali su mnogi naučnici. U početku je početna pretpostavka bila da se gustina različitih slojeva atmosfere smanjuje sa povećanjem visine ovih slojeva za aritmetička progresija(Bouget). Ali ova pretpostavka je ubrzo prepoznata kao nezadovoljavajuća u svakom pogledu, jer je dovela do premalo prelamanja i prebrzog pada temperature sa visinom iznad površine zemlje.
Newton je pretpostavio da se gustina atmosfere smanjuje s visinom prema zakonu geometrijske progresije. I ova hipoteza se pokazala nezadovoljavajućom. Prema ovoj hipotezi, pokazalo se da temperatura u svim slojevima atmosfere treba da ostane konstantna i jednaka temperaturi na površini Zemlje.
Najgenijalnija je bila Laplaceova hipoteza, posredna između ove dvije gornje. Na ovoj Laplaceovoj hipotezi zasnovane su tablice prelamanja, koje su se svake godine stavljale u francuski astronomski kalendar.
Zemljina atmosfera svojom nestabilnošću (turbulencija, varijacije refrakcije) nameće ograničenje tačnosti astronomskih posmatranja sa Zemlje.
Prilikom odabira mjesta za postavljanje velikih astronomskih instrumenata prvo se sveobuhvatno proučava astroklima područja, što se podrazumijeva kao skup faktora koji iskrivljuju oblik valnog fronta zračenja nebeskih objekata koji prolaze kroz atmosferu. Ako front valova dođe do uređaja neiskrivljen, tada uređaj u ovom slučaju može raditi s maksimalnom efikasnošću (sa rezolucijom koja se približava teorijskoj).
Kako se pokazalo, kvalitet teleskopske slike je smanjen uglavnom zbog smetnji koje unosi površinski sloj atmosfere. Zemlja se, zahvaljujući sopstvenom toplotnom zračenju, znatno hladi noću i hladi sloj vazduha koji se nalazi uz nju. Promjena temperature zraka za 1°C mijenja njegov indeks prelamanja za 10 -6 . Na izolovanim planinskim vrhovima, debljina površinskog sloja zraka sa značajnom razlikom (gradijentom) u temperaturi može doseći nekoliko desetina metara. U dolinama i ravnim područjima noću ovaj sloj je mnogo deblji i može biti stotinama metara. Ovo objašnjava izbor lokacija za astronomske opservatorije na ograncima grebena i na izolovanim vrhovima, odakle gušći hladni vazduh može oticati u doline. Visina tornja teleskopa je odabrana tako da instrument bude iznad glavnog područja temperaturnih nehomogenosti.
Važan faktor astroklime je vjetar u površinskom sloju atmosfere. Mešanjem slojeva hladnog i toplog vazduha izaziva pojavu nehomogenosti gustine u vazdušnom stubu iznad uređaja. Nepravilnosti manje od prečnika teleskopa dovode do defokusiranja slike. Veće fluktuacije gustine (nekoliko metara ili veće) ne izazivaju oštra izobličenja fronta talasa i dovode uglavnom do pomeranja, a ne do defokusiranja slike.
U gornjim slojevima atmosfere (u tropopauzi) također se primjećuju fluktuacije gustoće i indeksa prelamanja zraka. Ali perturbacije u tropopauzi ne utječu primjetno na kvalitetu slike koju daju optički instrumenti, jer su temperaturni gradijenti tamo mnogo manji nego u površinskom sloju. Ovi slojevi ne izazivaju drhtanje, već treperenje zvijezda.
U astroklimatskim istraživanjima uspostavlja se veza između broja vedrih dana koje je zabilježila meteorološka služba i broja noći pogodnih za astronomska posmatranja. Najpovoljnija područja, prema astroklimatskoj analizi teritorije bivši SSSR, su neke planinske regije centralnoazijskih država.
Astronomska refrakcija - fenomen prelamanja svjetlosnih zraka od nebeskih tijela pri prolasku kroz atmosferu. Budući da se gustina planetarnih atmosfera uvijek smanjuje s visinom, prelamanje svjetlosti se događa tako da je zakrivljeni snop u svim slučajevima okrenut ka zenitu svojom konveksnošću. S tim u vezi, refrakcija uvijek "podiže" slike nebeskih tijela iznad njihovog pravog položaja (vidi sliku).
Veličina prelamanja, odnosno ugao između pravog i prividnog položaja svetiljke na nebu, povezana je sa dužinom putanje zraka u atmosferi i uglom nagiba zraka prema atmosferskim slojevima jednake gustine. Refrakcija je nula u zenitu i povećava se kako se udaljavate od zenita kako se približavate horizontu. Za posmatranja sa površine Zemlje, vrijednost prelamanja r izražava se približnom formulom, gdje je z prividna zenitna udaljenost zvijezde (vidi Nebeske koordinate). Ova formula ostaje važeća samo za . Bliže horizontu, refrakciju karakteriziraju vrijednosti date u tabeli.
Količina refrakcije u ovog trenutka vrijeme za datu tačku posmatranja varira u zavisnosti od temperature, pritiska, vlažnosti i drugih meteoroloških faktora. Prilikom izvođenja astronomskih mjerenja visoke preciznosti (vidi Astrometrija), refrakcija se uzima u obzir uvođenjem odgovarajućih korekcija u rezultate mjerenja.
Refrakcija uzrokuje brojne opto-atmosferske efekte na Zemlji: povećanje dužine dana zbog činjenice da se solarni disk uzdiže iznad horizonta zbog refrakcije nekoliko minuta ranije od trenutka kada je Sunce trebalo izaći na osnovu o geometrijskim razmatranjima; spljoštenje vidljivih diskova Mjeseca i Sunca u blizini horizonta zbog činjenice da se donja ivica diskova lomom diže više od gornje; treperenje zvijezda itd. Zbog razlike u prelamanju svjetlosnih zraka različitih talasnih dužina (plavi i ljubičasti zraci odstupaju više od crvenih), dolazi do prividnog obojenja nebeskih tijela blizu horizonta.
Korekcije date u tabeli koriste se za posmatranja zvijezda, planeta i drugih svjetiljki koje su veoma udaljene od Zemlje.
Za bliža nebeska tijela, koja su, recimo, bliža Mjesecu, efekat prelamanja je nešto drugačiji od vrijednosti datih u tabeli. To je zbog činjenice da zbog zakrivljenosti svjetlosnog snopa u atmosferi, pravci do obližnjih svjetiljki od tačke na kojoj se nalazi posmatrač i od tačke u kojoj svetlosni snop ulazi u Zemljinu atmosferu nisu paralelni i čine mali ugao. Ovaj ugao se naziva refraktivna paralaksa. Korekcija za refrakcijsku paralaksu uvodi se u rezultate promatranja Mjeseca (do ) i umjetnih satelita Zemlje (do nekoliko desetina minuta).
Refrakcija: opći pojmovi, modeli standardnih atmosfera - refrakcija za ravnoparalelne slojeve, za sferne slojeve. Tablice refrakcije. Utjecaj anomalija refrakcije na vidljive koordinate svjetiljki.
Utjecaj refrakcije je važan problem za zemaljsku astronomiju, gdje se vrše mjerenja velikih uglova na nebeskoj sferi, prilikom određivanja ekvatorijalnih koordinata svjetiljki, izračunavanja momenata njihovog uspona i zalaska.
astronomska (ili atmosferska) refrakcija . Zbog toga je posmatrana (prividna) zenitna udaljenost z¢ svjetiljke manja od njene prave (tj., u odsustvu atmosfere) zenitnog rastojanja z, a prividna visina h¢ je nešto veća od prave visine h. Refrakcija, takoreći, podiže svjetiljku iznad horizonta.
Razlika r = z - z¢ = h¢ - h naziva se refrakcija.
Rice. Fenomen refrakcije u Zemljinoj atmosferi
Refrakcija mijenja samo zenitne udaljenosti z, ali ne mijenja satne uglove. Ako je svjetiljka na svom vrhuncu, tada refrakcija mijenja samo njenu deklinaciju i to za istu količinu kao i zenitna udaljenost, budući da se u ovom slučaju poklapaju ravni njene satne i vertikalne kružnice. U drugim slučajevima, kada se ove ravni sijeku pod određenim uglom, refrakcija mijenja i deklinaciju i pravi uspon zvijezde.
Treba napomenuti da refrakcija u zenitu ima vrijednost r = 0, a na horizontu dostiže 0,5 - 2 stepena. Zbog prelamanja, diskovi Sunca i Meseca izgledaju ovalno blizu horizonta, jer je refrakcija na donjoj ivici diska 6¢ veća nego na gornjoj, pa se čini da je vertikalni prečnik diska skraćen u poređenju sa do horizontalnog prečnika, koji nije izobličen lomom.
Empirijski, tj. empirijski izvedeno iz zapažanja približno izraz za definisanje generalno (prosječno) refrakcije:
r = 60².25 ´V\760´273\(273 0 +t 0) ´ tgz¢,
gdje je: B - atmosferski pritisak, t 0 - temperatura zraka.
Zatim, na temperaturi jednakoj 0 0 i pri pritisku od 760 mm žive, refrakcija za vidljive zrake (l = 550 milimikrona) je jednaka:
r =60².25 ´ tgz¢ = K´ tgz¢. Ovdje je K konstanta prelamanja pod gornjim uvjetima.
Prema gornjim formulama, refrakcija se izračunava za zenitno rastojanje od najviše 70 ugaonih stepeni sa tačnošću od 0.¢¢01. Pulkovske tabele (5. izdanje) omogućavaju da se uzme u obzir efekat prelamanja do zenitnog rastojanja z = 80 ugaonih stepeni.
Za preciznije proračune, ovisnost refrakcije uzima se u obzir ne samo od visine objekta iznad horizonta, već i od stanja atmosfere, uglavnom od njene gustine, koja je sama po sebi funkcija, uglavnom temperature i pritiska. . Korekcije refrakcije se izračunavaju pri pritisku IN[mmHg] i temperaturu t° Sa prema formuli:
Da bi se uz visoku preciznost (0.¢¢01 i više) uzeo u obzir uticaj refrakcije, teorija refrakcije je prilično komplikovana i razmatra se u posebnim kursevima (Yatsenko, Nefed'eva AI i drugi). Funkcionalno, vrijednost refrakcije ovisi o mnogim parametrima: visini (H), geografskoj širini (j), također temperaturi zraka (t), atmosferskom pritisak (p), atmosferski pritisak(B) na putanji svetlosnog snopa od nebeskog tela do posmatrača i različita je za različite talasne dužine elektromagnetnog spektra (l) i svaku zenitnu udaljenost (z). Savremeni proračuni refrakcije provode se na računaru.
Takođe treba napomenuti da se refrakcija, prema stepenu njenog uticaja i razmatranja, deli na normalno (tabela) i abnormalno. Preciznost uzimanja u obzir normalne refrakcije određena je kvalitetom standardnog modela atmosfere i do zenitnih udaljenosti ne većih od 70 stepeni dostiže 0.¢¢01 i više. Velika važnost ovdje ima izbor mjesta za promatranje - visoravni, sa dobrim astroklima i pravilan teren, osiguravajući odsustvo nagnutih slojeva zraka. U diferencijalnim mjerenjima sa dovoljnim brojem referentnih zvijezda u CCD okvirima može se uzeti u obzir utjecaj varijacija refrakcije, kao što su dnevne i godišnje.
anomalna refrakcija, kao što su instrumentalni i paviljonski obično se prilično dobro uzimaju u obzir uz pomoć sistema za prikupljanje vremenskih podataka. U površinskom sloju atmosfere (do 50 metara) koriste se metode poput postavljanja vremenskih senzora na jarbole i sondiranja. U svim ovim slučajevima moguće je postići tačnost obračuna refrakcionih grešaka ne lošiju od 0,201. Teže je eliminirati utjecaj refrakcijskih fluktuacija zbog visokofrekventnih atmosferskih turbulencija koje imaju dominantan utjecaj. Spektar snage podrhtavanja pokazuje da je njihova amplituda značajna u opsegu od 15 Hz do 0,02 Hz. Iz ovoga slijedi da bi optimalno vrijeme za registraciju nebeskih objekata trebalo biti najmanje 50 sekundi. Empirijske formule koje je izveo E. Heg (e =± 0,²33(T+0,65) - 0,25 ,
gdje je T vrijeme registracije) i IG Kolchinsky (e =1\Ön(± 0.²33(secz) 0.5, gdje je n broj registracionih momenata) pokazuju da je s takvim vremenom registracije za zenitnu udaljenost (z) jednako do nule, tačnost položaja (e) zvijezde, oko 0,²06-0,²10.
Prema drugim procenama, ova vrsta prelamanja može se uzeti u obzir merenjem u roku od jedne ili dve minute sa tačnošću od 0,03 (A. Yatsenko), do 0,03-0,06 za zvezde u opsegu magnituda 9-16 (I. Reqiume) ili do 0."05 (E.Hog). Proračuni koje su izvršili Stone i Dun u opservatoriji USNO pokazali su da je pomoću CCD registracije na automatskom meridijanskom teleskopu (vidno polje 30" x 30" i vrijeme ekspozicije 100 sekundi) moguće odrediti položaj zvijezda različito s preciznošću. od 0.²04. Prospektivna procjena koju su napravili američki astronomi Colavita, Zacharias i drugi (vidi tabelu 7.1) za širokokutna opažanja u vidljivom opsegu valnih dužina pokazuje da se granica atmosferske tačnosti od oko 0,²01 može postići korištenjem tehnike dvije boje.
Za napredne teleskope sa CCD vidnim poljem, reda veličine 60"x60", koristeći tehniku višebojnog posmatranja, reflektivnu optiku, i konačno korištenjem diferencijalnih metoda referentnih kataloga visoke gustine i preciznosti na nivou svemirskih kataloga kao što je HC i TC
sasvim je moguće postići tačnost od nekoliko milisekundi (0,²005).
Refrakcija
Prividni položaj zvijezde iznad horizonta, striktno govoreći, razlikuje se od onoga izračunatog po formuli (1.37). Činjenica je da zraci svjetlosti iz nebeskog tijela, prije nego što uđu u oko posmatrača, prolaze kroz Zemljinu atmosferu i u njoj se prelamaju, a kako se gustina atmosfere povećava prema površini Zemlje, svjetlosni snop (sl. 19. ) se sve više i više otklanja u istom smjeru duž zakrivljene linije, tako da pravac OM 1 , prema kojoj posmatrač O vidi svjetiljku, ispada da je skrenuta prema zenitu i da se ne poklapa sa smjerom OM 2 (paralelno VM), po kojem bi vidio svjetiljku u odsustvu atmosfere.
Fenomen prelamanja svjetlosnih zraka prilikom prolaska kroz Zemljinu atmosferu naziva se astronomska refrakcija.
Injekcija M 1 OM 2 zove ugao prelamanja ili refrakcija r . Injekcija ZOM 1 pozvao vidljivo zenitnu udaljenost svjetiljke z", i ugao ZOM 2 - tačno zenit udaljenost z.
Direktno sa sl. 19 slijedi
z - z"= r ili z = z" + r ,
one. prava zenitna udaljenost svjetiljke veća je od vidljive udaljenosti za količinu prelamanja r . Refrakcija, takoreći, podiže svjetiljku iznad horizonta.
Prema zakonima prelamanja svjetlosti, upadni i prelomljeni snop leže u istoj ravni. Dakle, putanja zraka MVO i uputstva OM 2 i OM 1 leže u istoj vertikalnoj ravni. Dakle, refrakcija ne mijenja azimut svjetiljke, i, osim toga, jednaka je nuli ako je svjetiljka u zenitu.
Ako je svjetiljka na svom vrhuncu, tada refrakcija mijenja samo njenu deklinaciju i to za istu količinu kao i zenitna udaljenost, budući da se u ovom slučaju poklapaju ravni njene satne i vertikalne kružnice. U drugim slučajevima, kada se ove ravni sijeku pod određenim uglom, refrakcija mijenja i deklinaciju i pravi uspon zvijezde.
Tačna teorija refrakcije je vrlo složena i obrađena je u posebnim kursevima. Refrakcija ne zavisi samo od visine zvijezde iznad horizonta, već i od stanja atmosfere, uglavnom od njene gustine, koja je sama po sebi funkcija, uglavnom temperature i pritiska. Pod pritiskom IN mm . rt. Art. i temperaturu t° Približna vrijednost refrakcije
Prema formulama (1.38) i (1.39), refrakcija se izračunava u slučajevima kada je prividna zenit udaljenost z" < 70°. При z"> Formule od 70° (1.38) i (1.39) daju grešku veću od 1", koja se povećava daljim približavanjem horizontu u beskonačnost, dok je stvarna vrijednost refrakcije u horizontu oko 35" . Dakle, za zenitne udaljenosti z"> Refrakcija od 70° određena je kombinovanjem teorije sa posebnim zapažanjima.
Zbog prelamanja, uočava se promjena oblika diskova Sunca i Mjeseca kada se dižu ili zalaze. Refrakcija donjih rubova diskova ovih svjetiljki u blizini horizonta je skoro 6" veća od prelamanja gornjih rubova, a pošto se horizontalni prečnici ne mijenjaju lomljenjem, vidljivi diskovi Sunca i Mjeseca poprimaju ovalnog oblika.
Astronomska refrakcija - fenomen prelamanja svjetlosnih zraka od nebeskih tijela pri prolasku kroz atmosferu. Budući da se gustina planetarnih atmosfera uvijek smanjuje s visinom, prelamanje svjetlosti se događa na način da je njena konveksnost zakrivljenog snopa u svim slučajevima okrenuta prema zenitu. S tim u vezi, refrakcija uvijek "podiže" slike nebeskih tijela iznad njihovog pravog položaja.
Vrijednost prelamanja, odnosno ugao između pravog i prividnog položaja svjetiljke na nebu, povezana je sa dužinom putanje zraka u atmosferi i uglom nagiba zraka prema atmosferskim slojevima jednake gustine. Refrakcija je nula u zenitu i povećava se kako se udaljavate od zenita kako se približavate horizontu. Za posmatranja sa Zemljine površine, vrijednost refrakcije r izražava se približnom formulom r=60,2"tgz, gdje z- prividna zenitna udaljenost zvijezde (vidi Nebeske koordinate). Ova formula vrijedi samo za z<70 stepeni. Bliže horizontu, refrakciju karakteriziraju velike vrijednosti.
Količina refrakcije u datom trenutku za datu tačku posmatranja varira u zavisnosti od temperature, pritiska, vlažnosti i drugih meteoroloških faktora. Prilikom izvođenja astronomskih mjerenja visoke preciznosti (vidi Astrometrija), refrakcija se uzima u obzir uvođenjem odgovarajućih korekcija u rezultate mjerenja.
Refrakcija uzrokuje brojne opto-atmosferske efekte na Zemlji: povećanje dužine dana zbog činjenice da se solarni disk uzdiže iznad horizonta zbog refrakcije nekoliko minuta ranije od trenutka kada je Sunce trebalo izaći na osnovu o geometrijskim razmatranjima; spljoštenje vidljivih diskova Mjeseca i Sunca u blizini horizonta zbog činjenice da se donja ivica diskova lomom diže više od gornje; blistave zvijezde i još mnogo toga. Zbog razlike u prelamanju svjetlosnih zraka različitih valnih dužina (plavi i ljubičasti zraci odstupaju više od crvenih), dolazi do prividnog obojenja nebeskih tijela u blizini horizonta.
Odgovarajuće korekcije refrakcije koriste se u posmatranju zvijezda, planeta i drugih svjetiljki na vrlo velikim udaljenostima od Zemlje. Za bliža nebeska tijela, koja su, recimo, bliža Mjesecu, efekat prelamanja je nešto drugačiji od poznatih vrijednosti. To je zbog činjenice da zbog zakrivljenosti svjetlosnog snopa u atmosferi, pravci do obližnjih svjetiljki od tačke na kojoj se nalazi posmatrač i od tačke u kojoj svetlosni snop ulazi u Zemljinu atmosferu nisu paralelni i čine mali ugao. Ovaj ugao se naziva refraktivna paralaksa. Korekcija za refrakcijsku paralaksu uvedena je u rezultate promatranja Mjeseca (do 1,2 lučne sekunde) i umjetnih satelita Zemlje (do nekoliko desetina minuta).
Enciklopedijski rečnik mladog astronoma, 1980
Astronomska refrakcija je fenomen prelamanja svjetlosnih zraka u Zemljinoj atmosferi. Zbog refrakcije, posmatrani (mjereni) smjer prema svjetiljci ne odgovara stvarnom, što bi se dogodilo u odsustvu atmosfere. Ugao r pod kojim se snop odbija u atmosferi naziva se i refrakcija.
Struktura atmosfere je složena i nestabilna. Da bi se dobila formula koja u potpunosti određuje veličinu refrakcije, potrebno je odabrati model atmosfere.
U geodetskoj astronomiji usvojen je model normalne atmosfere koji je određen sljedećim odredbama:
Atmosfera je sastavljena od više slojeva;
Gustoća zraka d u svakom sloju je konstantna i opada s visinom;
Normala na granicu dva medija, povučena u tački upada zraka, poklapa se sa viskom.
Teorija refrakcije zasniva se na zakonima prelamanja svjetlosti:
1. Upadni snop, prelomljeni snop i normala povučena u tački upada na granicu dva medija leže u istoj ravni.
To implicira zaključak da se za normalnu atmosferu prelamanje svjetlosti događa u vertikalnoj ravni, odnosno prelamanje utječe samo na zenitnu udaljenost, ali ne i na azimut zvijezde.
2. Snellov zakon. Omjer sinusa upadnog ugla i 1 na sinus ugla prelamanja i 2 za ova dva medija postoji konstantna vrijednost jednaka omjeru indeksa loma m 2 i indeksa loma m 1:
sini 1 /sini 2 \u003d m 2 / m 1.
Iz toga slijedi da ako je gustina drugog sloja d 2 veća od gustine prvog sloja d 1 , tada je m 2 > m 1 , i i 2 < i 1, odnosno greda, padajući iz manje gustog sloja u gušći sloj, odstupa do viska.
Razmotrite kako astronomska refrakcija utječe na koordinate zvijezde. Pretpostavimo da je površina Zemlje ravan u tački posmatranja M
(Sl. 1.20). Zraka koja pada u vakuumu sa zvijezde se lomi kada uđe u Zemljinu atmosferu. Kao rezultat toga, posmatrani smjer prema svjetiljci ne odgovara stvarnom, što bi se dogodilo u odsustvu atmosfere. Na sl. 1.20 može se vidjeti da je tocentrična zenitna udaljenost z top zbir izmjerenog zenitnog rastojanja z" i refrakcije r:
Z vrh = z" + r.
Za model normalne atmosfere, astronomska refrakcija ne mijenja horizontalni smjer, odnosno tocentrični azimut je jednak izmjerenom azimutu
Izvedemo formulu za izračunavanje vrijednosti r.
Prema Snellovom zakonu,
grijeh z vrh / grijeh z" = m/1,
odavde grijeh z vrh = m grijeh z", ili
grijeh(z" + r) = m grijeh z". (1.12)
Proširimo lijevu stranu (1.12):
grijeh z" cos r+ grijeh r cos z" = m grijeh z".
Pošto je ugao r mali, onda
cos r ~ 1, grijeh r = r"/206265".
grijeh z" + cos z"r"/206265" = m grijeh z". (1.13)
Oba dijela izraza (1.13) dijelimo sa grijeh z" i izraziti r":
r" = (m - 1) tg z" 206265".
Dakle, astronomska refrakcija r zavisi od zenitne udaljenosti zvijezde i indeksa prelamanja zraka. Indeks loma m je proporcionalan gustini atmosfere d, koja zauzvrat zavisi od temperature i pritiska. Koristeći Boyle-Mariotte i Gay-Lussac zakon, može se napisati za bilo koje stanje atmosfere:
r = 21,67''B tg z′/(273 + t o C), (1.14)
gdje je B - pritisak, mm Hg. Art.,
t je temperatura u stepenima Celzijusa,
z" je izmjerena zenita udaljenost.
Za normalnu atmosferu sa t o = 0 o C i B = 760 mm Hg. Art. vrijednost refrakcije je r o \u003d 60,3 " tg z"; pri t o = 10 o C i B = 760 mm Hg, odgovarajuća vrijednost je r o = 58,1" tg z".
Izrazi za r o se nazivaju prosječna refrakcija i koriste se u približnim astronomskim određivanjima s greškom većom od 1".
Kako se zenitna udaljenost povećava, vrijednost prelamanja raste. Na horizontu, vrijednost prelamanja za normalnu atmosferu dostiže vrijednost od približno 35¢.
Da bi se odredila korekcija refrakcije, sastavljaju se posebne tablice. Astronomski godišnjak sadrži nekoliko tipova tabela:
Tabela prosječne refrakcije, gdje je r izračunato za konstantnu temperaturu t = 10 o C i pritisak B = 760 mm Hg. čl., kao funkcija izmjerene zenitne udaljenosti, odnosno r oko = f(z", t 10, B 760);
Tabela korekcija prosječne refrakcije za temperaturu i pritisak.
Koristeći ove tablice, možete dobiti vrijednost refrakcije sa tačnošću od 1 ".
Vrijednosti refrakcije sa tačnošću od 0,1" date su u logaritamskoj tabeli.
Paralaksa
Paralaksa je promjena smjera prema objektu kada se gleda iz njega različite tačke prostor. Zemlja učestvuje u dva kretanja – dnevnom i godišnjem, pa se posmatranja nebeskih tela, vršena čak i sa iste tačke na zemljinoj površini, svaki put vrše sa različitih tačaka u svemiru.
Dnevna paralaksa nastaje zbog posmatranja svjetiljki u različito doba dana. Dnevna korekcija paralakse je svođenje opažanja na Zemljinoj površini na centar Zemlje (prijelaz iz tocentričnih u geocentrične koordinate).
Godišnja paralaksa nastaje zbog posmatranja u različito doba godine. Korekcija za godišnju paralaksu - dovođenje posmatranja u centar Sunca (baricentar Solarni sistem), ili prijelaz iz geocentričnih u heliocentrične (baricentrične) koordinate.
