Rifrazione

la rifrazione è diversi tipi e manifestazioni di onde elettromagnetiche rifrangenti dovute alla curvatura del percorso di propagazione di queste onde.

Viene fatta una distinzione tra la rifrazione delle onde luminose, comprendente sia la rifrazione dei raggi della parte invisibile (infrarossa) dello spettro, sia la rifrazione delle onde radio, poiché la curvatura dei raggi di entrambe le onde dipende dal loro indice di rifrazione lungo il percorso della loro propagazione nell'atmosfera e l'indice di rifrazione stesso è una funzione della lunghezza d'onda.

La curvatura dei raggi luminosi dovuta alla rifrazione in un mezzo otticamente disomogeneo con un indice di rifrazione che cambia continuamente da punto a punto è chiamata rifrazione della luce.

Viene chiamata la curvatura dei raggi luminosi dei corpi celesti che attraversano l'atmosfera terrestre, dovuta alla diminuzione della densità dell'atmosfera (e, di conseguenza, anche della sua permittività relativa e indice di rifrazione assoluto) mentre si allontana dalla superficie terrestre rifrazione astronomica. In questo caso, l'oggetto di osservazione (la sorgente delle oscillazioni elettromagnetiche osservate) si trova al di fuori dell'atmosfera terrestre. Può anche trovarsi a una distanza infinitamente grande rispetto al raggio del globo.

La curvatura dei raggi luminosi provenienti da sorgenti terrestri lontane, che si verificano nello strato atmosferico adiacente alla superficie terrestre, è chiamata rifrazione terrestre. In questo caso, la sorgente delle oscillazioni elettromagnetiche osservate si trova all'interno dell'atmosfera terrestre.

A causa dell'eterogeneità della struttura dell'atmosfera terrestre, in cui l'indice di rifrazione in diversi punti dello spazio è diverso e cambia nel tempo, il raggio Onda elettromagneticaè una curva spaziale con curvatura e torsione variabili. Le proiezioni di questa curva sui piani verticale e orizzontale nel punto di osservazione sono chiamate rispettivamente rifrazioni verticale e orizzontale (laterale).

Passando attraverso l'atmosfera terrestre, i raggi di luce cambiano la direzione rettilinea. A causa dell'aumento della densità dell'atmosfera, la rifrazione dei raggi luminosi aumenta man mano che si avvicina alla superficie terrestre. Di conseguenza, l'osservatore vede i corpi celesti come se fossero elevati sopra l'orizzonte di un angolo chiamato rifrazione astronomica.

La rifrazione è una delle principali fonti di errori di osservazione sia sistematici che casuali. Nel 1906 Newcomb ha scritto che non esiste un ramo dell'astronomia pratica che sia stato scritto tanto quanto la rifrazione e che sarebbe in uno stato così insoddisfacente. Fino alla metà del 20° secolo, gli astronomi hanno ridotto le loro osservazioni a tavole di rifrazione compilate nel 19° secolo. Il principale difetto di tutte le vecchie teorie era una comprensione imprecisa della struttura dell'atmosfera terrestre.

Prendiamo la superficie terrestre AB come una sfera di raggio OA = R, e rappresentiamo l'atmosfera terrestre sotto forma di strati concentrici ad essa aw, un 1 in 1, un 2 in 2... con densità che aumentano man mano che gli strati si avvicinano alla superficie terrestre (Fig. 2.7). Allora il raggio SA di qualche stella molto lontana, rifratta nell'atmosfera, arriverà al punto A in direzione S¢A, deviando dalla sua posizione originaria SA o dalla direzione S²A parallela ad essa di un certo angolo S¢AS²= R chiamata rifrazione astronomica. Tutti gli elementi del raggio curvilineo SA e la sua direzione apparente finale AS¢ giaceranno sullo stesso piano verticale ZAOS. Di conseguenza, la rifrazione astronomica aumenta solo la vera direzione verso la stella nel piano verticale che la attraversa.

L'elevazione angolare del luminare sopra l'orizzonte in astronomia è chiamata altezza del luminare. Angolo S¢AH = h¢ sarà l'altezza apparente della stella e l'angolo S²AH = h = h¢ - rè la sua vera altezza. Iniezione zè la vera distanza zenitale della stella, e z¢ è il suo valore visibile.

Il valore della rifrazione dipende da molti fattori e può cambiare in ogni luogo della Terra, anche durante il giorno. Per condizioni medie, è stata ottenuta una formula di rifrazione approssimativa:

Dh=-0,9666ctg h¢. (2.1)

Il coefficiente 0,9666 corrisponde alla densità dell'atmosfera ad una temperatura di +10°C e ad una pressione di 760 mm Hg. Se le caratteristiche dell'atmosfera sono diverse, allora la correzione per la rifrazione calcolata dalla formula (2.1) deve essere corretta con correzioni per temperatura e pressione.

Fig. 2.7 Rifrazione astronomica

Per tenere conto della rifrazione astronomica nei metodi zenitali delle determinazioni astronomiche, durante l'osservazione delle distanze zenitali dei luminari, vengono misurate la temperatura e la pressione dell'aria. In metodi precisi di determinazioni astronomiche, le distanze zenitali dei luminari sono misurate nell'intervallo da 10° a 60°. Limite superiore a causa di errori strumentali, quello inferiore è dovuto a errori nelle tabelle di rifrazione.

La distanza zenitale della stella, corretta dalla correzione per la rifrazione, è calcolata dalla formula:

Rifrazione media (normale a una temperatura di +10°C e una pressione di 760 mm Hg. Art.), calcolata da z¢;

Coefficiente che tiene conto della temperatura dell'aria, calcolata dal valore della temperatura;

B- coefficiente che tiene conto della pressione dell'aria.

La teoria della rifrazione è stata studiata da molti scienziati. Inizialmente, l'ipotesi iniziale era che la densità dei vari strati dell'atmosfera decresce con un aumento dell'altezza di questi strati di progressione aritmetica(Bouget). Ma questa ipotesi fu presto riconosciuta come insoddisfacente sotto tutti gli aspetti, poiché portava a una rifrazione troppo scarsa ea un calo troppo rapido della temperatura con l'altezza sopra la superficie terrestre.

Newton ipotizzò che la densità dell'atmosfera decresce con l'altezza secondo la legge della progressione geometrica. E questa ipotesi si è rivelata insoddisfacente. Secondo questa ipotesi, si è scoperto che la temperatura in tutti gli strati dell'atmosfera dovrebbe rimanere costante e uguale alla temperatura sulla superficie terrestre.

La più geniale è stata l'ipotesi di Laplace, intermedia tra le due precedenti. Su questa ipotesi di Laplace si basavano le tavole di rifrazione, che annualmente venivano inserite nel calendario astronomico francese.

L'atmosfera terrestre con la sua instabilità (turbolenza, variazioni di rifrazione) impone un limite all'accuratezza delle osservazioni astronomiche dalla Terra.

Quando si sceglie un sito per l'installazione di grandi strumenti astronomici, viene prima studiato in modo completo l'astroclima della regione, inteso come un insieme di fattori che distorcono la forma del fronte d'onda della radiazione degli oggetti celesti che passano attraverso l'atmosfera. Se il fronte d'onda raggiunge il dispositivo senza distorsioni, il dispositivo in questo caso può funzionare con la massima efficienza (con una risoluzione che si avvicina a quella teorica).

Come si è scoperto, la qualità dell'immagine telescopica è ridotta principalmente a causa dell'interferenza introdotta dallo strato superficiale dell'atmosfera. La terra, a causa della propria irraggiamento termico, si raffredda notevolmente di notte e raffredda lo strato d'aria adiacente ad essa. Una variazione della temperatura dell'aria di 1°C cambia il suo indice di rifrazione di 10 -6. Su cime montuose isolate, lo spessore dello strato superficiale d'aria con una significativa differenza di temperatura (gradiente) può raggiungere diverse decine di metri. Nelle valli e nelle zone pianeggianti di notte, questo strato è molto più spesso e può raggiungere centinaia di metri. Questo spiega la scelta dei siti per gli osservatori astronomici sui contrafforti dei crinali e su cime isolate, da dove l'aria fredda più densa può defluire nelle valli. L'altezza della torre del telescopio è scelta in modo tale che lo strumento sia al di sopra della regione principale di disomogeneità di temperatura.

Un fattore importante nell'astroclima è il vento nello strato superficiale dell'atmosfera. Mescolando strati di aria fredda e calda, provoca la comparsa di disomogeneità di densità nella colonna d'aria sopra il dispositivo. Irregolarità inferiori al diametro del telescopio portano alla sfocatura dell'immagine. Fluttuazioni di densità maggiori (diversi metri o maggiori) non causano forti distorsioni del fronte d'onda e portano principalmente a uno spostamento piuttosto che alla sfocatura dell'immagine.

Negli strati superiori dell'atmosfera (nella tropopausa) si osservano anche fluttuazioni della densità e dell'indice di rifrazione dell'aria. Ma le perturbazioni nella tropopausa non influiscono in modo evidente sulla qualità delle immagini fornite dagli strumenti ottici, poiché i gradienti di temperatura sono molto più piccoli che nello strato superficiale. Questi strati non provocano tremore, ma lo scintillio delle stelle.

Nella ricerca astroclimatica si stabilisce una relazione tra il numero di giorni sereni registrati dal servizio meteorologico e il numero di notti adatte alle osservazioni astronomiche. Le zone più vantaggiose, secondo l'analisi astroclimatica del territorio ex URSS, sono alcune regioni montuose degli stati dell'Asia centrale.

Rifrazione astronomica - il fenomeno della rifrazione dei raggi luminosi dai corpi celesti quando attraversano l'atmosfera. Poiché la densità delle atmosfere planetarie diminuisce sempre con l'altezza, la rifrazione della luce avviene in modo tale che il raggio curvo in ogni caso sia rivolto verso lo zenit con la sua convessità. A questo proposito, la rifrazione "solleva" sempre le immagini dei corpi celesti al di sopra della loro vera posizione (vedi Fig.).

L'entità della rifrazione, cioè l'angolo tra la posizione reale e apparente del luminare nel cielo, è correlata alla lunghezza del percorso del raggio nell'atmosfera e all'angolo di inclinazione del raggio rispetto a strati atmosferici di uguale densità. La rifrazione è zero allo zenit e aumenta man mano che ci si allontana dallo zenit mentre ci si avvicina all'orizzonte. Per le osservazioni dalla superficie terrestre, il valore di rifrazione r è espresso da una formula approssimativa, dove z è la distanza zenitale apparente della stella (vedi Coordinate celesti). Questa formula rimane valida solo per . Più vicino all'orizzonte, la rifrazione è caratterizzata dai valori riportati nella tabella.

La quantità di rifrazione in questo momento il tempo per un dato punto di osservazione varia a seconda della temperatura, della pressione, dell'umidità e di altri fattori meteorologici. Quando si eseguono misurazioni astronomiche di alta precisione (vedi Astrometria), si tiene conto della rifrazione introducendo correzioni appropriate nei risultati della misurazione.

La rifrazione provoca una serie di effetti opto-atmosferici sulla Terra: un aumento della lunghezza della giornata dovuto al fatto che il disco solare si alza sopra l'orizzonte a causa della rifrazione diversi minuti prima del momento in cui il Sole avrebbe dovuto sorgere in base su considerazioni geometriche; appiattimento dei dischi visibili della Luna e del Sole in prossimità dell'orizzonte dovuto al fatto che il bordo inferiore dei dischi si eleva per rifrazione più in alto di quello superiore; scintillio delle stelle, ecc. A causa della differenza nella rifrazione dei raggi luminosi con diverse lunghezze d'onda (i raggi blu e viola deviano più di quelli rossi), si verifica un'apparente colorazione dei corpi celesti vicino all'orizzonte.

Le correzioni fornite nella tabella vengono utilizzate nelle osservazioni di stelle, pianeti e altri luminari molto lontani dalla Terra.

Per i corpi celesti più vicini, che sono, diciamo, più vicini alla Luna, l'effetto della rifrazione è leggermente diverso dai valori riportati nella tabella. Ciò è dovuto al fatto che a causa della curvatura del raggio di luce nell'atmosfera, le direzioni verso i luminari vicini dal punto in cui si trova l'osservatore e dal punto in cui il raggio di luce entra nell'atmosfera terrestre non sono parallele e si compensano un piccolo angolo. Questo angolo è chiamato parallasse rifrattivo. Una correzione per la parallasse rifrattiva viene introdotta nei risultati delle osservazioni della Luna (fino a ) e dei satelliti artificiali della Terra (fino a diverse decine di minuti).

Rifrazione: concetti generali, modelli di atmosfere standard - rifrazione per strati piano-paralleli, per strati sferici. Tavole rifrattive. Influenza delle anomalie di rifrazione sulle coordinate visibili dei luminari.

Concetti generali

L'influenza della rifrazione è un problema importante per l'astronomia terrestre, dove vengono eseguite misurazioni di grandi angoli sulla sfera celeste, quando si determinano le coordinate equatoriali dei luminari, calcolando i momenti del loro sorgere e tramontare.

rifrazione astronomica (o atmosferica). . Per questo motivo, la distanza zenitale (apparente) osservata z¢ del luminare è inferiore alla sua distanza zenitale z reale (cioè in assenza di atmosfera) e l'altezza apparente h¢ è leggermente maggiore dell'altezza reale h. La rifrazione, per così dire, eleva il luminare sopra l'orizzonte.

Differenza r = z - z¢ = h¢ - h si chiama rifrazione.

Riso. Il fenomeno della rifrazione nell'atmosfera terrestre

La rifrazione cambia solo le distanze zenitali z, ma non cambia gli angoli orari. Se il luminare è al culmine, la rifrazione cambia solo la sua declinazione e della stessa quantità della distanza zenitale, poiché in questo caso i piani dei suoi cerchi orari e verticali coincidono. In altri casi, quando questi piani si intersecano ad un certo angolo, la rifrazione cambia sia la declinazione che l'ascensione retta della stella.

Va notato che la rifrazione allo zenit assume il valore r = 0 e all'orizzonte raggiunge 0,5 - 2 gradi. A causa della rifrazione, i dischi del Sole e della Luna sembrano ovali vicino all'orizzonte, poiché la rifrazione sul bordo inferiore del disco è 6¢ maggiore rispetto a quello superiore, e quindi il diametro verticale del disco sembra essere accorciato rispetto al diametro orizzontale, che non è distorto dalla rifrazione.

Empiricamente, cioè derivato empiricamente da osservazioni approssimativo espressione da definire media generale) rifrazioni:

r = 60².25 ´В\760´273\(273 0 +t 0) ´tgz¢,

dove: B - pressione atmosferica, t 0 - temperatura dell'aria.

Quindi, a una temperatura pari a 0 0 e ad una pressione di 760 mm di mercurio, la rifrazione per i raggi visibili (l \u003d 550 millimicron) è pari a:

r =60².25 ´ tgz¢ = Ú´ tgz¢. Qui K è la costante di rifrazione nelle condizioni di cui sopra.

Secondo le formule di cui sopra, la rifrazione viene calcolata per una distanza zenitale non superiore a 70 gradi angolari con una precisione di 0,¢¢01 . Le tavole di Pulkovo (5a edizione) consentono di tenere conto dell'effetto della rifrazione fino ad una distanza zenitale z = 80 gradi angolari.

Per calcoli più accurati, la dipendenza della rifrazione viene presa in considerazione non solo dall'altezza dell'oggetto sopra l'orizzonte, ma anche dallo stato dell'atmosfera, principalmente dalla sua densità, che a sua volta è una funzione, principalmente di temperatura e pressione . Le correzioni di rifrazione sono calcolate alla pressione IN[mmHg] e temperatura t° Con secondo la formula:

Per tenere conto dell'influenza della rifrazione con elevata precisione (0.¢¢01 e superiori), la teoria della rifrazione è piuttosto complicata ed è considerata in corsi speciali (Yatsenko, Nefed'eva AI e altri). Funzionalmente, l'entità della rifrazione dipende da molti parametri: altezza (H), latitudine (j), anche temperatura dell'aria (t), atmosferica pressione (P), pressione atmosferica(B) sul percorso di un raggio di luce da un corpo celeste a un osservatore ed è diverso per le diverse lunghezze d'onda dello spettro elettromagnetico (l) e per ciascuna distanza zenitale (z). I moderni calcoli della rifrazione vengono eseguiti su un computer.

Va anche notato che la rifrazione, in base al grado della sua influenza e considerazione, è suddivisa in normale (tabella) e anormale. L'accuratezza nel prendere in considerazione la rifrazione normale è determinata dalla qualità del modello dell'atmosfera standard e fino a distanze zenitali non superiori a 70 gradi raggiunge 0.¢¢01 e oltre. Grande importanza qui ha una scelta di siti di osservazione - altopiani, con buone astroclima e terreno regolare, garantendo l'assenza di strati d'aria inclinati. Nelle misurazioni differenziali con un numero sufficiente di stelle di riferimento in frame CCD, può essere presa in considerazione l'influenza delle variazioni di rifrazione, come diurne e annuali.

rifrazione anomala, come strumentale e padiglione viene solitamente preso in considerazione abbastanza bene con l'ausilio di sistemi di raccolta dati meteorologici. Nello strato superficiale dell'atmosfera (fino a 50 metri) vengono utilizzati metodi come il posizionamento di sensori meteorologici sugli alberi e il sondaggio. In tutti questi casi, è possibile ottenere una precisione di contabilizzazione degli errori di rifrazione non peggiore di 0,201. È più difficile eliminare l'influenza delle fluttuazioni di rifrazione dovute alla turbolenza atmosferica ad alta frequenza, che ha un'influenza dominante. Lo spettro di potenza del jitter mostra che la loro ampiezza è significativa nell'intervallo da 15 Hz a 0,02 Hz. Ne consegue che il tempo ottimale per la registrazione degli oggetti celesti dovrebbe essere di almeno 50 secondi. Formule empiriche derivate da E. Heg (e =± 0.²33(T+0.65) - 0.25,

dove T è il tempo di registrazione) e IG Kolchinsky (e =1\Ön(± 0.²33(secz) 0.5 , dove n è il numero di momenti di registrazione) mostrano che con tale tempo di registrazione per la distanza zenitale (z) uguale a zero , precisione di posizione (e) della stella, circa 0.²06-0.²10.

Secondo altre stime, questo tipo di rifrazione può essere preso in considerazione misurando entro uno o due minuti con una precisione di 0,03 (A. Yatsenko), fino a 0,03-0,06 per stelle di magnitudine 9-16 (I .Reqiume ) o fino a 0."05 (E.Hog). I calcoli effettuati all'osservatorio USNO da Stone e Dun hanno mostrato che con la registrazione CCD su un telescopio automatico dei meridiani (campo visivo 30" x 30" e tempo di esposizione 100 secondi), è possibile determinare le posizioni delle stelle in modo differenziato con una precisione di 0.²04. Una stima prospettica fatta dagli astronomi americani Colavita, Zacharias ed altri (vedi Tabella 7.1) per osservazioni grandangolari nella gamma di lunghezze d'onda visibili mostra che il limite di precisione atmosferica di circa 0,201 può essere raggiunto usando la tecnica a due colori.

Per telescopi avanzati con un campo visivo CCD, dell'ordine di 60"x60", utilizzando una tecnica di osservazione multicolore, ottica riflettente, e infine utilizzando metodi differenziali di cataloghi di riferimento ad alta densità e precisione a livello di cataloghi spaziali come HC e TC

è del tutto possibile ottenere una precisione dell'ordine di diversi millisecondi (0.²005).

Rifrazione

La posizione apparente della stella sopra l'orizzonte, in senso stretto, differisce da quella calcolata dalla formula (1.37). Il fatto è che i raggi di luce di un corpo celeste, prima di entrare nell'occhio dell'osservatore, attraversano l'atmosfera terrestre e in essa vengono rifratti, e poiché la densità dell'atmosfera aumenta verso la superficie terrestre, il fascio di luce (Fig. 19 ) è sempre più deviato nella stessa direzione lungo una linea curva, in modo che la direzione OM 1 , secondo cui l'osservatore DI vede il luminare, risulta deviato verso lo zenit e non coincide con la direzione OM 2 (parallelo VM), per cui avrebbe visto il luminare in assenza di atmosfera.

Viene chiamato il fenomeno della rifrazione dei raggi luminosi mentre attraversano l'atmosfera terrestre rifrazione astronomica.

Iniezione m 1 OM 2 chiamato angolo di rifrazione o rifrazione R . Iniezione ZOM 1 chiamato visibile distanza zenitale del luminare z", e l'angolo ZOM 2 - vero distanza zenitale z.

Direttamente dalla Fig. 19 segue

z - z"= r o z = z" + R ,

quelli. la vera distanza zenitale del luminare è maggiore della distanza visibile per la quantità di rifrazione R . La rifrazione, per così dire, eleva il luminare sopra l'orizzonte.

Secondo le leggi della rifrazione della luce, il raggio incidente e il raggio rifratto giacciono sullo stesso piano. Pertanto, il percorso del raggio MVO e indicazioni OM 2 e OM 1 giacciono sullo stesso piano verticale. Pertanto, la rifrazione non cambia l'azimut del luminare e, inoltre, è uguale a zero se il luminare è allo zenit.

Se il luminare è al culmine, la rifrazione cambia solo la sua declinazione e della stessa quantità della distanza zenitale, poiché in questo caso i piani dei suoi cerchi orari e verticali coincidono. In altri casi, quando questi piani si intersecano ad un certo angolo, la rifrazione cambia sia la declinazione che l'ascensione retta della stella.

La teoria esatta della rifrazione è molto complessa ed è trattata in corsi speciali. La rifrazione dipende non solo dall'altezza della stella sopra l'orizzonte, ma anche dallo stato dell'atmosfera, principalmente dalla sua densità, che a sua volta è una funzione, principalmente di temperatura e pressione. Sotto pressione IN mm . rt. Arte. e temperatura t° Valore approssimativo di rifrazione

Secondo le formule (1.38) e (1.39), la rifrazione viene calcolata nei casi in cui la distanza zenitale apparente z" < 70°. При z"> Le formule a 70° (1.38) e (1.39) danno un errore maggiore di 1", che aumenta con l'ulteriore avvicinamento all'orizzonte all'infinito, mentre il valore effettivo della rifrazione nell'orizzonte è di circa 35" . Pertanto, per distanze zenitali z"> La rifrazione di 70° è determinata combinando la teoria con osservazioni speciali.

A causa della rifrazione, si osserva un cambiamento nella forma dei dischi del Sole e della Luna quando sorgono o tramontano. La rifrazione dei bordi inferiori dei dischi di questi luminari prossimi all'orizzonte è di quasi 6" superiore alla rifrazione dei bordi superiori, e poiché i diametri orizzontali non cambiano per rifrazione, i dischi visibili del Sole e della Luna assumono una forma ovale.

Rifrazione astronomica - il fenomeno della rifrazione dei raggi luminosi dai corpi celesti quando attraversano l'atmosfera. Poiché la densità delle atmosfere planetarie diminuisce sempre con l'altezza, la rifrazione della luce avviene in modo tale che il raggio curvo in ogni caso sia rivolto verso lo zenit con la sua convessità. A questo proposito, la rifrazione "solleva" sempre le immagini dei corpi celesti al di sopra della loro vera posizione.

Il valore di rifrazione, cioè l'angolo tra la posizione reale e apparente del luminare nel cielo, è correlato alla lunghezza del percorso del raggio nell'atmosfera e all'angolo di inclinazione del raggio rispetto a strati atmosferici di uguale densità. La rifrazione è zero allo zenit e aumenta man mano che ci si allontana dallo zenit mentre ci si avvicina all'orizzonte. Per le osservazioni dalla superficie terrestre, il valore di rifrazione Rè espresso dalla formula approssimativa r=60.2"tgz, dove z- distanza zenitale apparente della stella (vedi Coordinate celesti). Questa formula è valida solo per z<70 gradi. Più vicino all'orizzonte, la rifrazione è caratterizzata da valori elevati.

La quantità di rifrazione in un dato momento per un dato punto di osservazione varia a seconda della temperatura, della pressione, dell'umidità e di altri fattori meteorologici. Quando si eseguono misurazioni astronomiche di alta precisione (vedi Astrometria), si tiene conto della rifrazione introducendo correzioni appropriate nei risultati della misurazione.

La rifrazione provoca una serie di effetti opto-atmosferici sulla Terra: un aumento della lunghezza della giornata dovuto al fatto che il disco solare si alza sopra l'orizzonte a causa della rifrazione diversi minuti prima del momento in cui il Sole avrebbe dovuto sorgere in base su considerazioni geometriche; appiattimento dei dischi visibili della Luna e del Sole in prossimità dell'orizzonte dovuto al fatto che il bordo inferiore dei dischi si eleva per rifrazione più in alto di quello superiore; stelle scintillanti e altro ancora. A causa della differenza nella rifrazione dei raggi luminosi con diverse lunghezze d'onda (i raggi blu e viola deviano più di quelli rossi), si verifica un'apparente colorazione dei corpi celesti vicino all'orizzonte.

Le correzioni di rifrazione appropriate vengono utilizzate nelle osservazioni di stelle, pianeti e altri luminari a distanze molto grandi dalla Terra. Per i corpi celesti più vicini, che sono, diciamo, più vicini alla Luna, l'effetto della rifrazione è alquanto diverso dai valori conosciuti. Ciò è dovuto al fatto che a causa della curvatura del raggio di luce nell'atmosfera, le direzioni verso i luminari vicini dal punto in cui si trova l'osservatore e dal punto in cui il raggio di luce entra nell'atmosfera terrestre non sono parallele e si compensano un piccolo angolo. Questo angolo è chiamato parallasse rifrattivo. Una correzione per la parallasse rifrattiva viene introdotta nei risultati delle osservazioni della Luna (fino a 1,2 secondi d'arco) e dei satelliti artificiali della Terra (fino a diverse decine di minuti).

Dizionario enciclopedico di un giovane astronomo, 1980

La rifrazione astronomica è il fenomeno della rifrazione dei raggi luminosi nell'atmosfera terrestre. A causa della rifrazione, la direzione osservata (misurata) verso il luminare non corrisponde a quella effettiva, che avverrebbe in assenza di atmosfera. L'angolo r al quale un raggio viene deviato nell'atmosfera è anche chiamato rifrazione.

La struttura dell'atmosfera è complessa e instabile. Per ottenere una formula che determini completamente l'entità della rifrazione, è necessario scegliere un modello dell'atmosfera.
Nell'astronomia geodetica viene adottato un modello dell'atmosfera normale, determinato dalle seguenti disposizioni:

L'atmosfera è composta da un certo numero di strati;

La densità dell'aria d in ogni strato è costante e diminuisce con l'altezza;

La normale al confine di due mezzi, tracciata nel punto di incidenza del raggio, coincide con il filo a piombo.

La teoria della rifrazione si basa sulle leggi della rifrazione della luce:

1. Il raggio incidente, il raggio rifratto e la normale tracciata nel punto di incidenza rispetto al confine di due mezzi giacciono sullo stesso piano.

Ciò implica la conclusione che per un'atmosfera normale, la rifrazione della luce avviene su un piano verticale, cioè la rifrazione riguarda solo la distanza zenitale, ma non l'azimut della stella.

2. La legge di Snell. Il rapporto tra il seno e l'angolo di incidenza io 1 al seno dell'angolo di rifrazione io 2 per questi due mezzi esiste un valore costante pari al rapporto tra l'indice di rifrazione m 2 e l'indice di rifrazione m 1:

sin 1 /sin 2 \u003d m 2 / m 1.

Ne consegue che se la densità del secondo strato d 2 è maggiore della densità del primo strato d 1 , allora m 2 > m 1 , e io 2 < io 1, ovvero il raggio, cadendo da uno strato meno denso a uno più denso, devia verso un filo a piombo.

Considera come la rifrazione astronomica influisce sulle coordinate della stella. Assumiamo che la superficie della Terra sia un piano nel punto di osservazione M
(Fig. 1.20). Un raggio che cade nel vuoto da una stella viene rifratto quando entra nell'atmosfera terrestre. Di conseguenza, la direzione osservata verso il luminare non corrisponde a quella effettiva, che avverrebbe in assenza di atmosfera. Sulla fig. 1.20 si può vedere che la distanza zenitale topocentrica z in alto è la somma della distanza zenitale misurata z" e della rifrazione r:

Z in alto = z" + r.

Per un modello di atmosfera normale, la rifrazione astronomica non cambia la direzione orizzontale, cioè l'azimut topocentrico è uguale all'azimut misurato

Ricaviamo una formula per calcolare il valore di r.

Secondo la legge di Snell,

peccato z in alto / peccato z" = m/1,

da qui peccato z in alto = m peccato z", o

peccato(z" + r) = m peccato z". (1.12)

Espandiamo il lato sinistro (1.12):

peccato z" cos r+ peccato R cos z" = m peccato z".

Poiché l'angolo r è piccolo, allora

cos r ~ 1, peccato r = r"/206265".

peccato z" + cos z"r"/206265" = m peccato z". (1.13)

Dividiamo entrambe le parti dell'espressione (1.13) per peccato z" ed esprimi r":

r" = (m - 1) tg z" 206265".

Pertanto, la rifrazione astronomica r dipende dalla distanza zenitale della stella e dall'indice di rifrazione dell'aria. L'indice di rifrazione m è proporzionale alla densità atmosferica d, che a sua volta dipende dalla temperatura e dalla pressione. Usando le leggi di Boyle-Mariotte e Gay-Lussac, si può scrivere per qualsiasi stato dell'atmosfera:

r = 21,67'' B tg z′/(273 + t o C), (1.14)

dove B - pressione, mm Hg. Arte.,

t è la temperatura in gradi Celsius,

z" è la distanza zenitale misurata.

Per un'atmosfera normale con t o = 0 o C e B = 760 mm Hg. Arte. il valore di rifrazione è r o \u003d 60,3 " tg z"; a t o = 10 o C e B = 760 mm Hg, il valore corrispondente è r o = 58,1" tg z".

Le espressioni per r o sono dette rifrazione media e sono usate in determinazioni astronomiche approssimative con un errore superiore a 1".

All'aumentare della distanza zenitale, il valore di rifrazione aumenta. All'orizzonte, il valore di rifrazione per un'atmosfera normale raggiunge un valore di circa 35¢.

Per determinare la correzione per la rifrazione, vengono compilate tabelle speciali. L'Annuario Astronomico contiene diversi tipi di tabelle:

Tabella della rifrazione media, dove r è calcolato per temperatura costante t = 10 o C e pressione B = 760 mm Hg. Art., in funzione della distanza zenitale misurata, cioè r circa = F(z", t 10 , B 760);

Tabella delle correzioni alla rifrazione media per temperatura e pressione.

Usando queste tabelle, puoi ottenere il valore di rifrazione con una precisione di 1 ".

I valori di rifrazione con una precisione di 0,1" sono riportati nella tabella logaritmica.

Parallasse

La parallasse è il cambiamento di direzione di un oggetto quando viene visto da punti diversi spazio. La terra partecipa a due movimenti: giornaliero e annuale, quindi le osservazioni dei corpi celesti, eseguite anche dallo stesso punto sulla superficie terrestre, vengono effettuate ogni volta da punti diversi nello spazio.

La parallasse diurna si verifica a causa dell'osservazione dei luminari in diversi momenti della giornata. La correzione della parallasse diurna è la riduzione delle osservazioni fatte sulla superficie terrestre al centro della Terra (passaggio dalle coordinate topocentriche a quelle geocentriche).

La parallasse annuale è dovuta a osservazioni in diversi periodi dell'anno. Correzione della parallasse annuale - portando le osservazioni al centro del Sole (baricentro sistema solare), o il passaggio dalle coordinate geocentriche a quelle eliocentriche (baricentriche).