Рефракция
Рефракция – это различные виды и проявления рефракционных электромагнитных волн, обусловленные искривлением траектории распространения этих волн.
Различают рефракцию световых волн, включая в неё и рефракцию лучей невидимой (инфракрасной) части спектра, и рефракцию радиоволн, так как искривление лучей тех и других волн зависит от показателя их преломления на пути их распространения в атмосфере, причём сам показатель преломления является функцией длины волны.
Искривление световых лучей вследствие преломления в оптически неоднородной среде с непрерывно изменяющимся от точки к точке показателем преломления называется рефракцией света.
Искривление лучей света от небесных тел при прохождении сквозь атмосферу Земли, обусловленное уменьшением плотности атмосферы (а, следовательно, также её относительной диэлектрической проницаемости и абсолютного показателя преломления) по мере удаления от поверхности Земли называется астрономической рефракцией. При этом объект наблюдения (источник наблюдаемых электромагнитных колебаний) расположен за пределами земной атмосферы. Он может находиться даже на бесконечно большом расстоянии по сравнению с радиусом земного шара.
Искривление лучей света от удалённых земных источников, происходящее в слое атмосферы, прилегающем к поверхности Земли, называется земной рефракцией. При этом источник наблюдаемых электромагнитных колебаний находится в пределах земной атмосферы.
Из-за неоднородности строения земной атмосферы, в которой показатель преломления в различных точках пространства различен и меняется во времени, луч электромагнитной волны является пространственной кривой с переменной кривизной и кручением. Проекции этой кривой на вертикальную и горизонтальную плоскости в точке наблюдения называют соответственно вертикальной и горизонтальной (боковой) рефракцией.
Проходя через земную атмосферу, лучи света изменяют прямолинейное направление. Вследствие увеличения плотности атмосферы преломление световых лучей усиливается по мере приближения к поверхности Земли. В результате наблюдатель видит небесные светила как бы приподнятыми над горизонтом на угол, получивший название астрономической рефракции.
Рефракция является одним из главных источников как систематических, так и случайных ошибок наблюдений. В 1906г. Ньюкомб писал, что нет такой отрасли практической астрономии, о которой бы так много писали, как о рефракции, и которая была бы в таком неудовлетворительном состоянии. До середины 20 века астрономы редуцировали свои наблюдения по таблицам рефракции, составленным в 19 веке. Основным недостатком всех старых теорий было неточное представление о строении земной атмосферы.
Примем поверхность Земли АВ за сферу радиуса ОА=R, а атмосферу Земли представим в виде концентрических с ней слоёв ав, а 1 в 1 , а 2 в 2 …с плотностями, увеличивающимися по мере приближения слоёв к земной поверхности (рис.2.7). Тогда луч SA от какого-нибудь очень отдалённого светила, преломляясь в атмосфере, придёт в точку А по направлению S¢A, отклонившись от своего первоначального положения SA или же от параллельного ему направления S²A на некоторый угол S¢AS²=r , называемый астрономической рефракцией. Все элементы криволинейного луча SA и окончательное видимое его направление AS¢ будут лежать в одной и той же вертикальной плоскости ZAOS. Следовательно, астрономическая рефракция только повышает истинное направление на светило в проходящей через него вертикальной плоскости.
Угловое возвышение светила над горизонтом в астрономии называют высотой светила. Угол S¢AH = h¢ будет видимой высотой светила, а угол S²AH = h = h¢ - r есть истинная его высота. Угол z – истинное зенитное расстояние светила, а z ¢ является видимым его значением.
Величина рефракции зависит от многих факторов и может изменяться в каждом месте на Земле даже в течение суток. Для средних условий получена приближённая формула рефракции:
Dh=-0,9666ctg h¢. (2.1)
Коэффициент 0,9666 соответствует плотности атмосферы при температуре +10°С и давлении 760мм ртутного столба. Если характеристики атмосферы другие, то поправку за рефракцию, рассчитанную по формуле (2.1), необходимо корректировать поправками за температуру и давление.
Рис.2.7.Астрономическая рефракция
Для учёта астрономической рефракции в зенитальных способах астрономических определений во время наблюдения зенитных расстояний светил измеряют температуру и давление воздуха. В точных способах астрономических определений зенитные расстояния светил измеряются в пределах от 10° до 60°. Верхний предел обусловлен инструментальными ошибками, нижний – ошибками таблиц рефракции.
Зенитное расстояние светила, исправленное поправкой за рефракцию, вычисляется по формуле:
Средняя (нормальная при температуре +10°С и давлении 760мм рт. ст.) рефракция, вычисляемая по z ¢;
Коэффициент, учитывающий температуру воздуха, вычисляемый по значению температуры;
B – коэффициент, учитывающий давление воздуха.
Теорией рефракции занимались многие учёные. Первоначально в качестве исходного служило предположение, что плотность различных слоёв атмосферы уменьшается с увеличением высоты этих слоёв в арифметической прогрессии (Буге). Но вскоре это предположение было признано во всех отношениях неудовлетворительным, так как оно приводило к слишком малой величине рефракции и к слишком быстрому уменьшению температуры с высотой над поверхностью Земли.
Ньютон высказал гипотезу об уменьшении плотности атмосферы с высотой по закону геометрической прогрессии. И эта гипотеза оказалась неудовлетворительной. По этой гипотезе выходило, что температура во всех слоях атмосферы должна оставаться постоянной и равной температуре на поверхности Земли.
Самой остроумной оказалась гипотеза Лапласа, промежуточная между двумя вышеизложенными. На этой гипотезе Лапласа были основаны таблицы рефракции, которые ежегодно помещались во французском астрономическом календаре.
Земная атмосфера с её нестабильностью (турбуленция, вариации рефракции) налагает предел на точность астрономических наблюдений с Земли.
При выборе места установки крупных астрономических приборов предварительно всесторонне изучается астроклимат района, под которым понимается совокупность факторов, искажающих форму проходящего через атмосферу волнового фронта излучения небесных объектов. Если волновой фронт доходит до прибора неискажённым, то прибор в этом случае может работать с максимальной эффективностью (с разрешающей способностью, приближающейся к теоретической).
Как выяснилось, качество телескопического изображения снижается главным образом из-за помех, вносимых приземным слоем атмосферы. Земля благодаря собственному тепловому излучению в ночное время значительно охлаждается и охлаждает прилегающий к ней слой воздуха. Изменение температуры воздуха на 1°С изменяет его показатель преломления на 10 -6 . На изолированных горных вершинах толщина приземного слоя воздуха со значительным перепадом (градиентом) температуры может достигать несколько десятков метров. В долинах и на равнинных местах в ночное время этот слой значительно толще и может составлять сотни метров. Этим объясняется выбор мест для астрономических обсерваторий на отрогах хребтов и на изолированных вершинах, откуда более плотный холодный воздух может стекать в долины. Высоту башни телескопа выбирают такой, чтобы прибор находился выше основной области температурных неоднородностей.
Важным фактором астроклимата является ветер в приземном слое атмосферы. Перемешивая слои холодного и тёплого воздуха, он вызывает появление неоднородностей плотности в столбе воздуха над прибором. Неоднородности, размеры которых меньше диаметра телескопа, приводят к дефокусировке изображения. Более крупные флуктуации плотности (в несколько метров и крупнее) не вызывают резких искажений фронта волны и приводят в основном к смещению, а не к дефокусировке изображения.
В верхних слоях атмосферы (в тропопаузе) также наблюдаются флуктуации плотности и показателя преломления воздуха. Но возмущения в тропопаузе не влияют заметно на качество изображений, даваемых оптическими приборами, так как температурные градиенты там значительно меньше, чем в приземном слое. Эти слои вызывают не дрожание, а мерцание звёзд.
При астроклиматических исследованиях устанавливают связь между количеством ясных дней, регистрируемых метеослужбой, и числом ночей, пригодных для астрономических наблюдений. Наивыгоднейшими районами, по данным астроклиматического анализа территории бывшего СССР, являются некоторые горные районы среднеазиатских государств.
Рефракция астрономическая - явление преломления световых лучей от небесных светил при прохождении через атмосферу. Поскольку плотность планетных атмосфер всегда убывает с высотой, преломление света происходит таким образом, что своей выпуклостью искривленный луч во всех случаях обращен в сторону зенита. В связи с этим рефракция всегда «приподнимает» изображения небесных светил над их истинным положением (см. рис.).
Величина рефракции, т. е. угол между истинным и видимым положениями светила на небосклоне, связана с длиной пробега луча в атмосфере и углом наклона луча к атмосферным слоям равной плотности. Рефракция равна нулю в зените и возрастает по мере удаления от зенита с приближением к горизонту. Для наблюдений с поверхности Земли величина рефракции г выражается приближенной формулой , где z - видимое зенитное расстояние светила (см. Небесные координаты). Эта формула остается справедливой лишь для . Ближе к горизонту рефракция характеризуется величинами, приведенными в таблице.
Величина рефракции в данный момент времени для данного пункта наблюдений меняется в зависимости от температуры, давления, влажности и других метеорологических факторов. При выполнении высокоточных астрономических измерений (см. Астрометрия) рефракция учитывается путем введения в результаты измерений соответствующих поправок.
Рефракция вызывает на Земле ряд оптикоатмосферных эффектов: увеличение долготы дня вследствие того, что солнечный диск из-за рефракции поднимается над горизонтом на несколько минут раньше момента, в который Солнце должно было бы взойти на основании геометрических соображений; сплюснутость видимых дисков Луны и Солнца близ горизонта из-за того, что нижний край дисков поднимается рефракцией выше, чем верхний; мерцание звезд и др. Вследствие различия величины рефракции у световых лучей с разной длиной волны (синие и фиолетовые лучи отклоняются больше, чем красные) вблизи горизонта происходит кажущееся окрашивание небесных светил.
Приведенные в таблице поправки использую-ются при наблюдениях звезд, планет и других светил, удаленных на очень большие расстояния от Земли.
Для более близких небесных тел, которые находятся, скажем, ближе Луны, влияние рефракции несколько отлично от величин, приведенных в таблице. Связано это с тем, что вследствие искривления луча света в атмосфере направления на близкие светила из точки, где стоит наблюдатель, и из точки, в которой луч света входит в земную атмосферу, непараллельны и составляют небольшой угол. Этот угол называют рефракционным параллаксом. Поправка на рефракционный параллакс вносится в результаты наблюдений Луны (до ) и искусственных спутников Земли (до нескольких десятков минут).
Рефракция: общие понятия, модели стандартных атмосфер - рефракция для плоскопараллельных слоев, для сферических слоев. Таблицы рефракции. Влияние аномалий рефракции на видимые координаты светил.
Влияние рефракции является важной проблемой для наземной астрономии, где выполняются измерения больших углов на небесной сфере, при определении экваториальных координат светил, вычислении моментов их восхода и захода.
астрономической (или атмосферной) рефракцией . Из-за этого наблюдаемое (видимое) зенитное расстояние z¢ светила меньше его истинного (т.е. при отсутствии атмосферы) зенитного расстояния z, а видимая высота h¢ несколько больше истинной высоты h. Рефракция как бы приподнимает светило над горизонтом.
Разность r = z - z¢ = h¢ - h , называется рефракцией.
Рис. Явление рефракции в земной атмосфере
Рефракция изменяет лишь зенитные расстояния z, но не изменяет часовые углы. Если светило находится в кульминации, то рефракция изменяет только его склонение и на ту же величину, что и зенитное расстояние, так как в этом случае плоскости его часового и вертикального кругов совпадают. В остальных случаях, когда эти плоскости пересекаются под некоторым углом, рефракция изменяет и склонение, и прямое восхождение светила.
Следует отметить, что рефракция в зените принимает значение r = 0, а на горизонте она достигает 0.5 - 2 градуса. Из-за рефракции диски Солнца и Луны вблизи горизонта выглядят овальными, так как у нижнего края диска рефракция на 6¢ больше, чем у верхнего и поэтому вертикальный диаметр диска кажется укороченным в сравнении с горизонтальным диаметром, который рефракцией не искажается.
Эмпирически, т.е. опытным путем из наблюдений выведено приближенное выражение для определения общей (средней) рефракции:
r = 60².25 ´В\760´273\(273 0 +t 0) ´ tgz¢,
где: В - атмосферное давление, t 0 - температура воздуха.
Тогда, при температуре, равной 0 0 и при давлении 760 мм ртутного столба рефракция для видимых лучей (l =550 миллимикрон) равна:
r =60².25 ´ tgz¢ = К´ tgz¢. Здесь К – постоянная рефракции при указанных выше условиях.
По приведенным формулам рефракция вычисляется для зенитного расстояния не более 70 угловых градусов с точностью до 0.¢¢01 . Пулковские таблицы (5-е издание) позволяют учитывать влияние рефракции до зенитного расстояния z = 80 угловых градусов.
Для более точных расчетов учитывается зависимость рефракции не только от высоты объекта над горизонтом, но и от состояния атмосферы, главным образом от ее плотности, которая сама является функцией, в основном температуры и давления. Поправки на рефракцию рассчитываются при давлении В [мм.рт.ст.] и температуре t° С по формуле:
Для учета влияния рефракции с высокой точностью (0.¢¢01 и выше) теория рефракции достаточно сложна и рассматривается в специальных курсах (Яценко, Нефедьева А.И.и др). Функционально величина рефракции зависит от многих параметров: высоты (H), широты места (j), также температуры воздуха (t), атмосферного давления (p), атмосферного давления (В) на пути светового луча от небесного светила до наблюдателя и различна для разных длин волн электромагнитного спектра (l) и каждого зенитного расстояния (z). Современные расчеты рефракции выполняются на ЭВМ.
Следует также отметить, что рефракцию по степени ее влияния и учета разделяют на нормальную (табличную) и аномальную . Точность учета нормальной рефракции определяется качеством модели стандартной атмосферы и до зенитных расстояний не более 70 градусов достигает 0.¢¢01 и выше. Большое значение здесь имеет выбор места наблюдений - высокогорье, с хорошим астроклиматом и регулярным рельефом местности, обеспечивающим отсутствие наклонных слоев воздуха. При дифференциальных измерениях с достаточным числом опорных звезд на ПЗС кадрах можно учитывать влияние вариаций рефракции, таких как дневная и годичная.
Аномальная рефракция , такая как инструментальная и павильонная учитывается обычно достаточно хорошо с помощью систем сбора метеоданных. В приземном слое атмосферы (до 50 метров) используются такие методы как размещение метеодатчиков на мачтах и зондирование. Во всех указанных случаях можно достичь точности учета аномалий рефракции не хуже 0.²01. Труднее устранить влияние флуктуаций рефракции, обусловленных атмосферной турбуленцией высокой частоты, которые имеют доминирующее влияние. Спектр мощности дрожаний показывает, что их амплитуда значительна в диапазоне от 15гц до 0.02гц. Отсюда следует, что оптимальное время регистрации небесных обьектов должно быть не менее 50 секунд. Эмпирические формулы, выведенные Э.Хегом (e =± 0.²33(T+0.65) - 0.25 ,
где Т - время регистрации) и И.Г.Колчинским (e =1\Ön(± 0.²33(secz) 0.5 , где n - число моментов регистрации) показывают, что при таком времени регистрации для зенитного расстояния (z) равного нулю, точность положения (e) звезды, около 0.²06-0.²10.
По другим оценкам такой тип рефракции может быть учтен посредством измерений в течение одной-двух минут с точностью до 0."03 (А.Яценко), до 0."03-0."06 для звезд в диапазоне 9-16 величины (I.Reqiume) или до 0."05 (E.Hog). Расчеты, проведенные в обсерватории США USNO Стоуном и Даном показали, что при ПЗС регистрации на автоматическом меридианном телескопе (поле зрения 30" x 30" и время экспозиции 100 секунд) можно определить положения звезд дифференциально с точностью до 0.²04. Перспективная оценка, выполненная американскими астрономами Colavita, Zacharias и др. (см. табл.7.1) для широкоугольных наблюдений в видимом диапазоне длин волн показывает, что с помощью двухцветной методики можно достигнуть атмосферного предела точности, около 0.²01.
Для перспективных телескопов с полем зрения ПЗС, порядка, 60"x60", с использованием многоцветовой методики наблюдений, отражательной оптики, наконец с использованием дифференциальными методами опорных каталогов высокой плотности и точности на уровне космических каталогов типа HC и TC
вполне реально достижение точности, порядка нескольких миллисекунд (0.²005).
Рефракция
Видимое положение светила над горизонтом, строго говоря, отличается от вычисленного по формуле (1.37). Дело в том, что лучи света от небесного тела, прежде чем попасть в глаз наблюдателя, проходят сквозь атмосферу Земли и преломляются в ней, а так как плотность атмосферы увеличивается к поверхности Земли, то луч света (рис. 19) все более и более отклоняется в одну и ту же сторону по кривой линии, так что направление ОМ 1 , по которому наблюдатель О видит светило, оказывается отклоненным в сторону зенита и не совпадающим с направлением ОМ 2 (параллельным ВМ ), по которому он видел бы светило при отсутствии атмосферы.
Явление преломления световых лучей при прохождении ими земной атмосферы называется астрономической рефракцией.
Угол M 1 OM 2 называется углом рефракции или рефракцией r . Угол ZOM 1 называется видимым зенитным расстоянием светила z", а угол ZOM 2 - истинным зенитным расстоянием z.
Непосредственно из рис. 19 следует
z - z" = r или z = z" + r ,
т.е. истинное зенитное расстояние светила больше видимого на величину рефракции r . Рефракция как бы приподнимает светило над горизонтом.
По законам преломления света луч падающий и луч преломленный лежат в одной плоскости. Следовательно, траектория луча МВО и направления ОМ 2 и OM 1 лежат в одной вертикальной плоскости. Поэтому рефракция не изменяет азимута светила, и, кроме того, равна нулю, если светило находится в зените.
Если светило находится в кульминации, то рефракция изменяет только его склонение и на ту же величину, что и зенитное расстояние, так как в этом случае плоскости его часового и вертикального кругов совпадают. В остальных случаях, когда эти плоскости пересекаются под некоторым углом, рефракция изменяет и склонение, и прямое восхождение светила.
Точная теория рефракции очень сложна и рассматривается в специальных курсах. Рефракция зависит не только от высоты светила над горизонтом, но и от состояния атмосферы, главным образом от ее плотности, которая сама является функцией, в основном температуры и давления. При давлении В мм. рт. ст. и температуре t° С приближенное значение рефракции
По формулам (1.38) и (1.39) рефракция вычисляется в тех случаях, когда видимое зенитное расстояние z" < 70°. При z" > 70° формулы (1.38) и (1.39) дают ошибку больше 1", увеличивающуюся при дальнейшем приближении к горизонту до бесконечности, тогда как действительная величина рефракции в горизонте составляет около 35". Поэтому для зенитных расстояний z" > 70° рефракция определяется путем сочетания теории со специальными наблюдениями.
Вследствие рефракции наблюдается изменение формы дисков Солнца и Луны при их восходе или заходе. Рефракция нижних краев дисков этих светил у горизонта почти на 6" больше рефракции верхних краев, а так как горизонтальные диаметры рефракцией не изменяются, то видимые диски Солнца и Луны принимают овальную форму.
Рефракция астрономическая - явление преломления световых лучей от небесных светил при прохождении через атмосферу. Поскольку плотность планетных атмосфер всегда убывает с высотой, преломление света происходит таким образом, что своей выпуклостью искривленный луч во всех случаях обращен в сторону зенита. В связи с этим рефракция всегда "приподнимает" изображения небесных светил над их истинным положением.
Величина рефракции, то есть угол между истинным и видимым положениями светила на небосклоне, связана с длиной пробега луча в атмосфере и углом наклона луча к атмосферным слоям равной плотности. Рефракция равна нулю в зените и возрастает по мере удаления от зенита с приближением к горизонту. Для наблюдений с поверхности Земли величина рефракции r выражается приближенной формулой r=60,2"tg z , где z - видимое зенитное расстояние светила (смотрите Небесные координаты). Эта формула остается справедливой лишь для z<70 градусов. Ближе к горизонту рефракция характеризуется большими величинами.
Величина рефракции в данный момент времени для данного пункта наблюдений меняется в зависимости от температуры, давления, влажности и других метеорологических факторов. При выполнении высокоточных астрономических измерений (смотрите Астрометрия) рефракция учитывается путем введения в результаты измерений соответствующих поправок.
Рефракция вызывает на Земле ряд оптико-атмосферных эффектов: увеличение долготы дня вследствие того, что солнечный диск из-за рефракции поднимается над горизонтом на несколько минут раньше момента, в который Солнце должно было бы взойти на основании геометрических соображений; сплюснутость видимых дисков Луны и Солнца близ горизонта из-за того, что нижний край дисков поднимается рефракцией выше, чем верхний; мерцание звезд и другое. Вследствие различия величины рефракции у световых лучей с разной длиной волны (синие и фиолетовые лучи отклоняются больше, чем красные) вблизи горизонта происходит кажущееся окрашивание небесных светил.
Соответствующие поправки величины рефракции используются при наблюдениях звезд, планет и других светил, удаленных на очень большие расстояния от Земли. Для более близких небесных тел, которые находятся, скажем, ближе Луны, влияние рефракции несколько отлично от известных величин. Связано это с тем, что вследствие искривления луча света в атмосфере направления на близкие светила из точки, где стоит наблюдатель, и из точки, в которой луч света входит в земную атмосферу, непараллельны и составляют небольшой угол. Этот угол называют рефракционным параллаксом. Поправка за рефракционный параллакс вносится в результаты наблюдений Луны (до 1,2 угловой секунды) и искусственных спутников Земли (до нескольких десятков минут).
Энциклопедический словарь юного астронома, 1980 год
Астрономическая рефракция – явление преломления лучей света в земной атмосфере. Вследствие рефракции наблюдаемое (измеряемое) направление на светило не соответствует действительному, которое имело бы место при отсутствии атмосферы. Уголr, на который отклоняется луч в атмосфере, также называется рефракцией.
Строение атмосферы сложное и нестабильное. Чтобы получить формулу, вполне определяющую величину рефракции, надо выбрать модель атмосферы.
В геодезической астрономии принята модель нормальной атмосферы, определяющаяся следующими положениями:
Атмосфера состоит из ряда слоев;
Плотность воздуха d в каждом слое постоянна и убывает с высотой;
Нормаль к границе двух сред, проведенная в точке падения луча, совпадает с отвесной линией.
В основе теории рефракции лежат законы преломления света:
1. Луч падающий, луч преломленный и нормаль, проведенная в точке падения к границе двух сред, лежат в одной плоскости.
Отсюда следует вывод, что для нормальной атмосферы преломление света происходит в вертикальной плоскости, то есть рефракция влияет только на зенитное расстояние, но не на азимут светила.
2. Закон Снеллиуса. Отношение синуса угла падения i 1 к синусу угла преломления i 2 для данных двух сред есть величина постоянная, равная отношению показателя преломления m 2 к показателю преломления m 1:
sin i 1 /sin i 2 = m 2 / m 1 .
Отсюда следует, что если плотность второго слоя d 2 больше плотности первого слоя d 1 , то m 2 > m 1 , и i 2 < i 1 , то есть луч, попадая из менее плотного слоя в более плотный слой, отклоняется к отвесной линии.
Рассмотрим, как влияет астрономическая рефракция на координаты светила. Допустим, что поверхность Земли – плоскость в точке наблюдения М
(рис. 1.20). Луч, падающий в вакууме от звезды, преломляется, попадая в земную атмосферу. Вследствие этогонаблюдаемое направление на светило не соответствует действительному, которое имело бы место при отсутствии атмосферы. На рис. 1.20 видно, что топоцентрическое зенитное расстояние z топ есть сумма измеренного зенитного расстояния z" и рефракции r:
Z топ = z" + r.
Для модели нормальной атмосферы астрономическая рефракция не изменяет горизонтальное направление, то есть азимут топоцентрический равен азимуту измеренному
Выведем формулу для вычисления значения r.
Согласно закону Снеллиуса,
sin z топ /sin z" = m/1,
отсюда sin z топ = m sin z", или
sin (z" + r) = m sin z". (1.12)
Раскроем левую часть (1.12):
sin z" cos r + sin r cos z" = m sin z".
Поскольку угол r мал, то
cos r ~ 1, sin r = r"/206265".
sin z" + cos z"r"/206265" = m sin z". (1.13)
Разделим обе части выражения (1.13) на sin z" и выразим r":
r" = (m - 1) tg z" · 206265".
Таким образом, астрономическая рефракция r зависит от зенитного расстояния светила и коэффициента преломления воздуха. Показатель преломления m пропорционален плотности атмосферы d, которая, в свою очередь, зависит от температуры и давления. Используя законы Бойля – Мариотта и Гей – Люссака, можно записать для любого состояния атмосферы:
r = 21.67′′ B tg z′/(273 + t o C), (1.14)
где В - давление, мм рт. ст.,
t – температура в градусах Цельсия,
z" – измеренное зенитное расстояние.
Для нормальной атмосферы с t o = 0 o C и В = 760 мм рт. ст. значение рефракции есть r о = 60.3"tg z"; при t o = 10 o C и В = 760 мм рт. ст. соотвествующее значение r о = 58.1"tg z".
Выражения для r о называются средней рефракцией и применяются в приближенных астрономических определениях с погрешностью более 1".
С увеличением зенитного расстояния величина рефракции растет. На горизонте значение рефракции для нормальной атмосферы достигает величины примерно 35¢.
Для определения поправки за рефракцию составляются специальные таблицы. В Астрономическом ежегоднике приводится несколько видов таблиц:
Таблица средней рефракции, где r вычислена для постоянных температуры t = 10 o C и давления В = 760 мм рт. ст., как функция от измеренного зенитного расстояния, то есть, r о = f (z", t 10 , B 760);
Таблица поправок в среднюю рефракцию за температуру и давление.
При помощи этих таблиц можно получить значение рефракции с точностью до 1".
Значения рефракции с точностью 0.1" приведены в логарифмической таблице.
Параллакс
Параллаксом называется изменение направления на объект при наблюдении его из разных точек пространства. Земля участвует в двух движениях – суточном и годичном, поэтому наблюдения небесных светил, выполняемые даже с одного и того же пункта земной поверхности, всякий раз производят из разных точек пространства.
Суточный параллакс возникает вследствие наблюдения светил в разное время суток. Поправка за суточный параллакс есть приведение наблюдений, выполненных на поверхности Земли, к центру Земли (переход от топоцентрических координат к геоцентрическим).
Годичный параллакс обусловлен наблюдениями в разное время года. Поправка за годичный параллакс – приведение наблюдений к центру Солнца (барицентру Солнечной системы), или переход от геоцентрических координат к гелиоцентрическим (барицентрическим).
