Atmosfærisk brytning er avviket til lysstråler fra en rett linje når de passerer gjennom atmosfæren på grunn av endringer i lufttetthet med høyden. Atmosfærisk brytning ca. jordens overflate skaper luftspeilinger og kan føre til at fjerne objekter ser ut til å flimre, dirre eller være høyere eller lavere enn deres sanne posisjon. I tillegg kan formen på gjenstander være forvrengt - de kan virke flate eller strukket. Periode "brytning" Det samme gjelder brytning av lyd.

Atmosfærisk brytning er grunnen til at astronomiske objekter stiger over horisonten noe høyere enn de faktisk er. Refraksjon påvirker ikke bare lysstråler, men alt elektromagnetisk stråling, selv om det er i varierende grad. For eksempel i synlig lys, blå mer påvirket av brytning enn rødt. Dette kan føre til at astronomiske objekter blir uskarpe til et spekter i bilder med høy oppløsning.

Om mulig planlegger astronomene sine observasjoner når himmellegemet passerer det øvre kulminasjonspunktet, når det er høyest over horisonten. Også når de bestemmer koordinatene til et skip, vil seilere aldri bruke en armatur hvis høyde er mindre enn 20° over horisonten. Hvis det ikke kan unngås å observere en stjerne nær horisonten, kan teleskopet utstyres med kontrollsystemer for å kompensere for forskyvningen forårsaket av lysbrytningen i atmosfæren. Hvis spredning også er et problem (ved bruk av et bredbåndskamera for høyoppløselige observasjoner), kan atmosfærisk refraksjonskorreksjon brukes (ved å bruke et par roterende glass prismer). Men siden graden av atmosfærisk brytning avhenger av temperatur og trykk, samt fuktighet (mengden vanndamp, som er spesielt viktig når du observerer i midten infrarød region spektrum), kan mengden innsats som kreves for vellykket kompensasjon være uoverkommelig.

Atmosfærisk brytning forstyrrer observasjoner sterkest når det ikke er jevnt, for eksempel i nærvær av turbulens i luften. Dette er grunnen til stjerneglimt og deformasjon av solens synlige form ved solnedgang og soloppgang.

Atmosfæriske brytningsverdier

Atmosfærisk brytning lik null ved senit, mindre enn 1" (ett bueminutt) i en tilsynelatende høyde på 45° over horisonten, og når en verdi på 5,3" ved 10° høyde; brytningen øker raskt med synkende høyde, når 9,9" ved 5° høyde, 18,4" ved 2° høyde og 35,4" ved horisonten (1976 Allen, 125); alle verdier oppnådd ved 10°C og atmosfærisk trykk 101,3 kPa.

Ved horisonten er verdien av atmosfærisk brytning litt større enn solens tilsynelatende diameter. Derfor, når hele solskiven er synlig like over horisonten, er den bare synlig på grunn av brytning, siden hvis det ikke var noen atmosfære, ville ikke en eneste del av solskiven vært synlig.

I henhold til den aksepterte konvensjonen omtales tidspunktet for soloppgang og solnedgang som tidspunktet når den øvre kanten av solen vises eller forsvinner over horisonten; standardverdien for den sanne høyden til solen er -50"...-34" for brytning og -16" for halvdiameteren til solen (høyde himmellegeme vanligvis gitt for midten av disken). Når det gjelder Månen, er ytterligere korreksjoner nødvendig for å ta hensyn til Månens horisontale parallakse og dens tilsynelatende halve diameter, som varierer avhengig av avstanden til jord-månesystemet.

Daglige værendringer påvirker nøyaktig tid opp- og nedgang av solen og månen (), og av denne grunn er det ikke fornuftig å gi tidspunktet for tilsynelatende solnedgang og soloppgang for lyskilder med en nøyaktighet større enn et bueminutt (dette er beskrevet mer detaljert i boken "Astronomiske algoritmer", Jean Meeus, 1991, s. 103). Mer nøyaktige beregninger kan være nyttige for å bestemme dag-til-dag endringer i tider for soloppgang og solnedgang ved bruk standard størrelser brytning, siden det er klart at reell forandring kan variere på grunn av uforutsigbare endringer i brytningsverdien.

På grunn av det faktum at atmosfærisk brytning er 34" ved horisonten, og bare 29 bueminutter i en høyde på 0,5° over horisonten, så ved solnedgang eller soloppgang ser det ut til å være flatet ut med omtrent 5" (som er omtrent 1/6 av dens tilsynelatende diameter).

Beregning av atmosfærisk brytning

Strenge brytningsberegninger krever numerisk integrasjon ved å bruke denne metoden beskrevet i papiret av Auer og Standish Astronomisk brytning: beregning for alle senitvinkler, 2000. Bennett (1982) i sin artikkel "Calculation of astronomical refraction for applications in marine navigation" utledet en enkel empirisk formel for å bestemme verdien av brytning avhengig av den tilsynelatende høyden til armaturene, ved å bruke Garfinkel-algoritmen (1967) som referanse, hvis h a- dette er den tilsynelatende høyden til armaturet i grader, deretter brytning R i bueminutter vil være lik

Nøyaktigheten til formelen er opptil 0,07" for høyder fra 0° til -90° (Meeus 1991, 102). Smardson (1986) utledet en formel for å bestemme brytning i forhold til den sanne høyden til armaturene; hvis h- dette er den sanne høyden til lyskilden i grader, deretter brytningen R i bueminutter vil være

formelen stemmer overens med Bennett-formelen med en nøyaktighet på 0,1". Begge formlene vil være korrekte ved et atmosfærisk trykk på 101,0 kPa og en temperatur på 10 ° C; for forskjellige betydninger trykk R og temperatur T resultatet av å beregne refraksjon gjort ved hjelp av disse formlene skal multipliseres med

(ifølge Meeus 1991, 103). Brytningen øker med omtrent 1 % for hver trykkøkning på 0,9 kPa og avtar med omtrent 1 % for hver trykkreduksjon på 0,9 kPa. Tilsvarende øker brytningen med ca. 1 % for hver 3°C reduksjon i temperatur og brytningen avtar med ca. 1 % for hver 3°C økning i temperaturen.

Graf over brytning mot høyde (Bennett, 1982)

Tilfeldige atmosfæriske effekter forårsaket av brytning

Atmosfærisk turbulens øker og reduserer den tilsynelatende lysstyrken til stjerner, noe som gjør dem lysere eller svakere på millisekunder. De langsomme komponentene i disse svingningene er synlige for oss som flimrende.

I tillegg forårsaker turbulens små tilfeldige bevegelser synlig bilde stjerne, og produserer også raske endringer i strukturen. Disse effektene er ikke synlige det blotte øye, men de er lette å se selv med et lite teleskop.

Side 1

Atmosfærisk brytning avhenger av vind og tilstedeværelsen av luftlag ulike tettheter. Det maksimale bidraget til denne effekten er vanligvis gitt av overflatevinden. Derfor anbefales det å utføre feltmålinger av støynivå ved en vindhastighet på ikke mer enn 5 m/s. Det er også nødvendig å ta hensyn til kompassroseeffekten. Refraksjon påvirkes også av lufttemperaturen. På dagtid, ved høye lufttemperaturer nær jordoverflaten og i et kaldere lag over, lydbølge sprer seg over det varme laget og reflekterer oppover, noe som reduserer støynivået. Om natten oppstår det motsatte fenomenet, noe som resulterer i økt støy. Vanligvis er denne effekten merkbar i avstander på opptil 70 m fra veien.  

På grunn av atmosfærisk brytning ser solen og månen, når de er nær horisonten (under soloppgang eller solnedgang), flatete i vertikal retning. På grunn av brytning vises hvert lys over horisonten selv før den sanne utgangen og forblir synlig en stund etter den sanne solnedgangen.  

Fenomenene med atmosfærisk brytning gjør det vanskelig å gjennomføre vitenskapelig forskning og bruk av et nummer optiske metoder løse tekniske problemer.  

I tillegg til atmosfærisk brytning, oppstår bøyning rundt jordoverflaten på grunn av diffraksjon av radiobølger. Men i skyggesonen (utover horisonten) synker intensiteten av radiobølger raskt på grunn av tap i den underliggende overflaten, som raskt øker med økende frekvens av radiosignalet. Derfor, i RNS lang rekkevidde De bruker bølger i langbølge- og ultralangbølgeområdet.  

For å gi korreksjon for påvirkningen av atmosfærisk brytning på overføringen av radiobølger, er det foreslått modeller for gjennomsnittlige korrigeringer av brytningsindeksen.  

Dette fenomenet kalles atmosfærisk brytning, og vinkelforskyvningen Af kalles brytningsvinkelen. Brytningsvinkelen Lsr er 0 for stjerner plassert i senit, og er maksimal (Af 35) for stjerner som befinner seg nær horisonten.  

Merk at, på grunn av atmosfærisk brytning, vil helningsvinkelen som bestemmer retningen til den stasjonære satellitten avvike fra p-verdien, som bestemmes fra uttrykk (2.6) eller fra fig. 2.1, med verdien av Ar. Sistnevnte avhenger av den atmosfæriske brytningsindeksen n og dens endring med høyden.  

Atmosfærisk brytning har en betydelig innflytelse på forplantningen av bølgene som vurderes. Effekten reduseres til krumningen av banene til radiobølger, og får en krumlinjet karakter med en konveksitet i motsatt retning av jordens overflate. Refraksjon er mer uttalt jo høyere innhold av vanndamp i luften. I siste årene Tilfeller av ultra-lang rekkevidde forplantning av ultrakorte bølger er etablert - over avstander mange ganger større enn siktlinjeavstanden.  

Under terrestriske forhold avhenger det av atmosfærisk brytningskoeffisient og spesielt av ledningsevnen til overflaten som bølgene forplanter seg langs.  

Hvis vi tar hensyn til den såkalte atmosfæriske brytningen, vil resultatet bli enda mer uventet. Refraksjon bøyer banen til stråler i luften og lar oss dermed se soloppgangen før dens geometriske utseende over horisonten. Men med øyeblikkelig forplantning av lys kan ikke brytning forekomme, siden brytning er forårsaket av forskjellen i lyshastigheten i forskjellige medier.  

Brytningen av radiobølger eller optiske stråler i atmosfæren, kalt atmosfærisk brytning, fører til en bøyning i banen for deres forplantning.  

Den tar ikke hensyn til at solens tilsynelatende posisjon påvirkes av atmosfærisk brytning selv når stjernen er under horisonten. Dette kan ikke vurderes direkte, siden solen er usynlig, men kan gjøres indirekte - av lysstyrken til daggry, beregnet for fravær av brytning og målt i nærvær av sistnevnte.  

Astronomisk brytning er fenomenet brytning av lysstråler fra himmellegemer når de passerer gjennom atmosfæren. Siden tettheten til planetariske atmosfærer alltid avtar med høyden, oppstår lysbrytningen på en slik måte at dens konveksitet i den buede strålen i alle tilfeller er rettet mot senit. I denne forbindelse "hever" refraksjon alltid bildene av himmellegemer over deres sanne posisjon (se figur).

Størrelsen på brytningen, dvs. vinkelen mellom den sanne og tilsynelatende posisjonen til lyset på himmelen, er relatert til lengden på strålen i atmosfæren og helningsvinkelen til strålen til atmosfæriske lag lik tetthet. Refraksjon er null ved senit og øker med avstanden fra senit og nærmer seg horisonten. For observasjoner fra jordens overflate uttrykkes verdien av refraksjon z ved den omtrentlige formelen r = 57 "tan z, der z er den tilsynelatende senitavstanden til stjernen (se himmelkoordinater). Denne formelen forblir gyldig bare for z<70°. Ближе к горизонту рефракция характеризуется величинами, приведенными в таблице.

Verdien av brytning på et gitt tidspunkt for et gitt observasjonspunkt varierer avhengig av temperatur, trykk, fuktighet og andre meteorologiske faktorer. Når du utfører astronomiske målinger med høy presisjon (se Astrometri), tas det hensyn til refraksjon ved å innføre passende korreksjoner i måleresultatene.

Refraksjon forårsaker en rekke optisk-atmosfæriske effekter på jorden: en økning i lengden på dagen på grunn av at solskiven, på grunn av brytning, stiger over horisonten flere minutter tidligere enn øyeblikket da solen skulle ha stått opp basert på geometriske betraktninger; oblatiteten til de synlige skivene til Månen og Solen nær horisonten på grunn av det faktum at den nedre kanten av skivene stiger høyere ved brytning enn den øvre; glimt av stjerner osv. På grunn av forskjellen i brytningsstørrelsen til lysstråler med forskjellige bølgelengder (blå og fiolette stråler avviker mer enn røde), oppstår en tilsynelatende farging av himmellegemer nær horisonten.

Korreksjonene gitt i tabellen brukes når du observerer stjerner, planeter og andre kropper som befinner seg i svært store avstander fra jorden.

For nærmere himmellegemer som for eksempel er nærmere Månen, er effekten av brytning noe forskjellig fra verdiene gitt i tabellen. Dette skyldes det faktum at, på grunn av krumningen til en lysstråle i atmosfæren, er retningslinjene til nærliggende armaturer fra punktet der observatøren står og fra punktet der lysstrålen kommer inn i jordens atmosfære ikke- parallelle og danner en liten vinkel. Denne vinkelen kalles refraktiv parallakse. En korreksjon for refraktiv parallakse gjøres til resultatene av observasjoner av månen (opptil 1,2") og kunstige jordsatellitter (opptil flere titalls minutter).

Astronomisk brytning

Når lysstrålene passerer gjennom jordens atmosfære, endrer de sin rette retning. På grunn av økningen i atmosfærisk tetthet, øker brytningen av lysstråler når de nærmer seg jordoverflaten. Som et resultat ser observatøren himmellegemene som om de er hevet over horisonten med en vinkel som kalles astronomisk brytning.

Refraksjon er en av hovedkildene til både systematiske og tilfeldige observasjonsfeil. I 1906 Newcombe skrev at det ikke er noen gren av praktisk astronomi som det er skrevet så mye om som om refraksjon, og som ville være i en så utilfredsstillende tilstand. Fram til midten av 1900-tallet reduserte astronomene sine observasjoner ved å bruke refraksjonstabeller satt sammen på 1800-tallet. Den største ulempen med alle gamle teorier var en unøyaktig forståelse av strukturen til jordens atmosfære.

La oss ta jordens overflate AB som en kule med radius OA=R, og forestille oss jordens atmosfære i form av lag konsentriske med den aw, en 1 i 1 og 2 i 2...med tettheter økende når lagene nærmer seg jordoverflaten (fig. 2.7). Da vil en stråle SA fra et veldig fjernt legeme, brutt i atmosfæren, komme til punktet A i retningen S¢A, som avviker fra dens utgangsposisjon SA eller fra retningen S²A parallelt med den med en viss vinkel S¢AS²= r, kalt astronomisk refraksjon. Alle elementene i den buede strålen SA og dens endelige tilsynelatende retning AS¢ vil ligge i det samme vertikale plan ZAOS. Følgelig øker astronomisk brytning bare den sanne retningen til lyset i det vertikale planet som passerer gjennom det.

Vinkelhøyden til en stjerne over horisonten i astronomi kalles stjernens høyde. Vinkel S¢AH = h¢ vil være den tilsynelatende høyden til stjernen, og vinkelen S²AH = h = h¢ - r er dens sanne høyde. Hjørne z er den sanne senitavstanden til lyskilden, og z¢ er dens synlige verdi.

Mengden brytning avhenger av mange faktorer og kan endres overalt på jorden, selv i løpet av en dag. For gjennomsnittlige forhold ble en omtrentlig brytningsformel oppnådd:

Dh=-0,9666 ctg h¢. (2.1)

Koeffisienten 0,9666 tilsvarer tettheten til atmosfæren ved en temperatur på +10°C og et trykk på 760 mm Hg. Hvis egenskapene til atmosfæren er forskjellige, må korreksjonen for brytning, beregnet i henhold til formel (2.1), korrigeres ved korreksjoner for temperatur og trykk.

Fig. 2.7 Astronomisk brytning

For å ta hensyn til astronomisk brytning i senitalmetoder for astronomiske bestemmelser, måles temperatur og lufttrykk under observasjon av senitavstandene til armaturer. I nøyaktige metoder for astronomiske bestemmelser, måles senitavstandene til armaturer i området fra 10° til 60°. Den øvre grensen skyldes instrumentelle feil, den nedre grensen skyldes feil i refraksjonstabellene.

Senitavstanden til armaturet, korrigert ved refraksjonskorreksjon, beregnes ved hjelp av formelen:

Gjennomsnittlig (normal ved en temperatur på +10°C og et trykk på 760 mm Hg.) brytning, beregnet ved z¢;

En koeffisient som tar hensyn til lufttemperatur, beregnet fra temperaturverdien;

B– koeffisient som tar hensyn til lufttrykk.

Mange forskere studerte teorien om brytning. Opprinnelig var den opprinnelige antagelsen at tettheten til forskjellige lag i atmosfæren avtar med økende høyde på disse lagene i en aritmetisk progresjon (Bouguer). Men denne antagelsen ble snart anerkjent som utilfredsstillende i alle henseender, siden den førte til en for liten brytningsverdi og til en for rask nedgang i temperaturen med høyden over jordoverflaten.

Newton antok at atmosfærens tetthet avtar med høyden i henhold til loven om geometrisk progresjon. Og denne hypotesen viste seg å være utilfredsstillende. Ifølge denne hypotesen viste det seg at temperaturen i alle lag av atmosfæren skulle holde seg konstant og lik temperaturen på jordoverflaten.

Den mest geniale var Laplaces hypotese, mellom de to ovenfor. Brytningstabellene som ble publisert årlig i den franske astronomiske kalenderen var basert på denne Laplace-hypotesen.

Jordens atmosfære med dens ustabilitet (turbulens, brytningsvariasjoner) setter en grense for nøyaktigheten av astronomiske observasjoner fra jorden.

Når du velger et sted for installasjon av store astronomiske instrumenter, studeres først astroklimaet i området grundig, som forstås som et sett med faktorer som forvrenger formen på bølgefronten til stråling fra himmellegemer som passerer gjennom atmosfæren. Hvis bølgefronten når enheten uforvrengt, kan enheten i dette tilfellet fungere med maksimal effektivitet (med en oppløsning som nærmer seg den teoretiske).

Som det viste seg, er kvaliteten på det teleskopiske bildet redusert hovedsakelig på grunn av interferens introdusert av grunnlaget i atmosfæren. Jorden, på grunn av sin egen termiske stråling om natten, avkjøles betydelig og avkjøler det tilstøtende luftlaget. En endring i lufttemperatur med 1°C endrer brytningsindeksen med 10 -6. På isolerte fjelltopper kan tykkelsen på grunnlaget av luft med en betydelig temperaturforskjell (gradient) nå flere titalls meter. I daler og flate områder om natten er dette laget mye tykkere og kan bli hundrevis av meter. Dette forklarer valget av lokaliteter for astronomiske observatorier på fjellryggene og på isolerte topper, hvorfra tettere kald luft kan strømme inn i dalene. Høyden på teleskoptårnet er valgt slik at instrumentet er plassert over hovedområdet for temperaturinhomogeniteter.

En viktig faktor i astroklima er vinden i overflatelaget av atmosfæren. Ved å blande lag med kald og varm luft, forårsaker det utseendet av tetthetsinhomogeniteter i luftsøylen over enheten. Inhomogeniteter hvis dimensjoner er mindre enn diameteren til teleskopet fører til ufokusering av bildet. Større tetthetsfluktuasjoner (flere meter eller større) forårsaker ikke skarpe forvrengninger av bølgefronten og fører hovedsakelig til forskyvning i stedet for ufokusering av bildet.

I de øvre lagene av atmosfæren (ved tropopausen) observeres også svingninger i luftens tetthet og brytningsindeks. Men forstyrrelser i tropopausen påvirker ikke nevneverdig kvaliteten på bilder produsert av optiske instrumenter, siden temperaturgradienter der er mye mindre enn i overflatelaget. Disse lagene forårsaker ikke skjelving, men glimt av stjerner.

I astroklimatiske studier etableres en sammenheng mellom antall klare dager registrert av værtjenesten og antall netter egnet for astronomiske observasjoner. De mest fordelaktige områdene, ifølge astroklimatiske analyser av territoriet til det tidligere Sovjetunionen, er noen fjellområder i de sentralasiatiske statene.

Terrestrisk brytning

Stråler fra bakkeobjekter, hvis de reiser en lang nok vei i atmosfæren, opplever også brytning. Strålers bane er bøyd under påvirkning av brytning, og vi ser dem på feil steder eller i feil retning der de faktisk er. Under visse forhold, som et resultat av terrestrisk brytning, vises mirages - falske bilder av fjerne objekter.

Terrestrisk brytningsvinkel a er vinkelen mellom retningen til den tilsynelatende og faktiske posisjonen til det observerte objektet (fig. 2.8). Verdien av vinkelen a avhenger av avstanden til det observerte objektet og av den vertikale temperaturgradienten i overflatelaget av atmosfæren, der forplantningen av stråler fra bakkeobjekter skjer.

Fig.2.8. Manifestasjon av terrestrisk refraksjon under syn:

a) – fra bunn til topp, b) – fra topp til bunn, a – terrestrisk brytningsvinkel

Det geodetiske (geometriske) siktområdet er assosiert med terrestrisk refraksjon (fig. 2.9). La oss anta at observatøren befinner seg i punkt A i en viss høyde hH over jordoverflaten og observerer horisonten i retning av punkt B. NAN-planet er et horisontalt plan som går gjennom punkt A vinkelrett på jordklodens radius, kalt planet for den matematiske horisonten. Hvis lysstråler forplanter seg rettlinjet i atmosfæren, vil det fjerneste punktet på jorden som en observatør fra punkt A kunne se, være punkt B. Avstanden til dette punktet (tangens AB til kloden) er det geodetiske (eller geometriske) siktområdet D 0 . En sirkulær linje på jordoverflaten eksplosiv er den geodetiske (eller geometriske) horisonten til observatøren. Verdien av D 0 bestemmes bare av geometriske parametere: Jordens radius R og høyden h H til observatøren og er lik D o ≈ √ 2Rh H = 3,57√ h H, som følger av fig. 2.9.

Fig.2.9. Terrestrisk brytning: matematiske (NN) og geodetiske (BB) horisonter, geodetisk synlighetsområde (AB=D 0)

Hvis en observatør observerer et objekt som befinner seg i en høyde h over jordens overflate, vil det geodetiske området være avstanden AC = 3,57(√ t H + √ t pr). Disse utsagnene ville være sanne hvis lys reiste i en rett linje gjennom atmosfæren. Men det er ikke sant. Med en normal fordeling av temperatur og lufttetthet i overflatelaget, vender den buede linjen som viser banen til lysstrålen mot jorden med sin konkave side. Derfor vil det fjerneste punktet som en observatør fra A vil se ikke være B, men B¢. Det geodetiske siktområdet AB¢, tatt i betraktning brytning, vil i gjennomsnitt være 6-7 % større og i stedet for koeffisienten på 3,57 i formlene vil det være en koeffisient på 3,82. Geodetisk rekkevidde beregnes ved hjelp av formlene

, t - i m, D - i km, R - 6378 km

Hvor h n og h pr – i meter, D – i kilometer.

For en person med gjennomsnittlig høyde er horisontavstanden på jorden omtrent 5 km. For kosmonautene V.A. Shatalov og A.S. Eliseev, som fløy på romfartøyet Soyuz-8, var horisonten i perigeum (høyde 205 km) 1730 km, og i apogeum (høyde 223 km) - 1800 km.

For radiobølger er brytningen nesten uavhengig av bølgelengden, men i tillegg til temperatur og trykk avhenger den også av vanndampinnholdet i luften. Under de samme forholdene med temperatur- og trykkendringer brytes radiobølger sterkere enn lette, spesielt med høy luftfuktighet.

Derfor, i formlene for å bestemme rekkevidden til horisonten eller detektere et objekt med en radarstråle foran roten, vil det være en koeffisient på 4,08. Følgelig er horisonten til radarsystemet omtrent 11 % lenger unna.

Radiobølger reflekteres godt fra jordoverflaten og fra den nedre grensen til inversjonen eller laget med lav luftfuktighet. I en slik unik bølgeleder dannet av jordoverflaten og bunnen av inversjonen, kan radiobølger forplante seg over svært lange avstander. Disse funksjonene til radiobølgeutbredelse er vellykket brukt i radar.

Lufttemperaturen i grunnlaget, spesielt i dens nedre del, faller ikke alltid med høyden. Det kan avta med forskjellige hastigheter, det kan ikke endre seg med høyden (isotermi) og det kan øke med høyden (inversjon). Avhengig av størrelsen og fortegn på temperaturgradienten, kan refraksjon ha forskjellige effekter på rekkevidden til den synlige horisonten.

Den vertikale temperaturgradienten i en homogen atmosfære der lufttettheten ikke endres med høyden, g 0 = 3,42°C/100m. La oss vurdere hva strålebanen vil være AB ved forskjellige temperaturgradienter på jordoverflaten.

La , dvs. lufttemperaturen synker med høyden. Under denne tilstanden avtar også brytningsindeksen med høyden. Banen til lysstrålen vil i dette tilfellet være vendt mot jordoverflaten med dens konkave side (i fig. 2.9 banen AB¢). Denne brytningen kalles positiv. Det lengste punktet I¢ observatøren vil se i retning av den siste tangenten til strålebanen. Denne tangenten, dvs. horisonten synlig på grunn av brytning er lik den matematiske horisonten NAS vinkel D, mindre enn vinkel d. Hjørne d er vinkelen mellom den matematiske og geometriske horisonten uten brytning. Dermed har den synlige horisonten steget med en vinkel ( d- D) og utvidet pga D > D0.

La oss nå forestille oss det g avtar gradvis, dvs. Temperaturen synker mer og saktere med høyden. Det vil komme et øyeblikk når temperaturgradienten blir null (isoterm), og da blir temperaturgradienten negativ. Temperaturen synker ikke lenger, men øker med høyden, d.v.s. temperaturinversjon observeres. Når temperaturgradienten avtar og går gjennom null, vil den synlige horisonten stige høyere og høyere, og det vil komme et øyeblikk da D blir lik null. Den synlige geodetiske horisonten vil stige til den matematiske. Jordens overflate så ut til å rette seg ut og bli flat. Det geodetiske siktområdet er uendelig stort. Strålens krumningsradius ble lik jordklodens radius.

Med en enda sterkere temperaturinversjon blir D negativ. Den synlige horisonten har hevet seg over den matematiske. Det vil se ut for observatøren ved punkt A at han er på bunnen av et enormt basseng. På grunn av horisonten stiger objekter som befinner seg langt utenfor den geodetiske horisonten og blir synlige (som om de svever i luften) (Fig. 2.10).

Slike fenomener kan observeres i polare land. Så fra den kanadiske kysten av Amerika gjennom Smith Strait kan du noen ganger se kysten av Grønland med alle bygningene på den. Avstanden til Grønlandskysten er ca. 70 km, mens den geodetiske siktrekkevidden ikke er mer enn 20 km. Et annet eksempel. Fra Hastings, på den engelske siden av Pas-de-Calais-stredet, kunne jeg se den franske kysten, liggende over sundet i en avstand på rundt 75 km.

Fig.2.10. Fenomenet uvanlig brytning i polare land

La oss nå anta det g=g 0, derfor endres ikke lufttettheten med høyden (homogen atmosfære), det er ingen brytning og D=D 0 .

På g > g 0 brytningsindeksen og lufttettheten øker med høyden. I dette tilfellet vender banen til lysstråler mot jordoverflaten med sin konvekse side. Denne brytningen kalles negativ. Det siste punktet på jorden som en observatør ved A vil se vil være B². Den synlige horisonten AB² ble smalere og falt til en vinkel (D - d).

Fra det som er diskutert, kan vi formulere følgende regel: hvis lufttettheten (og derfor brytningsindeksen) endres langs forplantningen av en lysstråle i atmosfæren, vil lysstrålen bøye seg slik at dens bane alltid er konveks i retning av å redusere tettheten (og brytningsindeksen) til luften .

Refraksjon og luftspeilinger

Ordet luftspeiling er av fransk opprinnelse og har to betydninger: "refleksjon" og "villedende syn." Begge betydningene av dette ordet gjenspeiler godt essensen av fenomenet. En luftspeiling er et bilde av et objekt som faktisk eksisterer på jorden, ofte forstørret og sterkt forvrengt. Det finnes flere typer luftspeilinger avhengig av hvor bildet er plassert i forhold til objektet: øvre, nedre, lateral og kompleks. De mest observerte er overlegne og underordnede luftspeilinger, som oppstår når det er en uvanlig fordeling av tetthet (og derfor brytningsindeks) i høyden, når det i en viss høyde eller nær jordoverflaten er et relativt tynt lag av veldig varm luft (med lav brytningsindeks), der stråler som kommer fra bakkeobjekter opplever total intern refleksjon. Dette skjer når stråler faller på dette laget i en vinkel som er større enn vinkelen for total intern refleksjon. Dette varmere luftlaget spiller rollen som et luftspeil, og reflekterer strålene som kommer inn i det.

Overlegne mirages (fig. 2.11) forekommer i nærvær av sterke temperaturinversjoner, når lufttetthet og brytningsindeks raskt avtar med høyden. I overlegne luftspeilinger er bildet plassert over objektet.

Fig.2.11. Superior Mirage

Banene til lysstråler er vist i figur (2.11). La oss anta at jordoverflaten er flat og lag med lik tetthet er plassert parallelt med den. Siden tettheten avtar med høyden, da . Det varme laget, som fungerer som et speil, ligger i høyden. I dette laget, når innfallsvinkelen til strålene blir lik brytningsindeksen (), vender strålene tilbake til jordens overflate. Observatøren kan samtidig se selve objektet (hvis det ikke er utenfor horisonten) og ett eller flere bilder over det - oppreist og omvendt.

Fig.2.12. Kompleks overlegen luftspeiling

I fig. Figur 2.12 viser et diagram over forekomsten av en kompleks øvre luftspeiling. Selve objektet er synlig ab, over ham er det et direkte bilde av ham a¢b¢, omvendt in²b² og igjen direkte a²¢b²¢. En slik luftspeiling kan oppstå hvis lufttettheten avtar med høyden, først sakte, så raskt, og igjen sakte. Bildet snur opp ned hvis strålene som kommer fra de ytterste punktene til objektet krysser hverandre. Hvis en gjenstand er langt unna (borenfor horisonten), kan det hende at selve gjenstanden ikke er synlig, men bildene, hevet høyt i luften, er synlige på store avstander.

Byen Lomonosov ligger ved bredden av Finskebukta, 40 km fra St. Petersburg. Vanligvis fra Lomonosov er St. Petersburg ikke synlig i det hele tatt eller er veldig dårlig synlig. Noen ganger er St. Petersburg synlig «på et øyeblikk». Dette er ett eksempel på overlegne luftspeilinger.

Tilsynelatende bør antallet øvre luftspeilinger omfatte minst en del av de såkalte spøkelseslandene, som ble søkt i flere tiår i Arktis og aldri ble funnet. De lette etter Sannikov Land i særlig lang tid.

Yakov Sannikov var jeger og var involvert i pelshandelen. I 1811 Han la ut på hunder over isen til gruppen av New Siberian Islands og fra nordspissen av Kotelny Island så han en ukjent øy i havet. Han klarte ikke å nå den, men rapporterte oppdagelsen av en ny øy til regjeringen. I august 1886 E.V. Tol, under sin ekspedisjon til New Siberian Islands, så også Sannikov Island og skrev i sin dagbok: «Horizonten er helt klar. I retning nordøst, 14-18 grader, var konturene av fire mesas godt synlige, som knyttet seg til det lavtliggende landet i øst. Dermed ble Sannikovs melding fullstendig bekreftet. Vi har derfor rett til å tegne en stiplet linje på riktig sted på kartet og skrive på det: "Sannikov Land."

Tol ga 16 år av livet sitt til søket etter Sannikov Land. Han organiserte og gjennomførte tre ekspedisjoner til området New Siberian Islands. Under den siste ekspedisjonen på skonnerten "Zarya" (1900-1902), døde Tolyas ekspedisjon uten å finne Sannikov Land. Ingen så Sannikov Land igjen. Kanskje var det en luftspeiling som dukker opp på samme sted på bestemte tider av året. Både Sannikov og Tol så en luftspeiling av den samme øya som ligger i denne retningen, bare mye lenger i havet. Kanskje det var en av De Long Islands. Kanskje var det et enormt isfjell - en hel isøy. Slike isfjell, med et areal på opptil 100 km2, reiser over havet i flere tiår.

Luftspeilingen lurte ikke alltid folk. Den engelske polfareren Robert Scott i 1902. i Antarktis så jeg fjell som hengende i luften. Scott antydet at det var en fjellkjede lenger bortenfor horisonten. Og faktisk ble fjellkjeden oppdaget senere av den norske polfareren Raoul Amundsen akkurat der Scott forventet at den skulle ligge.

Fig.2.13. Inferior Mirage

Underordnede luftspeilinger (Fig. 2.13) oppstår med en meget rask temperaturnedgang med høyden, d.v.s. ved veldig store temperaturgradienter. Rollen som et luftspeil spilles av den tynne overflatens varmeste luftlag. En luftspeiling kalles en mindreverdig luftspeiling fordi bildet av et objekt er plassert under objektet. I lavere luftspeilinger virker det som om det er en vannoverflate under gjenstanden og alle gjenstander reflekteres i den.

I stille vann reflekteres alle gjenstander som står på kysten tydelig. Refleksjon i et tynt luftlag oppvarmet fra jordoverflaten er fullstendig lik refleksjon i vann, bare rollen som et speil spilles av luften selv. Klimaanlegget der mindreverdige luftspeilinger oppstår er ekstremt ustabilt. Tross alt, under, nær bakken, ligger sterkt oppvarmet, og derfor lettere, luft, og over det ligger kaldere og tyngre luft. Stråler av varm luft som stiger opp fra bakken trenger gjennom lag med kald luft. På grunn av dette endres luftspeilingen foran øynene våre, overflaten av "vannet" ser ut til å være opphisset. Et lite vindkast eller et støt er nok og det vil oppstå kollaps, d.v.s. snu luftlag. Tung luft vil strømme ned og ødelegge luftspeilet, og luftspeilet vil forsvinne. Gunstige forhold for forekomsten av mindreverdige luftspeilinger er en homogen, flat underliggende overflate av jorden, som forekommer i stepper og ørkener, og solfylt, vindstille vær.

Hvis en luftspeiling er et bilde av et virkelig eksisterende objekt, oppstår spørsmålet: hva slags vannoverflate ser reisende i ørkenen? Tross alt er det ikke vann i ørkenen. Faktum er at den tilsynelatende vannoverflaten eller innsjøen som er synlig i en luftspeiling, faktisk ikke er et bilde av vannoverflaten, men av himmelen. Deler av himmelen reflekteres i luftspeilet og skaper den fullstendige illusjonen av en skinnende vannoverflate. En slik luftspeiling kan sees ikke bare i ørkenen eller steppen. De dukker til og med opp i St. Petersburg og omegn på solfylte dager over asfaltveier eller en flat sandstrand.

Fig.2.14. Sidespeiling

Sidespeilinger forekommer i tilfeller der luftlag med samme tetthet befinner seg i atmosfæren ikke horisontalt, som vanlig, men skrått og jevnt vertikalt (fig. 2.14). Slike forhold skapes om sommeren, om morgenen like etter soloppgang, på de steinete kysten av havet eller innsjøen, når kysten allerede er opplyst av solen, og overflaten av vannet og luften over den fortsatt er kald. Sidespeilinger har blitt observert gjentatte ganger ved Genfersjøen. En sidespeiling kan dukke opp nær en steinvegg i et hus som varmes opp av solen, og til og med på siden av en oppvarmet ovn.

Komplekse typer luftspeilinger, eller Fata Morgana, oppstår når det samtidig er forhold for utseendet til både en øvre og nedre luftspeiling, for eksempel under en betydelig temperaturinversjon i en viss høyde over et relativt varmt hav. Lufttettheten øker først med høyden (lufttemperaturen synker), og avtar deretter raskt (lufttemperaturen stiger). Med en slik fordeling av lufttetthet er atmosfærens tilstand svært ustabil og utsatt for plutselige endringer. Derfor endres utseendet til luftspeilingen foran øynene våre. De mest vanlige steinene og husene, på grunn av gjentatte forvrengninger og forstørrelser, blir til de fantastiske slottene til eventyret Morgana foran øynene våre. Fata Morgana er observert utenfor kysten av Italia og Sicilia. Men det kan også forekomme på høye breddegrader. Slik beskrev den berømte sibirske oppdageren F.P. Wrangel Fata Morgana han så i Nizhnekolymsk: «Handlingen av horisontal brytning produserte en slags Fata Morgana. Fjellene som lå i sør virket for oss i forskjellige forvrengte former og hengende i luften. De fjerne fjellene så ut til å ha veltet toppene. Elven smalnet til det punktet at den motsatte bredden så ut til å være nesten ved hyttene våre.»

Atmosfærisk brytning

Atmosfærisk brytning er avviket til lysstråler fra en rett linje når de passerer gjennom atmosfæren på grunn av endringer i lufttetthet med høyden. Atmosfærisk brytning nær jordens overflate skaper luftspeilinger og kan føre til at fjerne objekter ser ut til å flimre, dirre eller vises over eller under deres sanne posisjon. I tillegg kan formen på gjenstander være forvrengt - de kan virke flate eller strukket. Periode "brytning" Det samme gjelder brytning av lyd.

Atmosfærisk brytning er grunnen til at astronomiske objekter stiger over horisonten noe høyere enn de faktisk er. Refraksjon påvirker ikke bare lysstråler, men også all elektromagnetisk stråling, men i varierende grad. For eksempel, i synlig lys er blått mer påvirket av brytning enn rødt. Dette kan føre til at astronomiske objekter blir uskarpe inn i spekteret i høyoppløselige bilder.

Om mulig planlegger astronomene sine observasjoner når himmellegemet passerer det øvre kulminasjonspunktet, når det er høyest over horisonten. Også når de bestemmer koordinatene til et skip, vil seilere aldri bruke en armatur hvis høyde er mindre enn 20° over horisonten. Hvis det ikke kan unngås å observere en stjerne nær horisonten, kan teleskopet utstyres med kontrollsystemer for å kompensere for forskyvningen forårsaket av lysbrytningen i atmosfæren. Hvis spredning også er et problem (ved bruk av et bredbåndskamera for høyoppløselige observasjoner), kan korreksjon for lysbrytning i atmosfæren (ved bruk av et par roterende glassprismer) brukes. Men siden graden av atmosfærisk brytning avhenger av temperatur og trykk, samt fuktighet (mengden vanndamp, som er spesielt viktig når man observerer i det midt-infrarøde området av spekteret), kan mengden innsats som kreves for vellykket kompensasjon være uoverkommelig.

Atmosfærisk brytning forstyrrer observasjoner sterkest når det ikke er jevnt, for eksempel i nærvær av turbulens i luften. Dette er grunnen til stjerneglimt og deformasjon av solens synlige form ved solnedgang og soloppgang.

Atmosfæriske brytningsverdier

Atmosfærisk brytning lik null ved senit, mindre enn 1" (ett bueminutt) i en tilsynelatende høyde på 45° over horisonten, og når en verdi på 5,3" ved 10° høyde; brytningen øker raskt med synkende høyde, og når 9,9" ved 5° høyde, 18,4" ved 2° høyde og 35,4" ved horisonten (1976 Allen, 125); alle verdier oppnådd ved 10°C og atmosfærisk trykk 101,3 kPa.

Ved horisonten er verdien av atmosfærisk brytning litt større enn solens tilsynelatende diameter. Derfor, når hele solskiven er synlig like over horisonten, er den bare synlig på grunn av brytning, siden hvis det ikke var noen atmosfære, ville ikke en eneste del av solskiven vært synlig.

I henhold til den aksepterte konvensjonen omtales tidspunktet for soloppgang og solnedgang som tidspunktet når den øvre kanten av solen vises eller forsvinner over horisonten; standardverdien for den sanne høyden til solen er -50"...-34" for brytning og -16" for halvdiameteren til solen (høyden til et himmellegeme er vanligvis gitt for midten av skiven) ). Når det gjelder Månen, er ytterligere korreksjoner nødvendig for å ta hensyn til Månens horisontale parallakse og dens tilsynelatende halve diameter, som varierer med avstanden til jord-månesystemet.

Daglige værendringer påvirker det nøyaktige tidspunktet for soloppgang og solnedgang for solen og månen (se artikkelen "Refraksjon ved horisonten"), og av denne grunn gir det ingen mening å angi tidspunktet for tilsynelatende solnedgang og soloppgang for lyskilder med en nøyaktighet større enn et bueminutt (dette er beskrevet mer detaljert i boken "Astronomical Algorithms", Jean Meeus, 1991, s. 103). Mer nøyaktige beregninger kan være nyttige for å bestemme dag-til-dag endringer i soloppgang og solnedgang når du bruker standard brytningsindeksverdier, siden det er klart at faktiske endringer kan variere på grunn av uforutsigbare endringer i brytningsindeksen.

På grunn av det faktum at atmosfærisk brytning er 34" ved horisonten, og bare 29 bueminutter i en høyde på 0,5° over horisonten, så ved solnedgang eller soloppgang ser det ut til å være flatet ut med omtrent 5" (som er omtrent 1/6 av dens tilsynelatende diameter).

Beregning av atmosfærisk brytning

Strenge beregninger av brytning krever numerisk integrasjon ved å bruke denne metoden beskrevet i papiret av Auer og Standish Astronomisk brytning: beregning for alle senitvinkler, 2000. Bennett (1982) utledet i sin artikkel "Calculation of astronomical refraction for use in marine navigation" en enkel empirisk formel for å bestemme verdien av refraksjon avhengig av den tilsynelatende høyden til armaturene, ved å bruke Garfinkel algorithm (1967) som referanse , If h a- dette er den tilsynelatende høyden til armaturet i grader, deretter brytning R i bueminutter vil være lik

Nøyaktigheten til formelen er opptil 0,07" for høyder fra 0° til -90° (Meeus 1991, 102). Smardson (1986) utledet en formel for å bestemme brytning i forhold til den sanne høyden til armaturene; hvis h- dette er den sanne høyden til lyskilden i grader, deretter brytningen R i bueminutter vil være

formelen stemmer overens med Bennett-formelen med en nøyaktighet på 0,1". Begge formlene vil være korrekte ved et atmosfærisk trykk på 101,0 kPa og en temperatur på 10 ° C; for forskjellige trykkverdier R og temperatur T resultatet av å beregne refraksjon produsert ved hjelp av disse formlene skal multipliseres med

(ifølge Meeus 1991, 103). Brytningen øker med omtrent 1 % for hver trykkøkning på 0,9 kPa og avtar med omtrent 1 % for hver trykkreduksjon på 0,9 kPa. Tilsvarende øker brytningen med ca. 1 % for hver 3°C reduksjon i temperatur og brytningen avtar med ca. 1 % for hver 3°C økning i temperaturen.

Graf over brytning mot høyde (Bennett, 1982)

Tilfeldige atmosfæriske effekter forårsaket av brytning

Atmosfærisk turbulens øker og reduserer den tilsynelatende lysstyrken til stjerner, noe som gjør dem lysere eller svakere på millisekunder. De langsomme komponentene i disse svingningene er synlige for oss som flimrende.

I tillegg forårsaker turbulens små tilfeldige bevegelser i det synlige bildet av stjernen, og gir også raske endringer i strukturen. Disse effektene er ikke synlige for det blotte øye, men er lette å se selv med et lite teleskop.