Sayfa 1
Atmosferdeki kırılma rüzgara ve hava katmanlarının varlığına bağlıdır çeşitli yoğunluklar. Bu etkiye maksimum katkıyı genellikle yüzey rüzgârı sağlar. Bu nedenle gürültü seviyelerinin saha ölçümlerinin 5 m/s'yi aşmayan rüzgar hızlarında yapılması tavsiye edilir. Pusula gülü etkisini de dikkate almak gerekir. Kırılma aynı zamanda hava sıcaklığından da etkilenir. Gündüzleri, Dünya yüzeyindeki yüksek hava sıcaklıklarında ve daha üstteki daha soğuk bir katmanda, ses dalgası sıcak katman boyunca yayılarak yukarıya doğru yansır ve bu da gürültü seviyesini azaltır. Geceleri ise tam tersi bir olay meydana gelir ve bu da gürültünün artmasına neden olur. Tipik olarak bu etki yoldan 70 m'ye kadar mesafelerde fark edilir.
Güneş ve Ay, atmosferik kırılma nedeniyle ufka yakın olduklarında (gün doğumu veya gün batımı sırasında) dikey yönde düzleşmiş görünür. Kırılma nedeniyle her ışık, gerçek çıkıştan önce bile ufkun üzerinde belirir ve gerçek gün batımından sonra bir süre görünür kalır.
Atmosferdeki kırılma olgusu gerçekleştirilmesini zorlaştırır bilimsel araştırma ve bir numaranın uygulanması optik yöntemler teknik sorunları çözmek.
Atmosferdeki kırılmaya ek olarak zarf dünyanın yüzeyi Radyo dalgalarının kırınımı nedeniyle oluşur. Bununla birlikte, gölge bölgesinde (ufkun ötesinde), alttaki yüzeydeki kayıplar nedeniyle radyo dalgalarının yoğunluğu hızla düşer ve radyo sinyalinin frekansı arttıkça hızla artar. Bu nedenle, uzun menzilli RNS'de uzun dalga ve ultra uzun dalga aralıklarındaki dalgalar kullanılır.
Radyo dalgalarının iletimi üzerindeki atmosferik kırılmanın etkisine yönelik düzeltme sağlamak için, kırılma indisine yönelik ortalama düzeltme modelleri önerilmiştir.
Bu olaya atmosferik kırılma denir ve Af açısal yer değiştirmesine kırılma açısı denir. Kırılma açısı Lsr, zirvede bulunan yıldızlar için 0'dır ve ufka yakın bulunan yıldızlar için maksimumdur (Af 35).
Atmosferik kırılma nedeniyle, sabit uydunun yönünü belirleyen eğim açısının, ifade (2.6) veya Şekil 2'den belirlenen p değerinden farklı olacağına dikkat edin. 2.1, Ar değerine göre. İkincisi, atmosferik kırılma indisine n ve bunun yükseklikle değişimine bağlıdır.
Atmosferdeki kırılmanın söz konusu dalgaların yayılması üzerinde önemli bir etkisi vardır. Etkisi, radyo dalgalarının yörüngelerinin eğriliğine indirgenerek, yanlara doğru dışbükey bir eğrisel karakter elde edilir, karşı yüzey kara. Kırılma, havadaki su buharı içeriği ne kadar yüksek olursa o kadar belirgin olur. İÇİNDE son yıllar ultra uzun menzilli yayılma vakaları tespit edildi ultra kısa dalgalar- görüş hattı mesafesinden birçok kat daha büyük mesafelerde.
İÇİNDE karasal koşullar atmosferik kırılma katsayısına ve özellikle dalgaların yayıldığı yüzeyin iletkenliğine bağlıdır.
Eğer sözde atmosferik kırılmayı hesaba katarsak, sonuç daha da beklenmedik olacaktır. Kırılma, ışınların havadaki yolunu büker ve böylece güneşin doğuşunu ufukta geometrik görünümünden önce görmemizi sağlar. Ancak ışığın anlık yayılmasıyla kırılma meydana gelemez çünkü kırılma, ışığın farklı ortamlardaki hızlarındaki farklılıktan kaynaklanır.
Radyo dalgalarının veya optik ışınların atmosferdeki kırılması, atmosferik kırılma olarak adlandırılır, bunların yayılma yörüngesinde bir bükülmeye yol açar.
Yıldız ufkun altında olsa bile Güneş'in görünen konumunun atmosferik kırılmadan etkilendiği dikkate alınmaz. Güneş görünmez olduğu için bu doğrudan değerlendirilemez, ancak dolaylı olarak yapılabilir - şafağın parlaklığıyla, kırılmanın yokluğuna göre hesaplanır ve ikincisinin varlığında ölçülür.
Kırılma astronomik
Kırılma astronomik (atmosferik kırılma) - gök cisimlerinden gelen ışık ışınlarının atmosferinde kırılma. Gezegensel atmosferlerin yoğunluğu her zaman yükseklikle birlikte azaldığından, ışığın kırılması, kavisli ışının dışbükeyliği her zaman zirveye doğru yönlendirilecek şekilde gerçekleşir. Bu bakımdan kırılma, gök cisimlerinin görüntülerini her zaman gerçek konumlarının üzerine “yükseltir”. Kırılmanın bir başka görünür sonucu (daha doğrusu, farklı yüksekliklerdeki değerlerindeki fark), Güneş veya Ay'ın görünür diskinin ufukta düzleşmesidir.
Güneşin ufkun altındaki gerçek konumu (sarı disk) ve gün doğumu/gün batımı sırasında görünen konumu (turuncu).
Kırılma değerleri
Kırılmanın büyüklüğü büyük oranda gözlenen nesnenin ufuk üzerindeki yüksekliğine bağlıdır ve zirve noktasında 0'dan ufukta yaklaşık 35 yay dakikasına kadar değişir. Ayrıca atmosferik basınç ve sıcaklığa da bağımlılık vardır: Kırılma değerindeki %1'lik bir artış, basınçta 0,01 atm'lik bir artışa veya sıcaklıkta 3 santigrat derecelik bir azalmaya neden olabilir. Ayrıca kırılmanın büyüklüğünün ışığın dalga boyuna (atmosferik dağılım) bağımlılığı da vardır: kısa dalga (mavi) ışık, uzun dalgadan (kırmızı) daha güçlü bir şekilde kırılır ve ufukta bu fark yaklaşık 0,5 yay dakikasına ulaşır. .
Bazı yüksekliklerde (10°C sıcaklıkta ve 760 mm Hg basınçta) kırılma değeri:
Dolayısıyla ufuktaki kırılma Güneş'in görünen açısal çapından biraz daha büyüktür. Bu nedenle diskin alt kenarı ufka dokunduğu anda onu yalnızca kırılma sayesinde görüyoruz: orada olmasaydı, güneş diski zaten ufkun tamamen altında olurdu. Aynı durum Ay için de geçerlidir.
Notlar
Edebiyat
Zharov V. E. 6.1. Refraksiyon. Küresel astronomi. "Astronet" (2002). 27 Ekim 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 18 Ekim 2012.
Wikimedia Vakfı.
2010.
Diğer sözlüklerde “Astronomik kırılma” nın ne olduğunu görün:
- (Kırılma) gök cisminden gelen ışık ışınının dünya atmosferine doğru kırılması sonucu oluşan, gök cisminin gerçek ve görünen yönleri arasındaki açıdır. R.A.'nın bir sonucu olarak, armatürlerin görünür konumu ufkun üzerinde yükseltilmiştir. En büyük... ...Deniz Sözlüğü
Işığın atmosferde kırılması [Geç Lat. kırılma - Lat'tan kırılma. kırılma - kırılmış (refringo - kırılma, kırılma)], ışık ışınlarının atmosferde kırılmasından kaynaklanan ve görünürde ortaya çıkan atmosferik bir optik olay... ... astronomik kırılma - Dünyanın veya başka bir gezegenin atmosferinde ışığın kırılması, bir gök cisminin görünen ve gerçek yönleri arasında bir farklılığa yol açması. [Önerilen terimlerin toplanması. Sayı 79. Fiziksel optik . SSCB Bilimler Akademisi. Bilim ve Teknik Komite... ...
Teknik Çevirmen Kılavuzu - (1) REFRAKSİYON astronomik olay gök cisimlerinden çıkan ışık ışınlarının atmosferden geçerken kırılması; Atmosferin yoğunluğu yükseklikle birlikte daima azaldığından, ışığın kırılması dışbükey olacak şekilde gerçekleşir... ...
I Işığın atmosferde kırılması [Geç Lat. enlemden kırılma kırılması. refraktus kırıldı (refringo kırıldım, kırıldım)], atmosferdeki ışık ışınlarının kırılmasından kaynaklanan ve görünürde ortaya çıkan atmosferik bir optik olay... ... Büyük Sovyet Ansiklopedisi- Bu terimin başka anlamları da vardır, bkz. Ay (anlamlar). Ay ... Vikipedi
Büyük Petro'dan önce Ruslar tarafından üretilmiyordu. bilimsel çalışmalar astronomide. Greenwich ve Kopenhag'daki gözlemevlerini ziyaret eden Büyük Peter, ilkine ikinci bir ziyarette bulundu. tam çözünürlüklü Duvar dairesini kullanarak Venüs'ün konumu... Ansiklopedik Sözlük F. Brockhaus ve I.A. Efron
atmosferik kırılma
atmosferik kırılma yükseklikle birlikte hava yoğunluğunun değişmesi nedeniyle ışık ışınlarının atmosferden geçerken düz bir çizgiden sapmasıdır. Dünya yüzeyine yakın atmosferik kırılma seraplar yaratır ve uzaktaki nesnelerin titreşmesine, titremesine veya gerçek konumlarının üstünde veya altında görünmesine neden olabilir. Ayrıca nesnelerin şekli bozulabilir; düzleştirilmiş veya uzatılmış görünebilirler. Terim "refraksiyon" Aynı şey sesin kırılması için de geçerlidir.
atmosferik kırılma astronomik nesnelerin ufkun üzerinde gerçekte olduklarından biraz daha yükseğe çıkmasının nedeni budur. Kırılma sadece etkilemez ışık ışınları ama aynı zamanda her şey için elektromanyetik radyasyon, içinde olmasına rağmen değişen dereceler. Örneğin görünür ışıkta, mavi kırılmadan kırmızıya göre daha fazla etkilenir. Bu, astronomik nesnelerin görüntülerde bir spektrum halinde bulanıklaşmasına neden olabilir. yüksek çözünürlük.
Gökbilimciler mümkünse gözlemlerini gök cismi ufkun üzerinde en yüksek olduğu zaman olan üst doruk noktasını geçtiğinde planlarlar. Ayrıca denizciler, bir geminin koordinatlarını belirlerken yüksekliği ufuktan 20°'den az olan bir armatürü asla kullanmayacaktır. Ufka yakın bir yıldızın gözlemlenmesi kaçınılmazsa, o zaman teleskop, ışığın atmosferde kırılmasının neden olduğu yer değiştirmeyi telafi edecek kontrol sistemleriyle donatılabilir. Dağılım da bir sorunsa (yüksek çözünürlüklü gözlemler için geniş bantlı bir kamera kullanılması durumunda), atmosferik kırılma düzeltmesi kullanılabilir (bir çift dönen kamera kullanılarak). cam prizmalar). Ancak atmosferik kırılma derecesi sıcaklık ve basıncın yanı sıra neme de (spektrumun orta kızılötesi bölgesinde gözlemlenirken özellikle önemli olan su buharı miktarı) bağlı olduğundan, başarılı telafi için gereken çaba miktarı yasaklayıcı olun.
atmosferik kırılmaörneğin havada türbülansın olması gibi durumlarda, gözlemlere en güçlü şekilde müdahale eder. Gün batımında ve gün doğumunda yıldızların parıldamasının ve güneşin görünen şeklinin bozulmasının nedeni budur.
Atmosfer kırılma değerleri
atmosferik kırılma zirve noktasında sıfıra eşit, ufuktan 45° görünür yükseklikte 1"'den (bir yay dakikası) daha az ve 10° yükseklikte 5,3" değerine ulaşan; kırılma rakım azaldıkça hızla artar, 5° yükseklikte 9,9", 2° yükseklikte 18,4" ve ufukta 35,4"'e ulaşır (1976 Allen, 125); tüm değerler 10°C'de ve 101,3 kPa atmosferik basınçta elde edilmiştir.
Ufukta atmosferik kırılmanın değeri Güneş'in görünür çapından biraz daha büyüktür. Bu nedenle, güneşin tam diski ufkun hemen üzerinde göründüğünde, yalnızca kırılma nedeniyle görülebilir, çünkü atmosfer olmasaydı güneş diskinin tek bir kısmı görünmezdi.
Kabul edilen görüşe göre güneşin doğuş ve batış zamanları, Güneş'in üst kenarının ufkun üzerinde belirdiği veya kaybolduğu zaman olarak anılır; standart değer Güneş'in gerçek yüksekliği kırılma için -50"...-34" ve Güneş'in yarı çapı için -16"'dır (yükseklik gök cismi genellikle diskin merkezi için verilir). Ay söz konusu olduğunda, Ay'ın yatay paralaksını ve Dünya-Ay sisteminin mesafesine bağlı olarak değişen görünen yarı çapını hesaba katmak için ek düzeltmeler yapılması gerekir.
Günlük hava değişiklikleri etkiliyor kesin zaman Güneş ve Ay'ın doğuşu ve batışı ("Ufuktaki Kırılma" makalesine bakın) ve bu nedenle, armatürlerin görünen gün batımı ve gün doğumu zamanını bir yay dakikasından daha büyük bir doğrulukla vermenin bir anlamı yoktur (bu “Astronomik Algoritmalar” kitabında daha ayrıntılı olarak anlatılmıştır, Jean Meeus, 1991, s. Daha doğru hesaplamalar, standart kırılma indeksleri kullanıldığında gün doğumu ve gün batımı saatlerindeki günlük değişimleri belirlemek için yararlı olabilir, çünkü gerçek değişikliklerin kırılma indisindeki öngörülemeyen değişiklikler nedeniyle farklılık gösterebileceği açıktır.
Çünkü atmosferik kırılma ufukta 34 inçtir ve ufuktan 0,5° yükseklikte yalnızca 29 yay dakika sürer, daha sonra gün batımında veya gün doğumunda yaklaşık 5" (görünen çapının yaklaşık 1/6'sı) kadar düzleşmiş gibi görünür.
atmosferik kırılmanın hesaplanması
Kırılmanın titiz bir şekilde hesaplanması, sayısal entegrasyon Auer ve Standish'in makalesinde açıklanan bu yöntemi kullanarak Astronomik kırılma: tüm zenit açıları için hesaplama, 2000. Bennett (1982), "Deniz navigasyonunda kullanım için astronomik kırılmanın hesaplanması" başlıklı makalesinde, Garfinkel algoritmasını kullanarak armatürlerin görünür yüksekliğine bağlı olarak kırılma değerini belirlemek için basit bir ampirik formül türetmiştir. (1967) referans olarak, Eğer ha bir- bu, armatürün derece cinsinden görünür yüksekliği, ardından kırılmadır R yay dakikası şuna eşit olacaktır:
Formülün doğruluğu, 0°'den -90°'ye kadar olan yükseklikler için 0,07"'e kadardır (Meeus 1991, 102). Smardson (1986), armatürlerin gerçek yüksekliğine göre kırılmayı belirlemek için bir formül türetmiştir; H- bu, armatürün derece cinsinden gerçek yüksekliği, ardından kırılmadır R ark dakika içinde olacak
formül 0,1" doğrulukla Bennett formülüne uygundur. Her iki formül de 101,0 kPa atmosferik basınçta ve 10°C sıcaklıkta; farklı basınç değerleri için doğru olacaktır. R ve sıcaklık T bu formüller kullanılarak üretilen kırılma hesaplamasının sonucu şu şekilde çarpılmalıdır:
(Meeus 1991, 103'e göre). Kırılma, basınçtaki her 0,9 kPa'lık artış için yaklaşık %1 artar ve basınçtaki her 0,9 kPa'lık düşüş için yaklaşık %1 azalır. Benzer şekilde, sıcaklıktaki her 3°C'lik düşüşte kırılma yaklaşık %1 oranında artar ve sıcaklıktaki her 3°C'lik artışta kırılma yaklaşık %1 oranında azalır.
Kırılma ve yükseklik grafiği (Bennett, 1982)
Kırılmanın neden olduğu rastgele atmosferik etkiler
Atmosfer türbülansı, yıldızların görünen parlaklığını artırıp azaltarak onları milisaniyeler içinde daha parlak veya daha sönük hale getirir. Bu salınımların yavaş bileşenleri tarafımızdan titreşerek görülebilir.
Ayrıca türbülans, yıldızın görünür görüntüsünde küçük rastgele hareketlere neden olduğu gibi yapısında da hızlı değişikliklere neden olur. Bu etkiler çıplak gözle görülemez ancak küçük bir teleskopla bile kolayca görülebilir.
atmosferik kırılma yükseklikle birlikte hava yoğunluğunun değişmesi nedeniyle ışık ışınlarının atmosferden geçerken düz bir çizgiden sapmasıdır. Dünya yüzeyine yakın atmosferik kırılma seraplar yaratır ve uzaktaki nesnelerin titreşmesine, titremesine veya gerçek konumlarının üstünde veya altında görünmesine neden olabilir. Ayrıca nesnelerin şekli bozulabilir; düzleştirilmiş veya uzatılmış görünebilirler. Terim "refraksiyon" Aynı şey sesin kırılması için de geçerlidir.
atmosferik kırılma astronomik nesnelerin ufkun üzerinde gerçekte olduklarından biraz daha yükseğe çıkmasının nedeni budur. Kırılma sadece ışık ışınlarını değil aynı zamanda değişen derecelerde de olsa tüm elektromanyetik radyasyonu da etkiler. Örneğin görünür ışıkta mavi, kırmızıya göre kırılmadan daha fazla etkilenir. Bu, yüksek çözünürlüklü görüntülerde astronomik nesnelerin spektrumda bulanıklaşmasına neden olabilir.
Mümkün olduğunda gökbilimciler gözlemlerini geçerken planlarlar. göksel cisim ufkun üzerinde en yüksek olduğu zaman, doruk noktasının en yüksek noktası. Ayrıca denizciler, bir geminin koordinatlarını belirlerken yüksekliği ufuktan 20°'den az olan bir armatürü asla kullanmayacaktır. Ufka yakın bir yıldızın gözlemlenmesi kaçınılmazsa, o zaman teleskop, ışığın atmosferde kırılmasının neden olduğu yer değiştirmeyi telafi edecek kontrol sistemleriyle donatılabilir. Dağılım da bir sorunsa (yüksek çözünürlüklü gözlemler için geniş bant kamera kullanılması durumunda), atmosferdeki ışık kırılmasının düzeltilmesi (bir çift dönen cam prizma kullanılarak) kullanılabilir. Ancak atmosferik kırılma derecesi sıcaklık ve basıncın yanı sıra neme de (spektrumun orta kızılötesi bölgesinde gözlemlenirken özellikle önemli olan su buharı miktarı) bağlı olduğundan, başarılı telafi için gereken çaba miktarı yasaklayıcı olun.
atmosferik kırılmaörneğin havada türbülansın olması gibi durumlarda, gözlemlere en güçlü şekilde müdahale eder. Gün batımında ve gün doğumunda yıldızların parıldamasının ve güneşin görünen şeklinin bozulmasının nedeni budur.
Atmosfer kırılma değerleri
atmosferik kırılma zirve noktasında sıfıra eşit, ufuktan 45° görünür yükseklikte 1"'den (bir yay dakikası) daha az ve 10° yükseklikte 5,3" değerine ulaşan; kırılma rakım azaldıkça hızla artar, 5° yükseklikte 9,9", 2° yükseklikte 18,4" ve ufukta 35,4"'e ulaşır (1976 Allen, 125); tüm değerler 10°C'de ve 101,3 kPa atmosferik basınçta elde edilmiştir.
Ufukta atmosferik kırılmanın değeri Güneş'in görünür çapından biraz daha büyüktür. Bu nedenle, güneşin tam diski ufkun hemen üzerinde göründüğünde, yalnızca kırılma nedeniyle görülebilir, çünkü atmosfer olmasaydı güneş diskinin tek bir kısmı görünmezdi.
Kabul edilen görüşe göre güneşin doğuş ve batış zamanları, Güneş'in üst kenarının ufkun üzerinde belirdiği veya kaybolduğu zaman olarak anılır; Güneş'in gerçek yüksekliği için standart değer, kırılma için -50"...-34" ve Güneş'in yarı çapı için -16"'dır (bir gök cisminin yüksekliği genellikle diskinin merkezi için verilir) ) Ay durumunda, Ay'ın yatay paralaksını ve Dünya-Ay sisteminin mesafesine bağlı olarak değişen görünen yarı çapını hesaba katmak için ek düzeltmeler gereklidir.
Günlük hava durumu değişiklikleri, güneşin ve ayın () gün doğumu ve gün batımının kesin zamanlarını etkiler ve bu nedenle, armatürlerin görünen gün batımı ve gün doğumu zamanını bir yay dakikasından daha büyük bir doğrulukla vermenin bir anlamı yoktur (bu, “Astronomik Algoritmalar” kitabında daha ayrıntılı olarak açıklanmıştır, Jean Meeus, 1991, s. Daha kesin hesaplamalar Kırılma değerindeki öngörülemeyen değişiklikler nedeniyle gerçek değişikliklerin farklılık gösterebileceği açık olduğundan, standart kırılma değerleri kullanıldığında gün doğumu ve gün batımı saatlerindeki günlük değişiklikleri belirlemek için yararlı olabilir.
Çünkü atmosferik kırılma ufukta 34" ve ufuktan 0,5° yükseklikte yalnızca 29 yay dakikası var, daha sonra gün batımında veya gün doğumunda yaklaşık 5" kadar düzleşmiş gibi görünüyor (bu da görünen çapının yaklaşık 1/6'sı).
atmosferik kırılmanın hesaplanması
Kırılmanın titiz bir şekilde hesaplanması, Auer ve Standish'in makalesinde açıklanan bu yöntemi kullanarak sayısal entegrasyon gerektirir. Astronomik kırılma: tüm başucu açıları için hesaplama, 2000. Bennett (1982), "Deniz navigasyonunda kullanım için astronomik kırılmanın hesaplanması" başlıklı makalesinde, Garfinkel'in algoritmasını (1967) referans olarak kullanarak, armatürlerin görünür yüksekliğine bağlı olarak kırılma değerini belirlemek için basit bir ampirik formül türetmiştir: eğer ha bir- bu, armatürün derece cinsinden görünür yüksekliği, ardından kırılmadır R yay dakika cinsinden şuna eşit olacaktır:
Formülün doğruluğu, 0°'den -90°'ye kadar olan yükseklikler için 0,07"'e kadardır (Meeus 1991, 102). Smardson (1986), armatürlerin gerçek yüksekliğine göre kırılmayı belirlemek için bir formül türetmiştir; H- bu, armatürün derece cinsinden gerçek yüksekliği, ardından kırılmadır R ark dakika içinde olacak
formül 0,1" doğrulukla Bennett formülüne uygundur. Her iki formül de 101,0 kPa atmosferik basınçta ve 10°C sıcaklıkta; farklı basınç değerleri için doğru olacaktır. R ve sıcaklık T bu formüller kullanılarak yapılan kırılma hesaplamasının sonucu şu şekilde çarpılmalıdır:
(Meeus 1991, 103'e göre). Kırılma, basınçtaki her 0,9 kPa'lık artış için yaklaşık %1 artar ve basınçtaki her 0,9 kPa'lık düşüş için yaklaşık %1 azalır. Benzer şekilde, sıcaklıktaki her 3°C'lik düşüşte kırılma yaklaşık %1 oranında artar ve sıcaklıktaki her 3°C'lik artışta kırılma yaklaşık %1 oranında azalır.
Kırılma ve yükseklik grafiği (Bennett, 1982)
Kırılmanın neden olduğu rastgele atmosferik etkiler
Atmosfer türbülansı, yıldızların görünen parlaklığını artırıp azaltarak onları milisaniyeler içinde daha parlak veya daha sönük hale getirir. Bu salınımların yavaş bileşenleri tarafımızdan titreşerek görülebilir.
Ayrıca türbülans küçük rastgele hareketlere neden olur görünür görüntü Yıldızın yapısında da hızlı değişiklikler meydana gelir. Bu etkiler görünmez çıplak göz, ancak küçük bir teleskopla bile görülmeleri kolaydır.
Kırılma indisi değerlerinde mekansal homojensizlikler atmosferik hava içindeki mekansal değişikliklerden kaynaklanmaktadır fiziksel parametreler sapmalara yol açar doğrusal yayılma Sveta. Bu olaya kırılma denir - homojen olmayan bir atmosferde ışık ışınlarının yörüngelerinin eğriliği. Kırılmayı çeşitli türlere bölmek gelenekseldir: Astronomik kırılma- dünya dışı ışık kaynaklarının görünür konumlarının gök küresindeki gerçek konumlarına göre değişmesi olgusu.
Karasal (atmosferik) kırılma - Dünya yüzeyinden veya atmosferdeki başka bir noktadan gözlemlendiğinde atmosferde bulunan bir ışık kaynağının (veya nesnenin) görünür konumundaki değişiklikle ilişkili olay.
Kozmik kırılma, uzaydan gözlemlendiğinde ışık kaynaklarının konumunun değişmesinin etkisidir. dünyanın atmosferi. Literatürde düzenli (normal) ve rastgele kırılmanın tanımlarını da bulabilirsiniz. Düzenli kırılma, atmosferik parametrelerdeki yumuşak değişikliklerden ve buna bağlı olarak kırılma indeksindeki yumuşak değişikliklerden kaynaklanır. Rastgele kırılma, atmosferik parametrelerdeki ve kırılma indeksindeki nispeten küçük ölçekli uzaysal değişikliklerden kaynaklanır.
Bu varyasyonlar santimetreden onlarca metreye kadar farklı mekansal ölçeklere sahiptir. Bunlara örneğin atmosferdeki türbülans neden olur. Rastgele kırılma iyiye yol açar bilinen fenomen nokta ışık kaynaklarının titremesiörneğin, Dünya yüzeyinden gözlemlendiğinde yıldızların parıldaması. Son olarak şu olaya değinelim anormal kırılma - havanın kırılma indeksinin ortalama değerinden stabil, uzun vadeli (birkaç saate kadar) sapmaları. Kırılma olgusu, farklı optik özelliklere sahip katmanların sınırlarında ışığın kırılmasının etkisi kullanılarak açıklanabilir.
Işığın dünya dışı bir kaynaktan yayılmasını ele alalım - Şekil 1. 4.10. Atmosferi, homojen kabul edilebilecek kadar ince, sabit kırılma indisine sahip, eşmerkezli birkaç katmana bölelim. Bu katmanlara karşılık gelen kırılma indislerini n1, n2, n3 vb. olarak gösterelim. (4.1.12)'ye göre kırılma indisi, yükseklikle azalan hava yoğunluğu ile ilgilidir, dolayısıyla: n1< n2 < ….. Углы падения θ и преломления ψ на границе двух соседних слоев связаны законом Снеллиуса
1O2 üçgeninden sinüs teoremi,
1 ve 2 noktalarından O noktasına (Dünyanın merkezi) kadar olan mesafeler nerede? Benzer şekilde 2O3 üçgenleri vb. için de geçerlidir.
Elde ettiğimiz çiftler halinde eşitlikleri çarpıyoruz 
Böylece ışın yörüngesinin herhangi bir noktasında ilişki sağlanır
burada r, Dünya'nın merkezine olan mesafedir, n(r) havanın kırılma indisidir, θ ışık ışınının zenit açısıdır. Denklem (4.5.3), bir ışık ışınının atmosferdeki yörüngesinin denklemi veya kırılma denklemidir. (4.5.3)'teki sabit açıkça r 0 n sin θ 0'a eşittir; burada r 0, Dünyanın merkezinden Dünya'ya olan uzaklıktır. üst sınır atmosfer (burada n≡1), θ 0 – ışının üst sınırdaki geliş açısı.
Astronomik kırılma, tüm dünya dışı ışık kaynaklarının (Güneş, gezegenler, yıldızlar) ufkun üzerinde belirli bir açıyla yükseltilmiş gibi görünmesine yol açar. Önemli karakteristik astronomik kırılma açısı β - ışık kaynağına doğru gerçek S ve görünür S" yönleri arasındaki açı. Astronomik kırılmanın maksimum açıları gün doğumu ve gün batımı anlarında ve küçük negatif yükseklik açılarında elde edilir. Ortalama atmosferik koşullar altında 35" değerlerine ulaşıyorlar, ancak düşük sıcaklıklar Ve yüksek tansiyon Dünya yüzeyine yakın yerlerde havanın kırılma indeksindeki değişiklikler önemli hale gelebilir ve kırılma açıları 2-3 dereceye kadar çıkabilir. Bu olgu nedeniyle günün uzunluğu (gündüz saatleri) artar. Yüksek enlemlerde bu artış saatlere ve günlere ulaşabilir. Böylece kutupta kutup günlerinin süresi (Güneşin ufkun altına batmadığı dönem) kutup gecesinden 14 gün daha uzundur.
Yerdeki nesnelerden gelen ışık ışınları da yayılıyor eğrisel yörüngeler. Karasal kırılma açısı, bir nesnenin görünür ve gerçek konumuna yönelik yönler arasındaki açıdır.. Bu açının değerleri, gözlenen nesneye olan mesafeye ve havanın yüzey katmanının termal tabakalaşmasına bağlıdır. (4.1.12)'ye göre kırılma indisinin gradyanını belirleyen dikey sıcaklık gradyanının (ve dolayısıyla hava yoğunluğunun) doğasına bağlı olarak, yüzey katmanında yükselme ve genişleme veya alçalma ve daralma meydana gelebilir. atmosfer görünür ufuk. Bu etkinin sonucu, nesnelerin geometrik görünürlük aralığının artması (genişlemeyle birlikte) veya azalmasıdır (daralmasıyla).
Atmosfer parametrelerinin ölçülmesine yönelik uzay yöntemlerinin geliştirilmesi, uzaydan atmosfer aracılığıyla dünya dışı kaynakları gözlemlerken kırılma olgusunun dikkate alınmasını gerekli hale getirmiştir. Önemli bir etki kozmik kırılma, bir ışın elemanının kırılma uzamasıdır. Atmosferdeki radyasyon yayılımının düşük rakımlarında, kırılma uzaması %5−15'e ulaşabilir; bu, çeşitli atmosferik optik problemleri çözerken dikkate alınması gereken bir durumdur. Güneş veya Ay diskinin atmosferini gözlemlerken, ışının yüksekliğiyle kırılma açısındaki bir değişiklik, kırılma farklılığına yol açar - diskin farklı kenarlarından çıkan ışınlar arasındaki açıda bir değişiklik. Gözlem noktası yeterince uzaktaysa bu değişiklik oldukça önemli olabilir ( uzay aracı) atmosferde yayılan ışınların perijlerinden. Bu durumda atmosfer, saçıcı bir mercek görevi görebilir ve bu da Güneş (Ay) diskinin parlaklığında gözle görülür bir azalmaya yol açar. Bu kırılma zayıflaması olgusudur. Atmosfer, Güneş'in (Ay) açısal boyutlarını azaltan bir toplayıcı mercek görevi gördüğünde, kırılma artışının zıt durumları da mümkündür. Bu fenomenler özellikle atmosferin alt katmanlarından gözlemlendiğinde güçlüdür.
Burada Güneş ve Ay'ın görüntülerinde "kırılmalar" da dahil olmak üzere çeşitli bozulmalar meydana gelebilir. Atmosferin kırılma indeksindeki rastgele değişikliklerden kaynaklanan uzaydan gözlemler sırasında nokta kaynakların (yıldızların) radyasyonunu gözlemlerken.
Atmosferde gözlemlenen çeşitli optik olayların basit fiziksel gerekçeleri vardır. Alacakaranlık, Güneş ufkun altına doğduğunda veya battığında atmosferde meydana gelen optik olayların tüm kompleksi olarak anlaşılmaktadır. Güneş ufukta ne kadar alçaksa, atmosferin üst, dolayısıyla daha az yoğun katmanlarını o kadar güçlü aydınlatır, dolayısıyla yüzeye ulaşan dağınık radyasyon o kadar zayıf olur. Dünya üzerinde gündüzden geceye yumuşak geçişin nedeni budur. Dünyaya uzaydan bakarsanız, atmosferin durumuna bağlı olarak dünya yüzeyinin her zaman %20 ila 25'ini kaplayan geniş bir alacakaranlık yarı gölge şeridiyle çevrelenmiş gibi görünecektir. Bir tarafında alanın %42-45'inde küre Gündüz hakimdir, diğer tarafta ise dünya yüzeyinin %33-35'i gecenin içindedir. Güneş'in ufka doğru daha dik alçaldığı tropik bölgelerde bu süre daha kısadır - yaklaşık %10-15, yüksek enlemlerde yıl süresinin %30-40'ına, kutup bölgelerinde ise ilkbahar ve yaz aylarında artar. sonbahar dönemleri sürekli alacakaranlık - beyaz geceler - haftalarca sürer. Gökkuşağı saçıldığında ortaya çıkar güneş ışınları Açık büyük damlalar yağmur.
Örneğin, mor ışınlar (0,40 µm) yeşil ışınlardan (0,55 µm) daha fazla kırılır ve yeşil ışınlar kırmızı ışınlardan (0,76 µm) daha fazla kırılır.
Kırılma indeksişeffaf optik ortam Kırılma indisi olarak da adlandırılan, ışığın faz hızının boşluktaki hızından kaç kat daha az olduğunu gösterir.
Karmaşık Kırılma indisi yalnızca birim uzunluk başına faz değişimini ölçmek için değil, aynı zamanda (sanal kısmı aracılığıyla) optik kazanç veya yayılma kaybını (örn. soğurma nedeniyle) ölçmek için de kullanılır.
Karmaşık kırılma indisi aşağıdaki fiziksel yoruma sahiptir:
A) gerçek kısım karmaşık kırılma indisi bir dielektrikte ışığın yayılma hızını belirler
b) Kompleks kırılma indisinin hayali kısmı, ortamdaki ışığın emilmesinden sorumludur.
Standart bir atmosferde kırılma indisi doğrusal bir yasaya göre yükseklikle değişir ve gerçek bir atmosferde N'deki ortalama yükseklikle değişim üstel bir yasaya göre gerçekleşir.
Troposferin kırılma indeksi, 1 cm'den büyük dalgalar için frekansa bağlı değildir. Milimetre dalgalar için kayıpların önemli bir etkisi vardır ve bu, bir kompleksin eklenmesiyle dikkate alınır. dielektrik sabiti hava.
Uygulamada değer daha sık kullanılır N = (n - 1) ×10 6 Troposferik kırılma indisi olarak adlandırılan n»Öe- troposferin kırılma indeksi.
Ortalama olarak N yükseklikle doğrusal olarak değişir ve orta enlemler için değişimin eğimi N Standart troposferdeki yükseklik ile dN/dh = -40 1/km
İÇİNDE gerçek koşullar Meteorolojik parametrelerde sıklıkla düzensiz bir değişiklik olur ve bu da karmaşık bir ilişkiye yol açar. N yükseklikten.
Atmosferin kırılma indisindeki günlük değişiklikler, alt kilometre katmanında en belirgindir ve 10 – 15N birime ulaşabilir. Bunlar aynı zamanda hava sıcaklığı ve nemindeki büyük günlük değişikliklerden de kaynaklanmaktadır. Kırılma indeksindeki rastgele dalgalanmalar atmosferik türbülansla ilişkilidir ve 10N - birimlik bir değere ulaşabilir.
Gün doğumu ve gün batımında Güneş diskinin bozulması
Güneş ışınlarının gün doğumu ve gün batımı sırasında kırılması nedeniyle birkaç optik olay daha meydana gelir. Öncelikle gün doğumu ve gün batımı sırasında güneş diskinin şekli bozulur. Güneş'in genellikle yuvarlak olan diski, ufka yaklaşırken dikey yönde düzleşerek yatay uzun eksenli bir yumurta şeklini alır (Şekil 10.2). Güneş'in düzleşmesi, ufka değen alt kenarının, Güneş'in açısal çapı 32" olduğundan, ufuktan 32" yükseklikte bulunan üst kenarından daha güçlü bir kırılmaya maruz kalmasıyla açıklanmaktadır. . Şu tarihte: iyi durumda atmosferde alt kenar kırılma nedeniyle 35", üst kenar ise yalnızca 28" yükseltilir. Sonuç olarak, güneş diski 7" kadar düzleşir. Dünya yüzeyine yakın düşük sıcaklıklarda, örneğin Sibirya'daki kış antisiklonlarında veya dünyanın kutup bölgelerinde kırılma açısı artar ve güneş diski düzleşir. daha şiddetli olabilir.
Fotoğraf çekme ve televizyon görüntüleri elde etme ile karşılaştırıldığında görsel gözlemin tuhaflığını vurgulayalım. İyi aydınlatma (gündüz) ve yeterli açısal boyutlar gözlemlenen nesneler (en az 20-30"), daha önce de belirtildiği gibi, insan gözünün kontrast duyarlılığı eşiği %2'ye ve hatta bazen %1'e eşittir; kontrast duyarlılığı eşikleri (yani minimum çözümlenmiş parlaklık kontrastları) ) fotoğraf ve televizyon görüntülerinin sırasıyla% 10 -15 ve% 15-25'e eşit olması nedeniyle, atmosfer, özellikle bulutlar ve Dünya yüzeyi arasındaki mevcut kontrastları azaltmada "akar" yaptığından, güvenli bir şekilde gerekli olan minimum kontrast değerleri. Dünya yüzeyindeki ayırt edici ayrıntılar görsel gözlemler ve fotoğraf ve televizyon görüntüleri için en az iki katına çıkarılmalıdır, yani sırasıyla en az %4, %30 ve %50 olmalıdır. İnsan gözünün, gözlenen nesnelerin özelliklerini ve ayrıntılarını fotoğraf ve televizyon görüntülerine kıyasla ne kadar iyi ayırt edebildiğini hayal edin! Gözünüzle, ne fotoğrafın ne de televizyon görüntülerinin henüz erişemediği şeyleri görebilirsiniz.
Tüm astronotlara göre, dünya yüzeyinin uzaydan görsel resmi, öncelikle netliği açısından fotoğraflardan ve televizyon görüntülerinden önemli ölçüde farklıdır. Dünya yüzeyinin ve bulut örtülerinin fotoğraflarında, kısmen uzayda mevcut olan sert radyasyonun aydınlatmasından kaynaklanan, her zaman bir perde veya "ağ" bulunur. Televizyon görüntüsü, özellikle içinden geçmesi gereken atmosfer nedeniyle zayıflar. .
Tüm astronotlar, kıtaları ve okyanusları karakteristik hatlarıyla kolayca tanıdı. Okyanuslarda dalgaların, dalgaların, çöllerdeki kum tepelerinin hareketini gördüler. Dünya yüzeyinin belirli bölgelerinde atmosferin şeffaflığında farklılıklar, bulut şekilleri, kasırgalar, fırtınalar ve kara, okyanus ve atmosferin diğer birçok özelliğinde farklılıklar tespit edildi. İstasyondan 250-300 km yükseklikten aşağıya bakıldığında 1-2 km boyutunda ve bazen daha küçük, yaklaşık 500 m kadar nesneler açıkça görülüyor.
2. Radyo kırılması
Radyo kırılması, atmosferde yayılan elektromanyetik dalgaların yörüngesinin eğriliğidir. Gerçek atmosferin yoğunluğu yükseklikle azalır, bu nedenle dünya yüzeyinden yukarıya doğru yönlendirilen bir radyo ışını bölgeden hareket edecektir. büyük değer yoğunluk değerleri düşük olan alanlarda yoğunluk. Eğer elektromanyetik ışın kırılma indisinin kademeli olarak değiştiği düzlem katmanlı bir atmosferde yayılacağından, ışın yörüngesinde düzgün bir eğrilik meydana gelecektir. Eğrilik yarıçapı, aşağıdaki ifadeye uygun olarak kırılma indisi gradyanının büyüklüğü ile belirlenecektir:
,(16)
burada dn/dH kırılma indisinin gradyanıdır.
Pratik açıdan ilgi çekici olan, dünya yüzeyi boyunca yönlendirilen bir radyo ışınının eğrilik yarıçapının dünyanın yarıçapına eşit olduğu ve ışının dünya etrafında büküldüğü kritik kırılma durumudur. Kritik kırılmanın koşulu şöyle olacaktır:
Normal radyo kırılması, -4·10-8 1/m kırılma indisi derecesine sahip normal (standart) atmosferdeki kırılmaya karşılık gelir. Kırılma indisi gradyan değerleri 0 ile –4·10-8 1/m arasında olan radyo kırılmasına pozitif indirgenmiş kırılma adı verilir. – 15,7·10-8 – 4·10-8 1/m'deki radyo kırılmasına pozitif artan kırılma denir. = – 15,7·10-8 1/m gradyan değerinde kritik kırılma gözlenir. Kırılma indisi eğimi -15,7·10-8 1/m'den az olduğunda aşırı kırılma meydana gelir. Işın eğrilik yarıçapı yarıçaptan az Bunun sonucunda ışın dünya yüzeyinden birden fazla yansıma yaşar.
Atmosferin hareketi kural olarak çalkantılıdır ve bir dizi düzensiz "girdap"tan oluşur. çeşitli boyutlar ve hızlar. En büyük girdaplar, Reynolds sayısı Re=Vav⋅L0/ν kritik Recr'den büyük olduğunda, ana akışın kararsızlığının bir sonucu olarak oluşur (bunların boyutları L0, akışın boyutlarıyla karşılaştırılabilir). Burada Vav, ana akışın hızı ve ν kinematik viskozitedir. Buna karşılık, bu girdaplar, onların büyük sayı Reynolds yok edilir ve ikinci dereceden, daha küçük rahatsızlıklara neden olur. Bu durumda enerji bozulmalardan aktarılır. daha büyük boyut daha küçük rahatsızlıklara Giderek daha küçük boyuttaki l girdaplarının üretimi, bozuklukların Reynolds sayısı Re=V⋅l/ν kritik sayı Recr'ye düştüğünde durur; burada V, l boyutundaki girdapların hareket hızıdır. Minimum boyuttaki bozulmalar stabildir ve daha fazla bozulmaz ve enerjileri sürtünme kuvvetlerinin üstesinden gelmek için harcanır ve doğrudan ısıya dönüşür.
Türbülans spektrumunda kararlı tabakalaşma olması durumunda türbülans enerjisi enerjiye dönüşür. potansiyel enerji girdapların çalışması sonucu tabakalaşma Arşimet kuvveti Sürdürülebilir tabakalaşma.
Kararsız tabakalaşma belirli bir frekans aralığında türbülans enerjisinde artışa neden olur.
Sıcaklık inversiyon katmanlarının yanı sıra sıcaklıkta keskin bir düşüşe sahip katmanların varlığına, artan türbülans enerjisi değeri eşlik eder.
Homojen bir atmosferde yayılmayla karşılaştırıldığında, heterojen bir atmosferde ortaya çıkar ek kaynaklar yoğunluğu tamamen birincil alan tarafından belirlenen radyasyon. Elektromanyetik dalgalar Kırılma indisinin homojensizliklerini hareket ettirerek saçılma yaşayanlar, hakkında bilgi taşırlar. integral parametreler hava hareketleri atmosferde.
Bilindiği üzere yağmurda radyo dalgalarının maksimum zayıflaması MM dalga boyu aralığında görülmektedir. Zayıflama iki mekanizmadan kaynaklanmaktadır: bir yağmur damlasının hacmindeki dalga enerjisinin emilmesi ve radyasyonun damlacıktan dış uzaya kırınım saçılması..
Yağmurda radyo dalgalarının zayıflama ve saçılma katsayılarının hesaplanması, yağmurda milimetrik dalgaların zayıflamasının eşit olarak hem damla hacmindeki dalga enerjisinin emilmesinden hem de gelen dalganın damlalar üzerindeki kırınım saçılımından kaynaklanmaktadır ve bu ilişki (absorbsiyon ve saçılma arasındaki) pratik olarak dalga boyuna (IMF aralığında) veya yağmurun yoğunluğuna veya damlacık boyutlarının spektrumuna göre.
SM dalga aralığında ise aksine zayıflama esas olarak absorpsiyonla belirlenir ve saçılmanın rolü artan dalga boyuyla, azalan yağmur yoğunluğuyla birlikte azalır ve damlacık boyutu dağılımının türüne bağlıdır.
Troposferik kırılma, GLONASS/GPS ölçümlerindeki ana hata kaynaklarından biridir. Faz hızı dalga cephesi kırılma indisi birden büyük olan troposferde, ışığın vakumdaki hızından daha azdır, bunun sonucunda NES'in yayılan elektromanyetik sinyalinin "elektromanyetik" uzunluğu "geometrik" olandan daha uzun olur . Troposferik kırılma, sözde menzil ölçümünde zenit yönünde 2,0 - 2,5 m düzeyinde bir hataya neden olur ve yaklaşık olarak yükseklik açısının kosekantı ile artar ve uydunun yükseklik açısında 20 - 28 m'lik bir değere ulaşabilir. uydu ufkun 5° üzerindedir. Bu nedenle, kod ve taşıyıcı faz ile sözde mesafe ölçümünün kabul edilebilir doğruluğunu elde etmek için, GLONASS/GPS SRNS kullanılarak yapılan tüm ölçüm türlerinde troposferin etkisinin hesaba katılması ve ortadan kaldırılması gerekir.
Troposfer dağıtıcı olmayan bir ortamdır, yani kırılma indisi ve troposferdeki elektromanyetik sinyalin yayılma hızı, elektromanyetik sinyalin frekansına bağlı değildir, bunun sonucunda troposferik kırılma, troposferik kırılmaya bağlı değildir. taşıyıcı frekansı, L1, L2 frekanslarındaki ölçümlerin bir kombinasyonu tarafından hariç tutulmaz ve sözde aralığın ölçümünü, kod ve taşıyıcı faz tarafından eşit derecede etkiler.
Kuru atmosfer, toplam troposferik kırılmanın yaklaşık %90'ına katkıda bulunur ve kullanılarak 0,05 m dahilinde modellenebilir. yüzey basıncı ve sıcaklık. Çeşitli modeller kuru atmosfer yasalara dayanmaktadır ideal gazlar; bu modeller kuru katman için troposfer ayrışması olarak küresel katmanları kullanır. Su buharı doğru bir şekilde tahmin edilemediği ve modellenemediği için ıslak bileşenin modellenmesi çok daha zordur. ile bile normal koşullar Troposferin koşullarında, genellikle formda sınırlı su buharı kaynakları vardır. sıvı su. Bu nedenle bunlar su kaynakları Buhar, alt atmosferdeki türbülansla birlikte, su buharı konsantrasyonlarında zaman veya mekanla ilişkilendirilemeyen değişikliklere neden olur. Bu değişiklikler Dünya'dan yapılan yüzey ölçümlerinden doğru bir şekilde tahmin edilemez. Neyse ki "ıslak" katkı toplam troposferik kırılmanın yaklaşık %10'una eşittir. Su buharının değişkenliğine rağmen, üstel bir dikey profil oluşturarak onu modellemenin bir yolu vardır. Islak tabakanın yüksekliği yaklaşık 12 km'dir. Islak gecikme yaklaşık 5 - 30 cm'dir.
Simülasyon yoluyla ortalama kare hatası Sahte mesafenin tanımı 2 - 5 cm'ye düşürülmüştür. Kuru ve ıslak katmanlar için birleştirilmiş modeller, troposferin neden olduğu gecikmeyi birlikte tahmin etmektedir.
Radyo sinyalleri atmosferde yayılırken engellerle karşılaşır, bunun sonucunda gecikir ve Dünya'ya (alıcıya) biraz daha geç ulaşır. Radyo sinyallerinin yolunun aşağıdaki formülle belirlendiğini söylemek kolaydır:
S=∫cdt=∫c/vds=∫s(n) ds (5.1)
burada S – elektromanyetik aralık (sözde aralık), m; ds – temel elektromanyetik aralık, m; c – ışığın boşluktaki hızı, m/s; v – radyo dalgalarının ortamdaki grup yayılma hızı, m/s; n – kırılma indisi. Bu elektromanyetik aralık veya sözde aralık her zaman geometrik aralıktan daha büyüktür.
Atmosferdeki radyo sinyallerinin toplam gecikmesi şunlardan oluşur: iyonosferik, troposferik, zaman ölçeği kayması, sistematik hata Ve rastgele hata.
Radyo sinyallerinin gecikmesinin nedeni atmosferin farklı özelliklere sahip katmanlardan oluşmasıdır. fiziksel özellikler Bu nedenle radyo dalgalarının kırılması her zaman meydana gelir. Formül (5.1)'den elektromanyetik aralığın kırılma indeksine bağlı olduğu açıktır.
Radyo sinyallerinin troposferik gecikmesi meteorologların büyük ilgisini çekmektedir çünkü yeni fırsat Atmosferin nem içeriği hakkında bilgi edinmek. Bu bölüm şunları kapsamaktadır: teorik temeller ve GNSS uydularından alınan radyo sinyallerinin görevde kullanılması uzaktan algılama su buharı ve ayrıca hidrodinamik tahmin sistemlerine veri asimilasyonu amacıyla bir GNSS alıcıları ağı kullanarak su buharını ölçmek için yeni bir yöntem uygulama olasılığı.
Atmosfer için aşağıdaki ifade doğrudur:
burada N, N-birimlerdeki kırılma indisidir; Nd kuru hava için N-birim cinsinden kırılma indisidir; Nv, su buharı için N-birim cinsinden kırılma indisidir.
Kuru hava için N birim cinsinden kırılma indisi aşağıdaki formül kullanılarak hesaplanabilir:
Nd=k1⋅P d /(T⋅Zd) (5.7)
burada k1, 7,76·10-1 K/Pa'ya eşit belirli bir katsayıdır; P d – kuru hava basıncı, Pa; T – kuru hava sıcaklığı, K; Zd kuru havanın sıkıştırılabilirlik faktörüdür.
Su buharı için N birim cinsinden kırılma indisi şu formül kullanılarak hesaplanabilir: Nv= ⋅Zv −1 (5,8)
burada k2, 7,04·10-1 K/Pa'ya eşit belirli bir katsayıdır; k3 – 3,776 10-1 K2 /Pa'ya eşit belirli bir katsayı; e – su buharının kısmi basıncı, Pa; T – hava sıcaklığı, K; Zd −1 – su buharı sıkıştırılabilirlik faktörü.
Kuru hava ve su buharının sıkıştırılabilirlik faktörleri aşağıdaki formülden hesaplanabilir: ampirik formüller:
Zd −1 =1+Pd⋅
Zv −1 =1+e⋅⋅[−2,37321⋅10 −3 +2,23366T −1 −710,92T −2 +7,75141⋅10 4 T −3 ]
Herhangi bir gaz için aşağıdaki eşitliğin geçerli olduğu bilinmektedir:
Pi=Zi⋅ri⋅Ri⋅Ti (5.11)
burada Pi, i'inci gazın basıncıdır, Pa, Zi, i'inci gazın sıkıştırılabilirlik faktörüdür; ri - i'inci gazın yoğunluğu, kg/m3; Ri – i'inci gazın gaz sabiti, J/kg K; Ti – i'inci gazın sıcaklığı, K.
Radyo sinyallerinin dikey hidrostatik gecikmesi dikey kuru atmosferik hava sütununda radyo sinyallerinin ne kadar geciktiğini gösterir
Radyo sinyallerinin dikey ıslak gecikmesinin tanımından (5.34), ortalama ağırlıklı sıcaklığın aşağıdaki formül kullanılarak belirlenmesinin gerekli olduğu açıktır. Ortalama "ağırlıklı" sıcaklığın bölgesel bir karaktere sahip olduğunu anlamak zor değildir; farklı bölgeler için farklı olacaktır. Ortalama ağırlıklı sıcaklık elde edilir deneysel olarak, yani radyo sondaj verileri kullanılarak şu şekilde ifade edilir: T m =a t +b t ⋅T 0 (5.43)
Radyo sinyallerinin dikey ıslak gecikmesi, atmosferdeki su buharının nem içeriğine göre belirlenir. Bu nedenle belirlemenin doğruluğu, radyo sinyali gecikmesinin ıslak kısmının belirlenmesinin doğruluğuna bağlıdır. Bölüm 4'te ıslak gecikmenin troposferik gecikmenin yalnızca %10'u olduğunu ve radyo sinyallerinin hidrostatik gecikmesinin belirlenmesinin ıslak gecikmenin doğruluğunda büyük rol oynadığını tartışmıştık. Şekil 5.6, toplam troposferik gecikmenin her bir bileşeninin katkısını göstermektedir. Ağırlıklı olarak basınca bağlı olan hidrostatik bir gecikmenin olduğu görülebilir. Bunu görmek bizim için zor değil maksimum değerlerıslak gecikme, Şekil 5.7'de açıkça görülebilen troposferik ve hidrostatik gecikmeler arasındaki farkın maksimumuna karşılık gelir. Radyo sinyallerinin maksimum ıslak gecikmesi 14 cm'nin üzerindedir ve minimum yaklaşık 2 cm'dir.
Şekil 5.9, 5.10 ve 5.11'i inceledikten sonra ıslak gecikmenin olduğunu söyleyebiliriz. daha büyük ölçüde bağlıdır atmosferik basınç ve su buharının kısmi basıncı, hidrostatik gecikme esas olarak yüzey basıncı tarafından belirlendiğinden, ıslak gecikmenin yüzey basıncına bağımlılığı terstir;
Yapılan analizlerden, navigasyon alıcıları kullanılarak su buharının uzaktan algılanması yönteminin, atmosferdeki su buharının integral miktarının iyi bir doğrulukla belirlenmesine olanak sağladığı sonucuna varabiliriz. Bu nedenle, su buharının integral miktarına ilişkin bilgi, tahminleri netleştiren hidrodinamik modellerin ilk verilerinin kalitesine dahil edileceğinden, pratik açıdan büyük önem taşımaktadır. Bu yöntem hızlıdır ve diğer yöntemlere göre birçok avantajı vardır. Bu, su buharı ölçümünün basit bir şekilde uygulanmasının ekonomik öneminde yatmaktadır. Ve en önemlisi su buharının integral miktarını daha kısa zaman aralığıyla belirlemenizi sağlar.
