Kırılma astronomiktir. atmosferik kırılma nedir

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.

Gökbilimciler mümkünse gözlemlerini gök cismi ufkun üzerinde en yüksek olduğu zaman olan üst doruk noktasını geçtiğinde planlarlar. Ayrıca, bir geminin koordinatlarını belirlerken denizciler asla yüksekliği ufuktan 20°'den az olan bir armatür 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 doğru hesaplamalar, standart kırılma indisi değerleri kullanıldığında gün doğumu ve gün batımı saatlerindeki günlük değişiklikleri 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, 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 atmosfer basıncında 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 oranında artar ve basınçtaki her 0,9 kPa'lık düşüş için yaklaşık %1 oranında azalır. Benzer şekilde, sıcaklıktaki her 3°C'lik düşüşte kırılma yaklaşık %1 oranında artar ve sıcaklıktaki her 3°C'lik artışta kırılma yaklaşık %1 azalır.

Kırılma ve yükseklik grafiği (Bennett, 1982)

Kırılmanın neden olduğu rastgele atmosferik etkiler

Atmosfer türbülansı, yıldızların görünen parlaklığını artırıp azaltıyor, onları milisaniyeler içinde daha parlak veya daha sönük hale getiriyor. 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.

Astronomik kırılma (atmosferik kırılma) - gök cisimlerinden gelen ışık ışınlarının atmosferinde kırılma. Gezegensel atmosferlerin yoğunluğu yükseklikle birlikte azaldığından, ışığın kırılması, kavisli ışının dışbükeyliği her zaman zirveye doğru yönlendirilecek şekilde gerçekleşir. Bu bağlamda kırılma, gök cisimlerinin görüntülerini her zaman gerçek konumlarının üzerine “yükseltir”. Kırılmanın bir başka görünür sonucu (daha kesin olarak, farklı yüksekliklerdeki değerlerindeki fark), Güneş veya Ay'ın görünür diskinin ufukta düzleşmesidir.

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 kırılma değeri (10 ° C sıcaklıkta ve 760 mm Hg basınçta):

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.

"Astronomik kırılma" makalesi hakkında bir inceleme yazın

Notlar

Edebiyat

Zharov V. E. . . "Astronet" (2002). Erişim tarihi: 18 Ekim 2012.

Astronomik kırılmayı karakterize eden bir alıntı

Ertesi gün Prens Andrei, Kont Ilya Andreich'in dediği gibi akşam yemeği için Rostov'lara gitti ve bütün günü onlarla geçirdi.
Evdeki herkes Prens Andrei'nin kimin için seyahat ettiğini hissetti ve o, saklanmadan bütün gün Natasha ile birlikte olmaya çalıştı. Sadece Natasha'nın korkmuş, mutlu ve coşkulu ruhunda değil, tüm evde önemli bir şeyin olacağına dair bir korku hissi vardı. Kontes, Natasha ile konuşurken Prens Andrei'ye üzgün ve ciddi bir şekilde sert gözlerle baktı ve ona baktığı anda çekingen ve yapmacık bir şekilde önemsiz bir konuşmaya başladı. Sonya, Natasha'yı terk etmekten korkuyordu ve onlarla birlikteyken ona engel olmaktan korkuyordu. Natasha onunla dakikalarca yalnız kaldığında beklenti korkusundan sarardı. Prens Andrei çekingenliğiyle onu şaşırttı. Ona bir şeyler söylemesi gerektiğini ama bunu yapmaya cesaret edemediğini hissetti.
Prens Andrey akşam ayrılırken Kontes Natasha'nın yanına geldi ve fısıldayarak şöyle dedi:
- Kuyu?
"Anne, Allah aşkına artık bana hiçbir şey sorma." "Bunu söyleyemezsin" dedi Natasha.
Ancak buna rağmen, o akşam Natasha bazen heyecanlı, bazen korkmuş gözlerle uzun süre annesinin yatağında yattı. Ya onu nasıl övdüğünü, sonra yurtdışına gideceğini nasıl söylediğini, sonra bu yaz nerede yaşayacaklarını nasıl sorduğunu, sonra ona Boris'i nasıl sorduğunu anlattı.

Astronomik kırılma, ışık ışınlarının dünya atmosferinde kırılması olayıdır. Kırılma nedeniyle, armatürün gözlemlenen (ölçülen) yönü, atmosferin yokluğunda meydana gelebilecek gerçek yöne karşılık gelmez. Bir ışının atmosferde saptığı açıya da kırılma denir.

Atmosferin yapısı karmaşık ve kararsızdır. Kırılma değerini tam olarak belirleyen bir formül elde etmek için atmosferin bir modelinin seçilmesi gerekir.
Jeodezik astronomide, aşağıdaki hükümlerle belirlenen normal atmosferin bir modeli benimsenmiştir:

Atmosfer birkaç katmandan oluşur;

Her katmandaki hava yoğunluğu d sabittir ve yükseklikle birlikte azalır;

Işının geliş noktasında çizilen iki ortamın sınırının normali çekül çizgisiyle çakışır.

Kırılma teorisi ışığın kırılma yasalarına dayanmaktadır:

1. Gelen ışın, kırılan ışın ve geliş noktasında iki ortamın sınırına çizilen normal aynı düzlemde yer alır.

Bundan, normal bir atmosfer için ışığın kırılmasının dikey düzlemde meydana geldiği, yani kırılmanın yalnızca zenit mesafesini etkilediği, ancak armatürün azimutunu etkilemediği sonucu çıkar.

2. Snell Yasası. Geliş açısı sinüs oranı Ben 1 üzeri kırılma açısının sinüsü BenŞekil 2'de bu iki ortam için kırılma indeksi m2'nin kırılma indeksi m1'e oranına eşit sabit bir değer vardır:

günah ben 1 /günah ben 2 = m2 / m1.

Buradan, eğer ikinci katman d2'nin yoğunluğu, birinci katman d1'in yoğunluğundan büyükse, o zaman m2 > m1 ve Ben 2 < Ben 1, yani daha az yoğun bir katmandan daha yoğun bir katmana geçen ışın, çekül hattına doğru saptırılır.

Astronomik kırılmanın yıldızın koordinatlarını nasıl etkilediğini düşünelim. M gözlem noktasında Dünya yüzeyinin bir düzlem olduğunu varsayalım.
(Şekil 1.20). Bir yıldızdan boşluğa düşen ışın, dünya atmosferine girerken kırılır. Sonuç olarak, yıldıza doğru gözlemlenen yön, atmosferin yokluğunda meydana gelebilecek olan gerçek yön ile örtüşmemektedir. Şek. Şekil 1.20'de, toposentrik zenit mesafesi ztop'un, ölçülen zenit mesafesi z" ve kırılma r'nin toplamı olduğu görülebilir:

Z üst = z" + r.

Normal bir atmosfer modeli için astronomik kırılma yatay yönü değiştirmez, yani toposentrik azimut ölçülen azimut'a eşittir.

r'nin değerini hesaplamak için bir formül türetelim.

Snell yasasına göre,

günah z üst / günah z" = m/1,

buradan günah z üst = m günah z" veya

günah(z" + r) = m günah z". (1.12)

Sol tarafı genişletelim (1.12):

günah z" çünkü r + günah R çünkü z" = m günah z".

r açısı küçük olduğundan, o zaman

çünkü r~1, günah r = r"/206265".

günah z" + çünkü z"r"/206265" = m günah z". (1.13)

(1.13) ifadesinin her iki tarafını da şuna bölelim: günah z" ve r" ifadesini ifade edin:

r" = (m - 1) tg z"·206265".

Dolayısıyla astronomik kırılma r, armatürün zenit mesafesine ve havanın kırılma indeksine bağlıdır. Kırılma indisi m, sıcaklık ve basınca bağlı olan atmosferik yoğunluk d ile orantılıdır. Boyle-Mariotte ve Gay-Lussac yasalarını kullanarak atmosferin herhangi bir durumu için şunu yazabiliriz:

r = 21,67′'B tg z′/(273 + to C), (1.14)

burada B basınçtır, mm Hg. Sanat.,

t – Santigrat derece cinsinden sıcaklık,

z" – ölçülen zenit mesafesi.

to = 0 o C ve B = 760 mm Hg olan normal bir atmosfer için. Sanat. kırılma değeri r o = 60,3" tg z"; ton o = 10 o C ve B = 760 mm Hg'de. karşılık gelen değer r o = 58,1" tg z".

rо ifadelerine ortalama kırılma denir ve 1"'den fazla hatayla yaklaşık astronomik tespitlerde kullanılır.

Zenit mesafesi arttıkça kırılma değeri artar. Ufukta normal bir atmosfer için kırılma değeri yaklaşık 35¢'ye ulaşır.

Kırılma düzeltmesini belirlemek için özel tablolar derlenir. Astronomi Yıllığı birkaç tür tablo içerir:

Ortalama kırılma tablosu; burada r, sabit sıcaklık t = 10 o C ve B = 760 mm Hg basıncı için hesaplanır. Art., ölçülen zenit mesafesinin bir fonksiyonu olarak, yani r o = F(z", t10, B 760);

Sıcaklık ve basınç için ortalama kırılma düzeltme tablosu.

Bu tabloları kullanarak 1" hassasiyetle kırılma değerini elde edebilirsiniz.

Logaritmik tabloda 0,1" doğrulukla kırılma değerleri verilmiştir.

Paralaks

Paralaks, bir nesnenin uzaydaki farklı noktalardan gözlemlenmesi sırasında yönünün değişmesidir. Dünya günlük ve yıllık olmak üzere iki harekete katılır, bu nedenle gök cisimlerinin dünya yüzeyindeki aynı noktadan bile yapılan gözlemleri her seferinde uzayın farklı noktalarından yapılır.

Günlük paralaks, armatürlerin günün farklı saatlerinde gözlemlenmesi nedeniyle oluşur. Günlük paralaks düzeltmesi, Dünya yüzeyinde yapılan gözlemlerin Dünya'nın merkezine indirgenmesidir (toposentrik koordinatlardan jeosentrik koordinatlara geçiş).

Yıllık paralaks yılın farklı zamanlarındaki gözlemlerden kaynaklanmaktadır. Yıllık paralaks düzeltmesi - gözlemleri Güneş'in merkezine (Güneş Sisteminin ağırlık merkezi) getirme veya yer merkezli koordinatlardan güneş merkezliye (barisentrik) geçiş.

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 kesin olarak, 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 REFRAKSİYON - (1) gök cisimlerinden yayılan ışık ışınlarının atmosferden geçerken kırılmasına ilişkin astronomik olgu; Atmosferin yoğunluğu yükseklikle birlikte daima azaldığından, ışığın kırılması dışbükey olacak şekilde gerçekleşir... ...

Büyük Politeknik Ansiklopedisi 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 astronomi konusunda bilimsel çalışmalar yapmamışlardı. Greenwich ve Kopenhag'daki gözlemevlerini ziyaret eden Büyük Peter, ilkine ikinci ziyaretinde, bir duvar çemberi kullanarak Venüs'ün konumunu tam olarak tespit etti...

Ansiklopedik Sözlük F.A. Brockhaus ve I.A. Efron

Kırılma: genel kavramlar, standart atmosfer modelleri - düzlemsel paralel katmanlar için, küresel katmanlar için kırılma. Kırılma tabloları. Kırılma hatası anormalliklerinin armatürlerin görünür koordinatları üzerindeki etkisi.

Kırılmanın etkisi, gök küresinde büyük açıların ölçüldüğü, armatürlerin ekvator koordinatlarını belirlerken ve yükselme ve batma anlarını hesaplarken yer tabanlı astronomi için önemli bir sorundur.

astronomik (veya atmosferik) kırılma . Bu nedenle, armatürün gözlemlenen (görünür) başucu mesafesi z¢, gerçek (yani atmosferin yokluğunda) z başucu mesafesinden daha azdır ve görünen yükseklik h¢, gerçek yükseklikten h biraz daha büyüktür. Kırılma, armatürü ufkun üzerine kaldırır.

Fark r = z - z¢ = h¢ - h kırılma denir.

Pirinç. Dünya atmosferinde kırılma olgusu

Kırılma yalnızca z zirve mesafelerini değiştirir, ancak saat açılarını değiştirmez. Armatür doruk noktasındaysa, kırılma yalnızca sapmasını ve zenit mesafesiyle aynı miktarda değişir, çünkü bu durumda saatinin ve dikey dairelerinin düzlemleri çakışır. Diğer durumlarda, bu düzlemler belirli bir açıda kesiştiğinde kırılma, armatürün hem eğimini hem de sağ yükselişini değiştirir.

Zirvedeki kırılmanın r = 0 değerini aldığına ve ufukta 0,5 - 2 dereceye ulaştığına dikkat edilmelidir. Kırılma nedeniyle, ufka yakın Güneş ve Ay diskleri oval görünür, çünkü diskin alt kenarında kırılma üst kısımdan 6¢ daha fazladır ve bu nedenle diskin dikey çapı yatayla karşılaştırıldığında kısalmış görünür. kırılma nedeniyle bozulmayan çap.

Ampirik olarak, yani. gözlemlerden deneysel olarak çıkarılmıştır ki riblizhennoe belirlemek için ifade genel (ortalama) refraksiyon:

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

burada: B - atmosferik basınç, t 0 - hava sıcaklığı.

Daha sonra, 0 0'a eşit bir sıcaklıkta ve 760 mm Hg basınçta, görünür ışınların kırılması (l = 550 milimikron) şuna eşittir:

r =60².25 ´ tgz¢ = K´ tgz¢. Burada K, yukarıdaki koşullar altında kırılma sabitidir.

Yukarıdaki formüller kullanılarak kırılma, 0,¢¢01 doğrulukla 70 açısal dereceden fazla olmayan bir zenit mesafesi için hesaplanır. Pulkovo tabloları (5. baskı), z = 80 açısal derecelik bir zirve mesafesine kadar kırılma etkisinin hesaba katılmasına olanak tanır.

Daha doğru hesaplamalar için, kırılmanın bağımlılığı yalnızca nesnenin ufuk üzerindeki yüksekliğine değil, aynı zamanda atmosferin durumuna, esas olarak kendisi de esas olarak sıcaklık ve basıncın bir fonksiyonu olan yoğunluğuna da dikkate alınır. . Kırılma düzeltmeleri basınçta hesaplanır İÇİNDE[mmHg] ve sıcaklık t° Formüle göre C:

Kırılmanın etkisini yüksek doğrulukla (0.¢¢01 ve üstü) hesaba katmak için, kırılma teorisi oldukça karmaşıktır ve özel kurslarda (Yatsenko, Nefedeva A.I., vb.) tartışılmaktadır. İşlevsel olarak kırılma değeri birçok parametreye bağlıdır: yükseklik (H), enlem (j), ayrıca hava sıcaklığı (t), atmosferik basınç (p), bir ışık ışınının gök cisminden gözlemciye giden yolu boyunca atmosferik basınç (B) olup, elektromanyetik spektrumun farklı dalga boyları (l) ve her zirve mesafesi (z) için farklıdır. Modern kırılma hesaplamaları bilgisayarda yapılır.

Etki ve değerlendirme derecesine göre kırılmanın aşağıdakilere bölündüğü de belirtilmelidir: normal (tablo) ve anormal. Normal kırılmayı dikkate almanın doğruluğu, standart atmosfer modelinin kalitesine göre belirlenir ve 70 dereceden fazla olmayan zirve mesafelerine kadar 0,¢¢01 ve daha yüksek değerlere ulaşır. Burada gözlem yerinin seçimi büyük önem taşıyor; iyi arazilere sahip yaylalar. Astroiklim ve eğimli hava katmanlarının bulunmamasını sağlayan düzenli arazi. CCD çerçeveleri üzerinde yeterli sayıda referans yıldızla yapılan diferansiyel ölçümlerle, günlük ve yıllık kırılma değişimleri gibi kırılma değişimlerinin etkisi hesaba katılabilir.

Anormal kırılma, enstrümantal ve pavyon gibi olanlar genellikle hava durumu veri toplama sistemleri kullanılarak oldukça iyi dikkate alınır. Atmosferin zemin katmanında (50 metreye kadar) direklere hava durumu sensörlerinin yerleştirilmesi ve sondaj yapılması gibi yöntemler kullanılmaktadır. Tüm bu durumlarda, kırılma anomalilerini 0,201'den daha kötü olmayan bir hesaplama doğruluğuna ulaşmak mümkündür. Baskın bir etkiye sahip olan yüksek frekanslı atmosferik türbülansın neden olduğu kırılma dalgalanmalarının etkisini ortadan kaldırmak daha zordur. Titreşimlerin güç spektrumu, genliklerinin 15Hz ila 0,02Hz aralığında önemli olduğunu göstermektedir. Buradan gök cisimlerini kaydetmek için en uygun sürenin en az 50 saniye olması gerektiği sonucu çıkıyor. E. Hegh tarafından türetilen ampirik formüller (e =± 0,²33(T+0,65) - 0,25,

burada T kayıt süresidir) ve I.G. Kolchinsky (e =1\Ön(± 0,²33(snz) 0,5, burada n kayıt anlarının sayısıdır) böyle bir kayıt süresiyle zirve mesafesi (z)'nin eşit olduğunu gösterir. sıfıra doğru, yıldızın konumunun (e) doğruluğu yaklaşık 0,206-0,210'dur.

Diğer tahminlere göre, bu tür bir kırılma, 9-16 büyüklük aralığındaki yıldızlar için 0,03-0,06'ya kadar (I . Reqiume) veya 0."05'e (E.Hog) kadar. ABD Gözlemevi USNO'da Stone ve Dun tarafından gerçekleştirilen hesaplamalar, otomatik bir meridyen teleskopu üzerindeki CCD kaydıyla (görüş alanı 30" x 30" ve pozlama süresi 100 saniye), yıldızların konumlarını diferansiyel olarak belirlemenin mümkün olduğunu gösterdi. 0,²04 doğruluk. Amerikalı gökbilimciler Colavita, Zacharias ve diğerleri (bkz. Tablo 7.1) tarafından görünür dalga boyu aralığındaki geniş açılı gözlemler için gerçekleştirilen ileriye dönük bir değerlendirme, iki renk tekniği kullanılarak yaklaşık 0,²01'lik atmosferik doğruluk sınırına ulaşmanın mümkün olduğunu göstermektedir. .

60"x60" düzeyinde CCD görüş alanına sahip gelişmiş teleskoplar için, çok renkli gözlem teknikleri, yansıtıcı optikler kullanılarak ve son olarak HC gibi uzay katalogları düzeyinde yüksek yoğunluklu ve doğru referans kataloglarının diferansiyel yöntemleri kullanılarak ve TC

Birkaç milisaniye (0,²005) mertebesinde bir doğruluk elde etmek oldukça mümkündür.

Refraksiyon

Yıldızın ufkun üzerindeki görünen konumu, kesin olarak ifade edersek, formül (1.37) ile hesaplanandan farklıdır. Gerçek şu ki, gök cisiminden gelen ışık ışınları, gözlemcinin gözüne girmeden önce Dünya atmosferinden geçerek içinde kırılır ve atmosferin yoğunluğu Dünya yüzeyine doğru arttığı için ışık ışını (Şekil 19) eğri bir çizgi boyunca aynı yönde giderek daha fazla sapmaktadır, böylece yön OM 1 , buna göre gözlemci HAKKINDA armatürü görüyor, zirveye doğru sapmış görünüyor ve yön ile çakışmıyor OM 2 (paralel VM), bir atmosferin yokluğunda armatürü görebilecekti.

Işık ışınlarının dünya atmosferinden geçerken kırılma olayına denir. astronomik kırılma.

Köşe M 1 OM 2 denir kırılma açısı veya refraksiyon R. Köşe ZOM 1 denir görünür armatürün zenit mesafesi z", ve açı ZOM 2 - doğru zirve mesafesi z.

Doğrudan Şekil 2'den. 19 takipçi

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

onlar. armatürün gerçek zirve mesafesi, kırılma miktarı kadar görünür olandan daha büyüktür R . Kırılma, armatürü ufkun üzerine kaldırır.

Işığın kırılma kanunlarına göre gelen ışın ve kırılan ışın aynı düzlemde yer alır. Bu nedenle ışın yörüngesi MVO ve yol tarifleri OM 2 ve OM 1 tanesi aynı dikey düzlemde yer almaktadır. Bu nedenle kırılma, armatürün azimutunu değiştirmez ve ayrıca armatür zirvedeyse sıfıra eşittir.

Armatür doruk noktasındaysa, kırılma yalnızca sapmasını ve zenit mesafesiyle aynı miktarda değişir, çünkü bu durumda saatinin ve dikey dairelerinin düzlemleri çakışır. Diğer durumlarda, bu düzlemler belirli bir açıda kesiştiğinde kırılma, armatürün hem eğimini hem de sağ yükselişini değiştirir.

Kesin kırılma teorisi çok karmaşıktır ve özel kurslarda ele alınmaktadır. Kırılma sadece yıldızın ufkun üzerindeki yüksekliğine değil, aynı zamanda atmosferin durumuna, esas olarak sıcaklığın ve basıncın bir fonksiyonu olan yoğunluğuna da bağlıdır. Baskı altında İÇİNDE mm . rt. Sanat. ve sıcaklık t° C yaklaşık kırılma değeri

(1.38) ve (1.39) formülleri kullanılarak görünür zirve mesafesinin olduğu durumlarda kırılma hesaplanır. z" < 70°. При z" > 70° formülleri (1.38) ve (1.39), ufka sonsuza yaklaştıkça artan, 1"den fazla bir hata verir; ufuktaki kırılmanın gerçek değeri ise yaklaşık 35"tir. . Bu nedenle zenit mesafeleri için z"> 70° kırılma, teorinin özel gözlemlerle birleştirilmesiyle belirlenir.

Kırılma nedeniyle Güneş ve Ay disklerinin doğarken veya batarken şeklinde bir değişiklik gözlenir. Bu armatürlerin disklerinin alt kenarlarının ufuktaki kırılması, üst kenarlarının kırılmasından neredeyse 6" daha fazladır ve yatay çaplar kırılma nedeniyle değişmediğinden, Güneş ve Ay'ın görünür diskleri daha büyük bir hal alır. oval şekil.