Astronomisk brytning
Astronomisk brytning ( atmosfärisk brytning ) är brytningen av ljusstrålar från himlakroppar i atmosfären och, som ett resultat, en förändring i deras skenbara position på himlen .
Eftersom densiteten hos planetatmosfärer minskar med höjden uppstår ljusets brytning på ett sådant sätt att den krökta strålen med sin konvexitet alltid riktas mot zenit . I detta avseende "höjer" atmosfärisk brytning alltid bilderna av himlakroppar över deras verkliga position. På grund av detta ökar i synnerhet längden på dagen på jorden - soluppgången kommer lite tidigare och solnedgången senare. En annan synlig konsekvens av atmosfärisk brytning (mer exakt, skillnaden i dess värden på olika höjder) är att den synliga skivan av solen eller månen plattas ut vid horisonten . Blinkande av stjärnor är förknippat med anomalier av atmosfärisk refraktion[1] .
Brytningsvärden
Brytningsvärdet beror på höjden på det observerade föremålet över horisonten och varierar från 0 vid zenit till ungefär 35 minuters båge vid horisonten. Dessutom finns det ett beroende av atmosfärstryck , temperatur, luftfuktighet och andra atmosfäriska fenomen [1] . En ökning av refraktionsvärdet med 1 % kan orsakas av en tryckökning på 0,01 atm eller en minskning av temperaturen med 3 °C. Det finns också ett beroende av brytningen på ljusets våglängd ( atmosfärisk dispersion ): kortvågigt (blått) ljus bryts mer än långvågigt (rött), och vid horisonten når denna skillnad cirka 0,5 bågminuter.
För att beräkna brytningsstorleken används olika formler - från ungefärliga enkla som endast tar hänsyn till stjärnans skenbara höjd, till mer komplexa som tar hänsyn till meteorologiska faktorer.
Brytningsvärdet på vissa höjder (vid en temperatur på 10 ° C och ett tryck på 760 mm Hg) [2] :
| Synbar (förvrängd av brytning) höjd, grader |
Brytningsvärde , bågminuter |
|---|---|
| 90 | 0 |
| 70 | 0,4 |
| femtio | 0,8 |
| trettio | 1.7 |
| tjugo | 2.6 |
| tio | 5.3 |
| 5 | 9.9 |
| fyra | 11.8 |
| 3 | 14.4 |
| 2 | 18.4 |
| ett | 24.7 |
| 0 | 35,4 |
Således överstiger brytningen vid horisonten något solens skenbara vinkeldiameter . Därför, i det ögonblick då solskivan rör vid horisonten med sin nedre kant, ser vi den bara på grund av brytning - utan den skulle solskivan vara helt under horisonten. Detsamma gäller för månen, vars skenbara position förvrängs ytterligare av parallax .
En betydande förändring i brytning nära horisonten - cirka 5 minuters båge per 0,5 ° höjd - leder till en märkbar tillplattning av den synliga skivan av den nedgående eller stigande solen (eller månen).
Se även
Anteckningar
- ↑ 1 2 Encyclopedic Dictionary of a Young Astronomer / Comp. N.P. Erpylev. - M . : Pedagogy, 1980. - S. 225-226. — 320 s. — 300 000 exemplar.
- ↑ Allen C. W. Astrofysiska kvantiteter . - Moskva: "Mir", 1977. - S. 182 . — 279 sid.
Länkar
- Zharov V.E. 6.1. brytning . Sfärisk astronomi . Astronet (2002). Hämtad 18 oktober 2012. Arkiverad från originalet 29 juni 2016.
 I bibliografiska kataloger |
|---|