ЭСБЕ/Рефракция: различия между версиями

 

'''Рефракция''' — преломление лучей света в земной атмосфере. Законы преломления изложены в ст. Диоптрика. Если бы атмосфера была однородна, то лучи света, преломившись на ее пределе, распространялись бы далее прямолинейно. На самом деле плотность воздуха от границы атмосферы до поверхности Земли постепенно увеличивается, лучи света преломляются непрерывно, и их пути представляют кривые, вогнутостью обращенные к Земле. Наблюдатель видит звезду по направлению касательной к траектории луча, поэтому Р. изменяет видимое положение всех светил на небесном своде, и все астрономические наблюдения должны быть исправлены из-за Р. Так как с достаточной точностью Землю можно считать шаром, а атмосферу — состоящей из множества концентрических шаровых слоев, плотность которых непрерывно изменяется, то путь луча — кривая плоская, и рефракция влияет только на высоту светила, «подымает» его, и нисколько не изменяет азимута. К видимому зенитному расстоянию нужно ''прибавлять'' влияние рефракции, чтобы получить истинное зенитное расстояние. Величина Р. меняется с зенитным расстоянием. В зените, где лучи проходят перпендикулярно к слоям атмосферы, Р. равна нулю, на высоте 45° — около 1′, наибольшая (около 37′) в горизонте. Точное вычисление Р. зависит от закона распределения плотностей в атмосфере. Если бы температура всех слоев воздуха была одинакова, то плотности были бы пропорциональны давлениям, и Р. вычислялась бы очень просто. Но температура воздуха уменьшается с высотой, по закону, который еще неизвестен, почему и закон распределения плотностей остается тоже неизвестным, а теорию Р. приходится основывать на различных гипотезах о строении атмосферы, выбранных так, чтобы вычисленная Р. возможно хорошо согласовалась с наблюденной. Приближенно Р. может считаться пропорциональной тангенсу зенитного расстояния (tg''z''), точнее она выразится рядом членов с нечетными степенями tg''z,'' причем первые два члена общи для всех теорий, т. е. не зависят от распределения температур. «Постоянной» (величиной) рефракции называется коэффициент у первого члена. Кроме строения атмосферы, Р. зависит от абсолютной величины плотности воздуха, т. е. изменяется с давлением и температурой; поэтому для вычисления Р. необходимо записывать при наблюдениях показания барометра и термометра. Р. для нормальных показаний барометра (760 мм) и термометра (+10° Ц.) называется средней Р. Из наблюдений величина Р. может быть определена измерением высот околополярной звезды в двух кульминациях. Современные работы по определению Р. состоят, как и для определения других астрономических постоянных, в том, что к принятой величине Р. ищут поправку, которая приводила бы весь наблюдательный материал в наилучшее согласие. Бессель в своей теории, которая с некоторыми изменениями может считаться наилучшей, представил Р. формулой: ''r ='' αtg''z''(''BT'')^Aγ^λ, где ''B'' зависит от показания барометра, ''Т'' — термометра при барометре, γ — от температуры воздуха, α медленно изменяется с зенитным расстоянием, ''A'' и λ — величины, близкие к единице и отличаются чувствительно от неё только при больших зенитных расстояниях. Все эти величины даются в таблицах по аргументу ''z'' (зенитное расстояние). В Пулковских таблицах («Tabulae refractionum in usum speculae pulcovensis congestae», 1870), в основание которых взята теория Гюльдена, значение αtg''z'' дается через минуту дуги; γ — для каждой десятой доли градуса ''R''; ''B'' — для каждой десятой доли английской полулинии. Следующая приближенная формула, данная впервые Брадлеем, может служить для вычисления Р. до 70° зенитного расстояния с точностью до нескольких десятых секунды: <math>r = \frac{\beta}{760}\frac{260}{260+t}60'',3 tg(z-3r)</math>, где β — показание барометра в миллиметрах, ''t'' — температура в градусах Цельсия. Число 260 соответствует сумме коэффициентов расширения воздуха и ртути. В формуле допущено, что температуры воздуха и ртути барометра равны. Несомненно, что распределение плотностей воздуха не может подойти ни под какой общий закон, — местные уклонения вследствие ветра, влажности и т. д. достигают значительных размеров. Р. не может никогда быть строго вычислена, ошибка ее в среднем достигает 2—3%; никакая теория, никакое искусство наблюдений не может тут помочь и ошибка может быть исключена только в среднем из многочисленных наблюдений. Особенно плохо поддается вычислению Р. у горизонта, поэтому астрономы редко наблюдают светила ниже 10—15° высоты над горизонтом. Вследствие Р. светила восходят раньше и заходят позже, чем это происходило бы при отсутствии атмосферы. Диски Солнца и Луны у горизонта кажутся сплющенными: разность Р. у двух краев достигает 6′. Горизонтальная Р. подвержена большим аномалиям особенно в холодных странах. Как пример этого можно упомянуть наблюдение Барентца (голландская экспедиция, зимовавшая в 1597 г. на Новой Земле под 76° северной широты). Он увидел после полярной ночи солнце уже 24 января, т. е. на 17 дней раньше, чем ожидал, — Р. достигала 4°.