大気差。図面、説明

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大気の屈折。子ども科学実験室

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大気差 高度による大気密度の変化により、光線が大気中を通過する際の直線からの逸脱と呼ばれます。地表付近の大気の屈折により蜃気楼が発生し、遠くの物体が実際の位置の上または下にちらついたり、震えたりして見えることがあります。さらに、オブジェクトの形状が歪む場合があり、平らになったり伸びたりすることがあります。学期 "屈折" 音の屈折も同様です。

大気差 天体が地平線から実際よりもいくらか高く昇るのはこのためです。屈折は、程度は異なりますが、光線だけでなくすべての電磁放射に影響を与えます。たとえば、可視光では、青は赤よりも屈折の影響を受けやすくなります。これにより、高解像度画像のスペクトルに天体が現れることがあります。

天文学者は可能な限り、天体が地平線上で最も高い頂点を通過するときに観測を計画します。また、船の座標を決定する際、船員は地平線からの高さが 20 ° 未満の照明器具を決して使用しません。地平線に近い星の観察が避けられない場合は、大気中の光の屈折によって生じる変位を補償する制御システムを望遠鏡に装備することができます。分散も問題になる場合（高解像度観察に広帯域カメラを使用する場合）、大気屈折補正を使用できます（一対の回転ガラスプリズムを使用）。しかし、大気の屈折の程度は温度と圧力、そして湿度（スペクトルの赤外領域の中央で観察する場合に特に重要となる水蒸気の量）に依存するため、うまく補正するにはどれだけの労力が必要になるか法外なものになる可能性があります。

大気差 空気中に乱流がある場合など、均一でない場合に観測が最も妨げられます。これにより、星が瞬き、日没と日の出の太陽の見かけの形が歪められます。

大気差値

大気差 天頂ではゼロに等しく、地平線から 1 度の見かけの高さでは 45 フィート（弧の 5,3 分）未満、10 度の高さでは 9,9 フィートの値に達します。屈折は高度が下がるにつれて急速に増加し、高度 5 度で 18,4 フィート、高度 2 度で 35,4 フィート、地平線で 1976 フィートに達します (125 Allen, 10)。すべての値は101,3℃、大気圧XNUMX kPaで得られます。

地平線では、大気の屈折量は太陽の見かけの直径よりわずかに大きくなります。したがって、太陽の円盤全体が地平線のすぐ上に見えるとき、それは屈折によってのみ見えます。なぜなら、大気が存在しなければ、太陽円盤のどの部分も見えないからです。

受け入れられている慣例によれば、日の出と日の入りの時刻は、太陽の上端が地平線の上に現れるか消える時刻に帰されます。太陽の真の高度の標準値は、屈折については -50'...-34'、太陽の半直径については -16' です (天体の高さは通常、円盤の中心で与えられます) ）。月の場合、月の水平視差と、地球-月系の距離によって変化する見かけの半直径を考慮するために、追加の補正が必要です。

毎日の天気の変化は、太陽と月の正確な日の出と日の入りの時刻に影響を与えます (記事「地平線の屈折」を参照)。このため、見かけの日の入りと日の出の時刻をこれよりも高い精度で与えることは意味がありません。 1991 分間の弧 (これについては、「Astronomical Algorithms」、Jean Meeus、103 年、XNUMX ページで詳しく説明されています)。屈折率の予測不可能な変化により実際の変化は異なる可能性があることが理解されているため、標準屈折率値を使用して日の出と日の入りの時刻の日々の変動を決定する場合には、より正確な計算が役立つ可能性があります。

のため 大気差 地平線までの高さは 34 フィートで、地平線から 29 度上にある弧はわずか 0,5 分で、日没または日の出時には約 5 フィート (見かけの直径の約 1/6) 平らになっているように見えます。

大気差の計算

屈折の厳密な計算には、Auer と Standish の論文で説明されているこの方法を使用した数値積分が必要です。 天文屈折: すべての天頂角の計算、2000 年。Bennett (1982) の記事「海洋航行アプリケーションのための天文屈折の計算」では、次のアルゴリズムを使用して、発光体の見かけの高さの関数として屈折の大きさを決定するための簡単な経験式を導き出しました。 Garfinkel (1967) を参考として、 h_a - これは照明の見かけの高さを度単位で表したもので、次に屈折率です。 R アーク分では次と等しくなります

式の精度は、0,07° から -0° までの高さで最大 90 フィートです (Meeus 1991, 102)。 Smardson (1986) は、星の真の高さに対する屈折を決定する公式を開発しました。もしも h は星の実際の高さ (度単位)、次に屈折率 R 分角は

この式は Bennett の式と 0.1 ' 以内で一致します。両方の式は、大気圧 101,0 kPa、温度 10 °C で当てはまります。さまざまな圧力に対応 Р と温度 Т これらの公式に従って計算された屈折の計算結果には、次の値を乗算する必要があります。

(Meeus、1991、103 による)。屈折は、圧力が 1 kPa 増加するごとに約 0,9% 増加し、圧力が 1 kPa 減少するごとに約 0,9% 減少します。同様に、温度が 1°C 低下するごとに屈折は約 3% 増加し、温度が 1°C 上昇するごとに屈折は約 3% 減少します。

屈折の大きさ対高さのプロット（Bennett、1982）

屈折によって引き起こされるランダムな大気の影響

大気の乱流により星の見かけの明るさが増減し、ミリ秒単位で明るくなったり暗くなったりします。これらの振動の遅い成分は、私たちにはちらつきとして見えます。

さらに、乱流は星の可視画像に小さなランダムな動きを引き起こし、その構造に急速な変化を引き起こします。これらの効果は肉眼では見えませんが、小さな望遠鏡でも簡単に見ることができます。

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