대기 굴절. 도면, 설명

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대기 굴절. 어린이 과학 실험실

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대기 굴절 높이에 따른 공기 밀도의 변화로 인해 대기를 통과할 때 광선이 직선에서 벗어나는 현상입니다. 지구 표면 근처의 대기 굴절은 신기루를 생성하고 멀리 있는 물체가 깜박이거나 떨리거나 실제 위치 위나 아래에 나타나는 것처럼 보이게 할 수 있습니다. 또한 물체의 모양이 왜곡될 수 있습니다. 즉, 편평해지거나 늘어난 것처럼 보일 수 있습니다. 용어 "굴절" 소리의 굴절에도 동일하게 적용됩니다.

대기 굴절 이는 천체가 실제보다 약간 더 높게 지평선 위로 떠오르는 이유입니다. 굴절은 정도는 다르지만 광선뿐만 아니라 모든 전자기 복사에도 영향을 미칩니다. 예를 들어, 가시광선에서 파란색은 빨간색보다 굴절의 영향을 더 많이 받습니다. 이로 인해 고해상도 이미지에서 천체가 스펙트럼으로 흐려질 수 있습니다.

가능하다면 천문학자들은 천체가 지평선 위로 가장 높은 정점을 통과할 때 관측을 계획합니다. 또한 선박의 좌표를 결정할 때 선원은 높이가 수평선 위 20° 미만인 조명기구를 절대 사용하지 않습니다. 수평선 가까이에 있는 별을 관찰하는 것을 피할 수 없는 경우, 망원경에 대기 중 빛의 굴절로 인한 변위를 보상하는 제어 시스템을 장착할 수 있습니다. 분산도 문제가 되는 경우(고해상도 관찰을 위해 광대역 카메라를 사용하는 경우) 대기 중 빛 굴절에 대한 보정(회전 유리 프리즘 한 쌍 사용)을 사용할 수 있습니다. 그러나 대기 굴절 정도는 온도와 압력, 습도(스펙트럼의 중적외선 영역에서 관찰할 때 특히 중요한 수증기의 양)에 따라 달라지므로 성공적인 보상을 위해 필요한 노력의 양은 다음과 같습니다. 금지되어 있습니다.

대기 굴절 예를 들어 공기 중에 난기류가 있는 경우와 같이 균일하지 않을 때 관찰을 가장 강력하게 방해합니다. 이것이 바로 별이 반짝이고 일몰과 일출 시 태양의 눈에 보이는 형태가 변형되는 이유입니다.

대기 굴절 값

대기 굴절 천정에서 1과 같고, 수평선 위 45°의 겉보기 고도에서 5,3'(호의 10분) 미만이며, 고도 9,9°에서 5'의 값에 도달합니다. 굴절은 고도가 감소함에 따라 급격히 증가하여 고도 18,4°에서 2', 고도 35,4°에서 1976', 수평선에서 125'에 도달합니다(10 Allen, 101,3). 모든 값은 온도 XNUMX°C, 대기압 XNUMXkPa에서 얻은 것입니다.

수평선에서 대기 굴절 값은 태양의 겉보기 직경보다 약간 더 큽니다. 따라서 태양의 전체 원반이 수평선 바로 위에 보일 때 굴절 때문에만 보입니다. 대기가 없으면 태양 원반의 한 부분도 볼 수 없기 때문입니다.

받아 들여진 관례에 따르면, 일출과 일몰 시간은 태양의 위쪽 가장자리가 수평선 위로 나타나거나 사라지는 시간을 말합니다. 태양의 실제 높이에 대한 표준 값은 굴절의 경우 -50'...-34'이고 태양의 절반 직경의 경우 -16'입니다(천체의 높이는 일반적으로 디스크 중심에 대해 지정됩니다). ). 달의 경우 달의 수평 시차와 지구-달 시스템의 거리에 따라 달라지는 겉보기 반지름을 고려하여 추가적인 보정이 필요합니다.

일일 날씨 변화는 태양과 달의 정확한 일출 및 일몰 시간에 영향을 미치므로(“수평선에서의 굴절” 기사 참조) 이러한 이유로 유명인의 명백한 일몰 및 일출 시간을 정확하게 제공하는 것은 의미가 없습니다. 호의 1991분보다 큼(이에 대한 자세한 내용은 책 "Astronomical Algorithms", Jean Meeus, 103, p. XNUMX에 설명되어 있음). 굴절률의 예측할 수 없는 변화로 인해 실제 변화가 다를 수 있다는 것이 분명하기 때문에 표준 굴절률 값을 사용할 때 일출 및 일몰 시간의 일일 변화를 결정하는 데 보다 정확한 계산이 유용할 수 있습니다.

때문에 대기 굴절 지평선에서 34', 지평선 위 29° 고도에서 호의 길이는 0,5분에 불과합니다. 일몰이나 일출 시에는 약 5'(겉보기 직경의 약 1/6) 정도 편평하게 보입니다.

대기 굴절 계산

굴절을 엄격하게 계산하려면 Auer와 Standish의 논문에 설명된 이 방법을 사용한 수치 통합이 필요합니다. 천문 굴절: 모든 천정각에 대한 계산, 2000. Bennett(1982)는 "해양 항법에 사용하기 위한 천문 굴절 계산"이라는 기사에서 Garfinkel을 사용하여 발광체의 겉보기 높이에 따라 굴절 값을 결정하기 위한 간단한 경험적 공식을 도출했습니다. 알고리즘(1967)을 참고로 하면, h_a - 이것은 발광체의 겉보기 높이(도)이고 굴절입니다. R 분 단위는 다음과 같습니다.

공식은 0,07°에서 -0°까지의 고도에 대해 90'까지 정확합니다(Meeus 1991, 102). Smardson(1986)은 발광체의 실제 높이를 기준으로 굴절을 결정하는 공식을 도출했습니다. 만약에 h - 이것은 발광체의 실제 고도(도)이고 굴절입니다. R 분 단위로

공식은 0.1' 이내에서 Bennett의 공식과 일치합니다. 두 공식 모두 대기압 101,0kPa와 온도 10°C에서 정확합니다. 다양한 압력 값에 대해 Р 그리고 온도 Т 이 공식을 사용하여 생성된 굴절을 계산한 결과에 다음을 곱해야 합니다.

(Meeus, 1991, 103에 따르면). 굴절은 압력이 1kPa 증가할 때마다 약 0,9%씩 증가하고 압력이 1kPa 감소할 때마다 약 0,9% 감소합니다. 마찬가지로 굴절률은 온도가 1°C 감소할 때마다 약 3%씩 증가하고, 온도가 1°C 증가할 때마다 굴절률은 약 3% 감소합니다.

굴절 크기 대 높이 도표(Bennett, 1982)

굴절로 인한 무작위 대기 효과

대기 난류는 별의 겉보기 밝기를 증가 및 감소시켜 밀리초 단위로 더 밝거나 더 희미하게 만듭니다. 이러한 진동의 느린 구성 요소는 우리에게 깜박이는 것으로 보입니다.

게다가 난류는 별의 가시적인 이미지에 작은 무작위 움직임을 일으키고, 그 구조에도 급격한 변화를 일으킨다. 이러한 효과는 육안으로는 보이지 않지만 작은 망원경으로도 쉽게 볼 수 있습니다.

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