Atmosferik kırılma - Atmospheric refraction

Güneş'in görüntüsünün gün doğumu ve gün batımında yer değiştirmesini gösteren diyagram

Atmosferik kırılma , ışığın veya diğer elektromanyetik dalgaların , hava yoğunluğunun yüksekliğin bir fonksiyonu olarak değişmesi nedeniyle atmosferden geçerken düz bir çizgiden sapmasıdır . Bu kırılma, artan yoğunlukla birlikte ışığın havadaki hızının azalmasından ( kırılma indisi artar) kaynaklanmaktadır. Yere yakın atmosferik kırılma seraplar üretir . Bu tür kırılma aynı zamanda seraplar olmaksızın uzaktaki nesnelerin görüntülerini yükseltebilir veya alçaltabilir veya uzatabilir veya kısaltabilir. Türbülanslı hava uzaktaki nesnelerin parıldamasına veya parıldamasına neden olabilir . Terim aynı zamanda sesin kırılması için de geçerlidir . Atmosferik kırılma, hem göksel hem de karasal nesnelerin konumunun ölçülmesinde dikkate alınır.

Astronomik veya göksel kırılma, astronomik nesnelerin ufkun üzerinde gerçekte olduklarından daha yüksek görünmesine neden olur . Karasal kırılma genellikle karasal nesnelerin gerçekte olduğundan daha yüksek görünmesine neden olur , ancak öğleden sonra yere yakın hava ısıtıldığında, ışınlar yukarı doğru kıvrılarak nesnelerin gerçekte olduğundan daha düşük görünmesini sağlar .

Kırılma sadece görünür ışık ışınlarını değil , değişen derecelerde de olsa tüm elektromanyetik radyasyonu etkiler . Örneğin, görünür spektrumda mavi, kırmızıdan daha fazla etkilenir. Bu, astronomik nesnelerin yüksek çözünürlüklü görüntülerde bir spektrumda dağılmış görünmesine neden olabilir .

Atmosfer , ufka doğru batarken büyüyen bir hilal Ay'ın görüntüsünü kırar .

Mümkün olduğunda, gökbilimciler gözlemlerini , gök cisimlerinin gökyüzünde en yüksek olduğu doruk zamanları etrafında planlayacaklar . Aynı şekilde, denizciler ufkun 20° altında bir yıldıza ateş etmeyeceklerdir. Ufka yakın nesnelerin gözlemlenmesinden kaçınılamazsa, kırılmanın neden olduğu kaymayı telafi etmek için optik bir teleskopu kontrol sistemleriyle donatmak mümkündür . Dağılım aynı zamanda bir problem ise (geniş bantlı yüksek çözünürlüklü gözlemler durumunda), atmosferik kırılma düzelticiler (dönen cam prizma çiftlerinden yapılmış ) de kullanılabilir.

Atmosferik kırılma miktarı sıcaklık gradyanının , sıcaklığın , basıncın ve nemin ( orta kızılötesi dalga boylarında özellikle önemli olan su buharı miktarı) bir fonksiyonu olduğundan, başarılı bir telafi için gereken çaba miktarı engelleyici olabilir. . Öte yandan, sörveyörler, gözlemlerini genellikle kırılma büyüklüğünün minimum olduğu öğleden sonraları planlayacaktır.

Atmosferik kırılma, sıcaklık gradyanları güçlü olduğunda daha şiddetli hale gelir ve atmosfer heterojen olduğunda , havada türbülans oluştuğunda olduğu gibi kırılma homojen değildir . Bu , yıldızların parıldaması ve Güneş'in gün batımından hemen önce veya gün doğumundan hemen sonra görünen şeklinin çeşitli deformasyonları gibi optimal olmayan görme koşullarına neden olur .

astronomik kırılma

Atmosferik kırılma, Güneş'in diskini alt ufukta batarken düzensiz bir şekle bozar.

Astronomik kırılma , gök cisimlerinin açısal konumu, bir nokta kaynak olarak görünümleri ve diferansiyel kırılma yoluyla Güneş ve Ay gibi uzamış cisimlerin şekli ile ilgilenir.

Bir yıldızdan gelen ışığın atmosferik kırılması zirvede sıfırdır , 45° görünür yükseklikte 1' (bir yay dakikası ) 'den azdır ve 10° yükseklikte hala sadece 5.3'; irtifa azaldıkça hızla artar, 5° yükseklikte 9.9', 2° yükseklikte 18.4' ve ufukta 35.4'e ulaşır ; tüm değerler , spektrumun görünür kısmında 10 °C ve 1013,25  hPa içindir .

Ufukta kırılma, Güneş'in görünen çapından biraz daha büyüktür, bu nedenle güneş diskinin alt kısmı ufka değiyor gibi göründüğünde, güneşin gerçek yüksekliği negatiftir. Bu anda atmosfer aniden ortadan kaybolsa, tamamen ufkun altında olacağı için güneş görülemezdi. Geleneksel olarak, gün doğumu ve gün batımı , Güneş'in üst uzvunun ufukta göründüğü veya ufuktan kaybolduğu zamanları ifade eder ve Güneş'in gerçek irtifası için standart değer, kırılma için -50': −34' ve Güneş'in yarısı için -16'dır. -çap . Bir gök cismi irtifası normalde vücudun diskinin merkezi için verilir. Ay durumunda, Ay'ın yatay paralaksı ve görünen yarı çapı için ek düzeltmeler gereklidir ; her ikisi de Dünya-Ay mesafesine göre değişir.

Ufuk yakınında kırılma, temel olarak Dünya yüzeyinin yakınındaki sıcaklık gradyanının değişkenliği ve neredeyse yatay ışınların bu değişkenliğe karşı geometrik duyarlılığı nedeniyle oldukça değişkendir. 1830 gibi erken bir tarihte Friedrich Bessel , gözlemcide sıcaklık ve basınç için (ancak sıcaklık gradyanı için değil) tüm düzeltmeleri uyguladıktan sonra bile, son derece hassas kırılma ölçümlerinin ufkun iki derece üzerinde ±0.19' ve 0,50′ ufkun yarım derece üzerinde. Ufukta ve altında, çok çeşitli iklimlerde 35.4' nominal değerinden önemli ölçüde daha yüksek kırılma değerleri gözlemlenmiştir. Georg Constantin Bouris, Atina Gözlemevi'nde ufuktaki yıldızlar için 4°'lik kırılmayı ölçtü ve talihsiz Dayanıklılık seferi sırasında , Sir Ernest Shackleton 2°37' kırılmayı kaydetti:

“Yedi gün önce 'olumlu olarak son kez ortaya çıkan' güneş, 8 Mayıs'ta diskinin yarısından fazlasını ufkun üzerine kaldırarak bizi şaşırttı. Çeyrek saat sonra, makul olmayan ziyaretçi tekrar ortadan kayboldu, ancak yine sabah 11:40'ta tekrar kalktı, 13'e ayarlandı, 13:10'a yükseldi ve 13:20'de oyalandı. Bu ilginç fenomenler, öğleden sonra 1:20'de 2° 37' olan kırılmadan kaynaklanıyordu. Sıcaklık 0° Fahr'ın 15° altındaydı ve kırılmanın normalin 2° üzerinde olduğunu hesapladık."

Hava koşullarındaki günden güne değişimler, ayın doğuş ve batışının yanı sıra, gün doğumu ve gün batımının kesin zamanlarını da etkileyecektir ve bu nedenle, doğuş ve zamanları en yakın olandan daha fazla kesinliğe vermek genellikle anlamlı değildir. dakika. Kırılmadaki öngörülemeyen varyasyonlar nedeniyle gerçek değişikliklerin farklılık gösterebileceği anlaşılırsa, kırılma için standart değerle oluşacak yükselme ve ayar sürelerindeki günlük değişiklikleri belirlemek için daha kesin hesaplamalar faydalı olabilir.

Atmosferik kırılma ufukta nominal olarak 34', ancak 0,5° üzerinde sadece 29' olduğundan, batan veya yükselen güneş yaklaşık 5' (görünen çapının yaklaşık 1/6'sı) kadar düzleşmiş gibi görünmektedir.

kırılmanın hesaplanması

Young, astronomik kırılmayı hesaplamak için farklı yöntemlerin uygulanabilir olduğu birkaç bölgeyi ayırt etti. Gökyüzünün üst kısmında, başucu mesafesi 70°'den az (veya 20°'nin üzerinde bir irtifa) ile, çeşitli basit kırılma formülleri kırılma indisine (dolayısıyla sıcaklık, basınç ve neme) dayalıdır. gözlemci yeterlidir. Ufkun 20° ile 5°'si arasında sıcaklık gradyanı baskın faktör haline gelir ve Auer ve Standish'inki gibi bir yöntem kullanarak ve standart atmosferin sıcaklık gradyanını ve gözlemcide ölçülen koşulları kullanarak sayısal entegrasyon gereklidir. Ufka daha yakın, sayısal entegrasyonda yerel sıcaklık gradyanının yüksekliği ile değişikliklerin gerçek ölçümlerinin kullanılması gerekir. Astronomik ufkun altında, kırılma o kadar değişkendir ki, astronomik kırılmanın yalnızca kaba tahminleri yapılabilir; örneğin, gözlemlenen gün doğumu veya gün batımı zamanı günden güne birkaç dakika değişebilir. Şöyle Deniz Almanak notlar, "düşük irtifalarda arasında ... kırılma gerçek değerleri, aşırı atmosferik koşullarda, tablolarda kullanılan ortalama değerlerden önemli ölçüde farklı olabilir."

Bennett'in 1982 formülünü kullanarak kırılmaya karşı irtifa grafiği

Astronomik kırılmayı hesaplamak için birçok farklı formül geliştirilmiştir; makul ölçüde tutarlıdırlar, ufukta birkaç dakikalık yay ile kendi aralarında farklılık gösterirler ve zirveye yaklaştıkça giderek daha tutarlı hale gelirler. Daha gözlemci sıcaklık ve basınçtan daha başka bir şey ilgili basit formülasyonlar yetkileri konjant arasında belirgin astronomik gövdesinin yükseklik ve daha yüksek dereceli açısından, bir hayali, homojen bir atmosfer yüksekliği. Smart'ın zenitin yalnızca 45° içinde doğru olduğunu kabul ettiği bu formülün en basit versiyonu şudur:

burada R, refraksiyon olan radyan , n, 0 olduğu kırılma indisi (sıcaklığa ve basınca bağlıdır) gözlemci de ve h bir olan belirgin bir astronomik gövdenin yükseklik.

Doğrudan gözlemcideki sıcaklık ve basıncı birleştiren bu formun erken basit bir yaklaşımı George Comstock tarafından geliştirildi :

burada R, yay saniye eğilmesidir, b barometrik basınç milimetre civa ve t ise Celsius sıcaklık. Comstock, bu formülün , ufkun 15° üzerinde zenit'e kadar olan kırılma için Bessel değerlerinin bir yay saniyesi içinde sonuç verdiğini düşündü .

Belirgin yükseklik konjant üçüncü kuvveti açısından bir başka genişletme içerir H 0 , homojen bir atmosfer yüksekliğini gözlemci olağan koşullarına ek olarak,:

Bu formülün bir versiyonu kullanılmaktadır Uluslararası Astronomi Birliği 'nin Temel Astronomi Standartları ; IAU'nun algoritmasının daha titiz ışın izleme prosedürleriyle karşılaştırılması, 15°'nin üzerindeki irtifalarda 60 miliyay saniye içinde bir anlaşma olduğunu gösterdi .

Bennett, görünür yükseklikten kırılmayı hesaplamak için , arkdakika cinsinden kırılma R'yi veren başka bir basit ampirik formül geliştirdi :

Bu formül kullanılır ABD Deniz Gözlemevi 'nin Vektör gökölçümü Yazılım ve 0.07 içinde Garfinkel en fazla karmaşık algoritması ile tutarlı olduğu bildirilmiştir' ufka başucu kadar tüm aralıkta. Sæmundsson, gerçek yükseklikten kırılmayı belirlemek için ters bir formül geliştirdi ; Eğer h derece doğru yükseklik olan, kırılma R yaydakikası olarak verilir

formül, Bennett'in 0,1 ′ ile tutarlıdır. Bennet ve Sæmundsson'un formülleri, 101.0 kPa'lık bir atmosfer basıncını ve 10 °C'lik bir sıcaklığı varsayar ; farklı basınç P ve sıcaklık T için bu formüllerden hesaplanan kırılma ile çarpılır

Kırılma, basınçtaki her 0,9 kPa artış için yaklaşık %1 artar ve basınçtaki her 0,9 kPa düşüş için yaklaşık %1 azalır. Benzer şekilde, sıcaklıktaki her 3 °C'lik düşüş için kırılma yaklaşık %1 artar ve sıcaklıktaki her 3 °C'lik artış için yaklaşık %1 azalır.

Rastgele kırılma etkileri

Ay yüzeyinin animasyonlu görüntüsü, atmosferik türbülansın görüntü üzerindeki etkilerini gösterir .

Türbülans içinde Dünya'nın atmosferi scatter yıldızların ışıklarında, onları yapmanın bir zaman ölçeğinde parlak ve daha sönük görünür milisaniye . Bu dalgalanmaların yavaş bileşenleri görebilir açıp kapama (diğer adıyla sintilasyon ).

Türbülans ayrıca yıldız görüntüsünün küçük, düzensiz hareketlerine neden olur ve yapısında hızlı bozulmalar üretir. Bu etkiler çıplak gözle görülmez , ancak küçük teleskoplarda bile kolayca görülebilir. Astronomik görme koşullarını bozarlar . Bazı teleskoplar bu etkiyi azaltmak için uyarlanabilir optikler kullanır .

karasal kırılma

Bazen jeodezik kırılma olarak da adlandırılan karasal kırılma , karasal cisimlerin görünen açısal konumu ve ölçülen mesafesi ile ilgilenir. Kesin haritaların ve anketlerin üretimi için özel bir endişe kaynağıdır . Karasal kırılmada görüş hattı dünya yüzeyinin yakınından geçtiği için, kırılmanın büyüklüğü esas olarak, günün farklı zamanlarında, yılın mevsimlerinde, arazinin doğası, durum gibi büyük ölçüde değişen zemine yakın sıcaklık gradyanına bağlıdır. hava durumu ve diğer faktörler.

Yaygın bir yaklaşım olarak, karasal kırılma, ışık ışınının veya görüş hattının sabit bir bükülmesi olarak kabul edilir, burada ışın dairesel bir yolu tarif ediyor olarak kabul edilebilir. Yaygın bir kırılma ölçüsü, kırılma katsayısıdır. Ne yazık ki bu katsayının iki farklı tanımı vardır. Biri dünyanın yarıçapının görüş hattının yarıçapına oranı, diğeri ise dünyanın merkezindeki görüş hattının aldığı açının gözlemcide ölçülen kırılma açısına oranıdır. İkinci tanım, ışının yalnızca görüş hattının bir ucundaki bükülmesini ölçtüğü için, önceki tanımın değerinin yarısı kadardır.

Kırılma katsayısı, yerel dikey sıcaklık gradyanı ve atmosferik sıcaklık ve basınç ile doğrudan ilişkilidir. Dünyanın yarıçapının görüş hattının yarıçapına oranını ölçen k katsayısının daha büyük versiyonu şu şekilde verilir:

burada sıcaklık , T verilmiştir Kelvin basıncı, P içinde milibar ve yüksekliği h metre. Kırılma açısı, kırılma katsayısı ve görüş hattının uzunluğu ile artar.

Gözünüzden uzaktaki bir dağa giden düz çizgi daha yakın bir tepe tarafından engellenmiş olsa da, ışın uzaktaki tepeyi görünür kılmak için yeterince eğri olabilir. Görünürlük kırılma etkisini analiz etmek için uygun bir yöntem, toprak artmış etkin yarıçapını dikkate etmektir R eff tarafından verilen,

burada R , Dünyanın yarıçapı ve k , kırılma katsayısıdır. Bu model altında ışın, yarıçapı artan bir Dünya üzerinde düz bir çizgi olarak düşünülebilir.

Metre başına ark saniye cinsinden kırılan ışının eğriliği , ilişki kullanılarak hesaplanabilir.

1/σ ışının metre başına arksan cinsinden eğriliğidir, P milibar cinsinden basınçtır, T kelvin cinsinden sıcaklıktır ve β ışının yataya olan açısıdır. Işın yolunun uzunluğu ile eğriliğin yarısının çarpılması, gözlemcideki kırılma açısını verir. Ufka yakın bir görüş hattı için cos β, birlikten çok az farklıdır ve göz ardı edilebilir. Bu verim

burada L metre cinsinden görüş hattının uzunluğudur ve Ω, yay saniyesi olarak ölçülen gözlemcideki kırılmadır.

Basit bir tahmin, bir dağın gözünüzün önündeki görünür irtifasının (derece olarak) gerçek irtifasını kilometre cinsinden uzaklığının 1500'e bölünmesiyle aşacağını düşünmektir. Bu, oldukça yatay bir görüş hattı ve normal hava yoğunluğunu varsayar; dağ çok yüksekse (görüş hattının çoğu daha ince havadadır) bunun yerine 1600'e bölün.

Ayrıca bakınız

Notlar

Referanslar

daha fazla okuma

Dış bağlantılar