A csillagászati fénytörés a fénysugarak megtörésének jelensége mennyei testek amikor áthalad a légkörön. Mivel a bolygó légköreinek sűrűsége a magassággal mindig csökken, a fény törése úgy történik, hogy a görbe nyalábban a domborúsága minden esetben a zenit felé irányul. Ebben a vonatkozásban a fénytörés mindig „maguk fölé emeli” az égitestek képeit igaz helyzet(Lásd a képen).

A fénytörés nagysága, azaz a lámpatest valós és látszólagos helyzete közötti szög az égen, összefügg a sugár hosszával a légkörben és a sugár dőlésszögével légköri rétegek azonos sűrűségű. A fénytörés a zenitben nulla, és a zenittől való távolság növekedésével és a horizonthoz közeledve növekszik. A Föld felszínéről történő megfigyelések esetén az r törésértéket az r = 57" tan z hozzávetőleges képlettel fejezzük ki, ahol z a test látszólagos zenittávolsága (lásd. Égi koordináták). Ez a képlet csak z-re érvényes<70°. Ближе к горизонту рефракция характеризуется величинами, приведенными в таблице.

A fénytörés értéke egy adott időpontban egy adott megfigyelési ponton a hőmérséklettől, nyomástól, páratartalomtól és egyéb meteorológiai tényezőktől függően változik. A nagy pontosságú csillagászati mérések végzésekor (lásd Asztrometria) a fénytörést úgy vesszük figyelembe, hogy megfelelő korrekciókat vezetünk be a mérési eredményekbe.

A fénytörés számos optikai-légköri hatást okoz a Földön: a nap hosszának növekedése, amiatt, hogy a napkorong a fénytörés következtében néhány perccel korábban emelkedik a horizont fölé, mint a napnak fel kellett volna kelnie. geometriai megfontolások alapján; a Hold és a Nap látható korongjainak ellapultsága a horizont közelében, ami abból adódik, hogy a korongok alsó széle törés hatására magasabbra emelkedik, mint a felső; csillagok pislákolása stb. A különböző hullámhosszú fénysugarak törési nagyságának különbsége miatt (a kék és lila sugarak jobban térnek el, mint a vörösek) a horizont közelében az égitestek látszólagos elszíneződése következik be.

A táblázatban megadott korrekciókat a Földtől nagyon nagy távolságra elhelyezkedő csillagok, bolygók és egyéb testek megfigyelésekor alkalmazzuk.

A közelebbi égitesteknél, amelyek, mondjuk, közelebb vannak a Holdhoz, a fénytörés hatása némileg eltér a táblázatban megadott értékektől. Ez annak a ténynek köszönhető, hogy a légkörben lévő fénysugár görbülete miatt a közeli világítótestek iránya a megfigyelő állásától és attól a ponttól, ahol a fénysugár belép a Föld légkörébe, nem megfelelő. párhuzamosak és kis szöget alkotnak. Ezt a szöget fénytörési parallaxisnak nevezzük. A fénytörési parallaxis korrekciója a Hold (1,2"-ig) és a mesterséges földi műholdak (legfeljebb több tíz perc) megfigyelési eredményein történik.

Fénytörés

A fénytörés a törő elektromágneses hullámok különféle típusai és megnyilvánulásai, amelyeket e hullámok terjedési pályájának görbülete okoz.

Megkülönböztetik a fényhullámok törését, beleértve a spektrum láthatatlan (infravörös) részéből érkező sugarak törését, valamint a rádióhullámok törését, mivel mindkét hullám sugarának görbülete a törésmutatójuktól függ a spektrum mentén. terjedésük útja a légkörben, maga a törésmutató pedig a hullámhossz függvénye.

A fénysugarak törés miatti meghajlását optikailag inhomogén közegben, amelynek törésmutatója folyamatosan változik pontról pontra, fénytörésnek nevezzük.

Csillagászati fénytörésnek nevezzük az égitestekből származó fénysugarak meghajlását a Föld légkörén való áthaladáskor, ami a légkör sűrűségének (és ennek következtében relatív dielektromos állandójának és abszolút törésmutatójának) a Föld felszínétől való távolságának csökkenése miatt következik be. . Ebben az esetben a megfigyelés tárgya (a megfigyelt elektromágneses rezgések forrása) a földi légkörön kívül található. Akár a földgömb sugarához képest végtelenül nagy távolságra is elhelyezhető.

A távoli földi forrásokból származó fénysugarak meghajlását, amely a légkörnek a Föld felszínével szomszédos rétegében fordul elő, földi fénytörésnek nevezzük. Ebben az esetben a megfigyelt elektromágneses rezgések forrása a Föld légkörében található.

A földi légkör szerkezetének heterogenitása miatt, amelyben a tér különböző pontjain a törésmutató eltérő és időben változik, az elektromágneses hullám nyalábja változó görbületű és torziós térbeli görbe. Ennek a görbének a függőleges és vízszintes síkra való vetületeit a megfigyelési pontban függőleges, illetve vízszintes (oldalirányú) törésnek nevezzük.

A Föld légkörén áthaladva a fénysugarak egyenes irányukat változtatják. A légkör sűrűségének növekedése miatt a fénysugarak törése a Föld felszínéhez közeledve növekszik. Ennek eredményeként a megfigyelő úgy látja az égitesteket, mintha csillagászati fénytörésnek nevezett szöggel emelkednének a horizont fölé.

A fénytörés a szisztematikus és véletlenszerű megfigyelési hibák egyik fő forrása. 1906-ban Newcombe azt írta, hogy a gyakorlati csillagászatnak nincs olyan ága, amelyről annyit írtak volna, mint a fénytörésről, és amely ilyen nem kielégítő állapotban lenne. A 20. század közepéig a csillagászok a 19. században összeállított fénytörési táblázatok segítségével csökkentették megfigyeléseiket. Minden régi elmélet fő hátránya a földi légkör szerkezetének pontatlan megértése volt.

Vegyük az AB Föld felszínét OA=R sugarú gömbnek, és képzeljük el a Föld légkörét vele koncentrikus rétegek formájában. aw, 1 az 1-ben és 2 az 2-ben...a sűrűség a rétegek közeledtével növekszik a Föld felszíne(2.7. ábra). Ekkor egy nagyon távoli testből származó, a légkörben megtört SA sugár S¢A irányban az A pontba érkezik, kiinduló helyzetétől SA vagy a vele párhuzamos S²A iránytól egy bizonyos S¢AS²= szöggel eltérve. r, az úgynevezett csillagászati fénytörés. Az SA görbe sugár összes eleme és végső látszólagos iránya AS¢ ugyanabban a ZAOS függőleges síkban lesz. Következésképpen a csillagászati fénytörés csak az áthaladó függőleges síkban növeli a világítótest felé irányuló valódi irányt.

Egy csillag horizont feletti szögmagasságát a csillagászatban a csillag magasságának nevezik. Szög S¢AH = h¢ lesz a csillag látszólagos magassága, és az S²AH = szög h = h¢ - r az igazi magassága. Sarok z a világítótest valódi zenittávolsága, és z¢ a látható értéke.

A fénytörés mértéke sok tényezőtől függ, és a Föld minden pontján változhat, akár egy napon belül is. Átlagos körülményekre egy hozzávetőleges fénytörési képletet kaptunk:

Dh=-0,9666 ctg h¢. (2.1)

A 0,9666 együttható megfelel a légkör sűrűségének +10°C hőmérsékleten és 760 Hgmm nyomáson. Ha a légkör jellemzői eltérőek, akkor a (2.1) képlet szerint számított fénytörési korrekciót hőmérséklet- és nyomáskorrekciókkal kell korrigálni.

2.7. ábra Csillagászati fénytörés

A csillagászati fénytörés figyelembevétele érdekében a csillagászati meghatározások zenitális módszereiben a világítótestek zenittávolságának megfigyelése során a hőmérsékletet és a légnyomást mérik. A csillagászati meghatározások pontos módszereiben a világítótestek zenittávolságát 10° és 60° közötti tartományban mérik. A felső határt a műszerhibák, az alsó határt a fénytörési táblázatok hibái okozzák.

A lámpatest zenittávolságát a töréskorrekcióval korrigálva a következő képlettel számítjuk ki:

Átlagos (normál +10°C hőmérsékleten és 760 Hgmm nyomáson) törés, számított: z¢;

A levegő hőmérsékletét figyelembe vevő, a hőmérsékleti értékből számított együttható;

B– együttható a légnyomás figyelembevételével.

Sok tudós tanulmányozta a fénytörés elméletét. Kezdetben az volt a feltevés, hogy a légkör különböző rétegeinek sűrűsége csökken ezeknek a rétegeknek a magasságának növekedésével, számtani folyamatban (Bouguer). Ezt a feltételezést azonban hamarosan minden tekintetben nem kielégítőnek ismerték el, mivel túl kicsi törésértékhez és a hőmérséklet túl gyors csökkenéséhez vezetett a Föld felszíne feletti magassággal.

Newton feltételezte, hogy a légkör sűrűsége a magassággal csökken a geometriai progresszió törvénye szerint. És ez a hipotézis nem bizonyult kielégítőnek. E hipotézis szerint kiderült, hogy a légkör minden rétegében a hőmérsékletnek állandónak kell maradnia, és egyenlőnek kell lennie a Föld felszíni hőmérsékletével.

A legzseniálisabb Laplace hipotézise volt, a fenti kettő között. Laplace fénytörési táblázatai ezen a hipotézisen alapultak, és évente publikálták a francia csillagászati naptárban.

A Föld légköre instabilitásával (turbulencia, törésváltozások) határt szab a Földről érkező csillagászati megfigyelések pontosságának.

A nagy csillagászati műszerek telepítési helyének kiválasztásakor először átfogóan tanulmányozzák a terület asztroklímáját, amely olyan tényezők összességét érti, amelyek torzítják a légkörön áthaladó égi objektumok sugárzásának hullámfrontjának alakját. Ha a hullámfront torzítatlanul éri el a készüléket, akkor a készülék ebben az esetben maximális hatékonysággal (az elméletihez közeli felbontással) tud működni.

Mint kiderült, a teleszkópos kép minősége elsősorban a légkör talajrétege által okozott interferencia miatt romlik. A föld saját éjszakai hősugárzásának köszönhetően jelentősen lehűl, és lehűti a szomszédos levegőréteget. A levegő hőmérsékletének 1°C-os változása 10-6-kal változtatja meg a törésmutatót. Az elszigetelt hegycsúcsokon a talaj talajrétegének vastagsága jelentős hőmérséklet-különbséggel (gradienssel) elérheti a több tíz métert is. A völgyekben és az éjszakai sík területeken ez a réteg sokkal vastagabb és több száz méter is lehet. Ez magyarázza a csillagászati obszervatóriumok helyszíneinek kiválasztását a hegygerinceken és elszigetelt csúcsokon, ahonnan sűrűbb hideg levegő áramolhat a völgyekbe. A távcsőtorony magasságát úgy választják meg, hogy a műszer a hőmérsékleti inhomogenitások fő tartománya felett legyen.

Az asztroklíma fontos tényezője a szél a légkör felszíni rétegében. A hideg és meleg levegő rétegeinek keverésével sűrűségi inhomogenitások megjelenését idézi elő a készülék feletti légoszlopban. Az inhomogenitások, amelyek mérete kisebb, mint a teleszkóp átmérője, a kép defókuszálásához vezetnek. A nagyobb sűrűségingadozások (több méter vagy nagyobb) nem okoznak éles torzulást a hullámfronton, és elsősorban a kép elmozdulásához, semmint defókuszálásához vezetnek.

A légkör felső rétegeiben (a tropopauza idején) a levegő sűrűségének és törésmutatójának ingadozása is megfigyelhető. A tropopauza zavarai azonban nem befolyásolják észrevehetően az optikai műszerek által készített képek minőségét, mivel ott a hőmérsékleti gradiensek sokkal kisebbek, mint a felületi rétegben. Ezek a rétegek nem remegést okoznak, hanem a csillagok csillogását.

Az asztroklimatikus vizsgálatok során összefüggést állapítanak meg a meteorológiai szolgálat által rögzített derült napok száma és a csillagászati megfigyelésekre alkalmas éjszakák száma között. Az egykori Szovjetunió területének asztroklimatikus elemzése szerint a legelőnyösebb területek a közép-ázsiai államok hegyvidéki régiói.

A csillagászati fénytörés az a jelenség, amikor az égitestekből származó fénysugarak megtörnek, amikor áthaladnak a légkörön. Mivel a bolygó légköreinek sűrűsége a magassággal mindig csökken, a fény törése úgy történik, hogy a görbe nyalábban a domborúsága minden esetben a zenit felé irányul. Ebben a tekintetben a fénytörés mindig „emeli” az égitestek képeit valódi helyzetük fölé (lásd az ábrát).

A fénytörés nagysága, vagyis a lámpatest valós és látszólagos helyzete közötti szög az égen, összefügg a sugár úthosszával a légkörben és a sugár dőlésszögével az azonos sűrűségű légköri rétegekhez. A fénytörés a zenitben nulla, és a zenittől való távolsággal és a horizonthoz közeledve növekszik. A Föld felszínéről történő megfigyeléseknél a z fénytörés értékét a hozzávetőleges képlet fejezi ki, ahol z a csillag látszólagos zenittávolsága (lásd Égi koordináták). Ez a képlet csak a következőre érvényes. A horizonthoz közelebb a fénytörést a táblázatban megadott értékek jellemzik.

A táblázatban megadott korrekciókat a Földtől nagyon nagy távolságra elhelyezkedő csillagok, bolygók és egyéb testek megfigyelésekor alkalmazzuk.

A közelebbi égitesteknél, amelyek, mondjuk, közelebb vannak a Holdhoz, a fénytörés hatása némileg eltér a táblázatban megadott értékektől. Ez annak a ténynek köszönhető, hogy a légkörben lévő fénysugár görbülete miatt a közeli világítótestek iránya a megfigyelő állásától és attól a ponttól, ahol a fénysugár belép a Föld légkörébe, nem megfelelő. párhuzamosak és kis szöget alkotnak. Ezt a szöget fénytörési parallaxisnak nevezzük. A Hold (legfeljebb ) és a mesterséges földi műholdak (legfeljebb több tíz perc) megfigyelési eredményein a fénytörési parallaxis korrekcióját végezzük.

A csillagászati fénytörés az a jelenség, amikor az égitestekből származó fénysugarak megtörnek, amikor áthaladnak a légkörön. Mivel a bolygó légköreinek sűrűsége a magassággal mindig csökken, a fény törése úgy történik, hogy a görbe nyalábban a domborúsága minden esetben a zenit felé irányul. Ebben a tekintetben a fénytörés mindig a valódi helyzetük fölé emeli az égitestek képeit.

A fénytörés nagysága, vagyis a világítótest valódi és látszólagos helyzete közötti szög az égbolton, összefügg a sugár úthosszával a légkörben és a sugár dőlésszögével az azonos sűrűségű légköri rétegekhez. A fénytörés a zenitben nulla, és a zenittől való távolsággal és a horizonthoz közeledve növekszik. A Föld felszínéről történő megfigyeléseknél a törésérték a r közelítő képlettel fejezzük ki r=60,2"tg z, Ahol z- a csillag látszólagos zenittávolsága (lásd égi koordináták). Ez a képlet csak akkor érvényes z<70 fokon. A horizonthoz közelebb a fénytörést nagyobb értékek jellemzik.

A fénytörés számos optikai-légköri hatást okoz a Földön: a nap hosszának növekedése, amiatt, hogy a napkorong a fénytörés következtében néhány perccel korábban emelkedik a horizont fölé, mint a napnak fel kellett volna kelnie. geometriai megfontolások alapján; a Hold és a Nap látható korongjainak ellapultsága a horizont közelében, ami abból adódik, hogy a korongok alsó széle törés hatására magasabbra emelkedik, mint a felső; csillogó csillagok és így tovább. A különböző hullámhosszú fénysugarak törésértékének különbsége miatt (a kék és lila sugarak jobban térnek el, mint a vörösek) a horizont közelében az égitestek látszólagos elszíneződése lép fel.

A törésérték megfelelő korrekcióját alkalmazzák a Földtől nagyon nagy távolságra elhelyezkedő csillagok, bolygók és más testek megfigyelésekor. A közelebbi égitesteknél, amelyek mondjuk közelebb vannak a Holdhoz, a fénytörés hatása némileg eltér az ismert értékektől. Ez annak a ténynek köszönhető, hogy a légkörben lévő fénysugár görbülete miatt a közeli világítótestek iránya a megfigyelő állásától és attól a ponttól, ahol a fénysugár belép a Föld légkörébe, nem egyezik. párhuzamosak és kis szöget alkotnak. Ezt a szöget fénytörési parallaxisnak nevezzük. A Hold (legfeljebb 1,2 ívmásodperc) és a mesterséges földi műholdak (legfeljebb több tíz perc) megfigyelési eredményein a fénytörési parallaxis korrekcióját végezzük.

Egy fiatal csillagász enciklopédikus szótára, 1980

Csillagászati fénytörés

Vegyük az AB Föld felszínét OA=R sugarú gömbnek, és képzeljük el a Föld légkörét vele koncentrikus rétegek formájában. aw, 1 az 1-ben és 2 az 2-ben...sűrűséggel, ahogy a rétegek közelednek a Föld felszínéhez (2.7. ábra). Ekkor egy nagyon távoli testből származó, a légkörben megtört SA sugár S¢A irányban az A pontba érkezik, kiinduló helyzetétől SA vagy a vele párhuzamos S²A iránytól egy bizonyos S¢AS²= szöggel eltérve. r, az úgynevezett csillagászati fénytörés. Az SA görbe sugár összes eleme és végső látszólagos iránya AS¢ ugyanabban a ZAOS függőleges síkban lesz. Következésképpen a csillagászati fénytörés csak az áthaladó függőleges síkban növeli a világítótest felé irányuló valódi irányt.

A fénytörés mértéke sok tényezőtől függ, és a Föld minden pontján változhat, akár egy napon belül is. Átlagos körülményekre egy hozzávetőleges fénytörési képletet kaptunk:

Dh=-0,9666 ctg h¢. (2.1)

2.7. ábra Csillagászati fénytörés

A lámpatest zenittávolságát a töréskorrekcióval korrigálva a következő képlettel számítjuk ki:

Átlagos (normál +10°C hőmérsékleten és 760 Hgmm nyomáson) törés, számított: z¢;

A levegő hőmérsékletét figyelembe vevő, a hőmérsékleti értékből számított együttható;

B– együttható a légnyomás figyelembevételével.

A legzseniálisabb Laplace hipotézise volt, a fenti kettő között. Laplace fénytörési táblázatai ezen a hipotézisen alapultak, és évente publikálták a francia csillagászati naptárban.

A Föld légköre instabilitásával (turbulencia, törésváltozások) határt szab a Földről érkező csillagászati megfigyelések pontosságának.

Földi fénytörés

A földi objektumok sugarai, ha elég hosszú utat tesznek meg a légkörben, szintén fénytörést tapasztalnak. A sugarak pályája a fénytörés hatására elgörbül, és rossz helyen vagy rossz irányban látjuk őket ott, ahol valójában vannak. Bizonyos körülmények között a földi fénytörés eredményeként délibábok jelennek meg - távoli tárgyak hamis képei.

A földi törésszög a a megfigyelt objektum látszólagos és tényleges helyzete iránya közötti szög (2.8. ábra). Az a szög értéke a megfigyelt objektum távolságától és a légkör felszíni rétegének függőleges hőmérsékleti gradiensétől függ, amelyben a földi objektumok sugarai terjednek.

2.8. A földi fénytörés megnyilvánulása a megfigyelés során:

a) – alulról felfelé, b) – fentről lefelé, a – földi törésszög

A geodéziai (geometriai) láthatósági tartomány a földi fénytöréshez kapcsolódik (2.9. ábra). Tegyük fel, hogy a megfigyelő az A pontban van egy bizonyos hH magasságban a földfelszín felett, és a B pont irányában figyeli a horizontot. A NAN sík a földgömb sugarára merőleges A ponton áthaladó vízszintes sík, ún. a matematikai horizont síkja. Ha a fénysugarak egyenes vonalúan terjednének a légkörben, akkor a Föld legtávolabbi pontja, amelyet az A pontból érkező megfigyelő láthat, a B pont lenne. A távolság ehhez a ponthoz (a földgömb AB érintője) a geodéziai (vagy geometriai) láthatósági tartomány. D 0 . A földfelszíni robbanóanyagon egy körvonal a megfigyelő geodéziai (vagy geometriai) horizontja. A D 0 értékét csak geometriai paraméterek határozzák meg: a Föld R sugara és a megfigyelő h H magassága, és egyenlő D o ≈ √ 2Rh H = 3,57√ h H, ami a 2.9.

2.9. ábra. Földi fénytörés: matematikai (NN) és geodéziai (BB) horizontok, geodéziai láthatósági tartomány (AB=D 0)

Ha egy megfigyelő a Föld felszíne felett h magasságban lévő objektumot figyel meg, akkor a geodéziai tartomány a távolság lesz. AC = 3,57 (√ h H + √ h pr). Ezek az állítások igazak lennének, ha a fény egyenes vonalban haladna át a légkörön. De ez nem igaz. Normális hőmérséklet- és levegősűrűségeloszlással a felszíni rétegben, görbe vonallal, amely a pályát ábrázolja fénysugár, homorú oldalával a Föld felé néz. Ezért a legtávolabbi pont, amelyet A-ból egy megfigyelő lát, nem B, hanem B¢ lesz. Az AB¢ geodéziai láthatósági tartomány a fénytörést figyelembe véve átlagosan 6-7%-kal lesz nagyobb és a képletekben szereplő 3,57-es együttható helyett 3,82-es együttható lesz. A geodéziai tartomány kiszámítása a képletekkel történik

, h - m-ben, D - km-ben, R - 6378 km

Ahol h n és h pr – méterben, D – kilométerben.

Egy átlagos magasságú ember számára a horizont távolsága a Földön körülbelül 5 km. V. A. Shatalov és A. S. Eliseev űrhajósok számára, akik a Szojuz-8 űrhajón repültek, a horizont hatótávolsága a perigeusban (205 km-es magasság) 1730 km, az apogeumban (223 km magasságban) - 1800 km.

A rádióhullámok esetében a fénytörés szinte független a hullámhossztól, de a hőmérséklet és a nyomás mellett a levegő vízgőztartalmától is függ. Ugyanazon hőmérsékleti és nyomásváltozási körülmények között a rádióhullámok erősebben törnek meg, mint a könnyűek, különösen magas páratartalom mellett.

Ezért a horizont tartományának meghatározására vagy egy objektum radarsugárral a gyökér előtti észlelésére szolgáló képletekben 4,08-as együttható lesz. Következésképpen a radarrendszer horizontja hozzávetőleg 11%-kal távolabb van.

A rádióhullámok jól visszaverődnek a földfelszínről és az inverzió alsó határáról vagy az alacsony páratartalmú rétegről. Egy ilyen egyedi hullámvezetőben, amelyet a földfelszín és az inverzió alapja alkot, a rádióhullámok nagyon nagy távolságokra terjedhetnek. A rádióhullám-terjedés ezen jellemzőit sikeresen alkalmazzák a radarban.

A talajrétegben, különösen annak alsó részén a levegő hőmérséklete nem mindig csökken a magassággal. Különböző ütemben csökkenhet, nem változhat a magassággal (izotermia) és nőhet a magassággal (inverzió). A hőmérsékleti gradiens nagyságától és előjelétől függően a fénytörés különböző hatással lehet a látható horizont tartományára.

A függőleges hőmérsékleti gradiens egy homogén atmoszférában, amelyben a levegő sűrűsége nem változik a magassággal, g 0 = 3,42 °C/100 m. Nézzük meg, mi lesz a sugárpályája AB különböző hőmérsékleti gradienseknél a Föld felszínén.

Hadd , azaz a levegő hőmérséklete a magassággal csökken. Ilyen körülmények között a törésmutató is csökken a magassággal. A fénysugár pályája ebben az esetben homorú oldalával a földfelszín felé néz (a 2.9. ábrán a pálya AB¢). Ezt a fénytörést pozitívnak nevezzük. Legtávolabbi pont BAN BEN¢ a megfigyelő a sugárút utolsó érintőjének irányába fog látni. Ez az érintő, i.e. a fénytörés miatt látható horizont egyenlő a matematikai horizonttal NAS D szög, kisebb, mint a szög d. Sarok d a matematikai és a geometriai horizont közötti szög törés nélkül. Így a látható horizont egy szöget emelkedett ( d- D) és bővítve, mert D > D0.

Most képzeljük el g fokozatosan csökken, azaz. A hőmérséklet a magassággal egyre lassabban csökken. Eljön az a pillanat, amikor a hőmérsékleti gradiens nulla lesz (izoterma), majd a hőmérsékleti gradiens negatív lesz. A hőmérséklet már nem csökken, hanem emelkedik a magassággal, azaz. hőmérséklet inverzió figyelhető meg. Ahogy a hőmérsékleti gradiens csökken, és áthalad a nullán, a látható horizont egyre magasabbra emelkedik, és eljön egy pillanat, amikor D nulla lesz. A látható geodéziai horizont felemelkedik a matematikai horizontra. A föld felszíne mintha kiegyenesedett volna és lapos lett volna. A geodéziai látótávolság végtelenül nagy. A sugár görbületi sugara egyenlő lett a földgömb sugarával.

Még erősebb hőmérséklet-inverzióval D negatívvá válik. Látható horizont a matematikai fölé emelkedett. Az A pontban lévő szemlélőnek úgy tűnik, hogy egy hatalmas medence alján van. A horizont miatt a geodéziai horizonton messze túl lévő objektumok felemelkednek és láthatóvá válnak (mintha a levegőben lebegnének) (2.10. ábra).

Ilyen jelenségek figyelhetők meg a sarki országokban. Tehát Amerika kanadai partjaitól a Smith-szoroson keresztül néha láthatja Grönland partját a rajta lévő összes épülettel együtt. Grönland partjaitól a távolság körülbelül 70 km, míg a geodéziai látótávolság nem haladja meg a 20 km-t. Egy másik példa. A Pas-de-Calais-szoros angol oldalán fekvő Hastingsből körülbelül 75 km-re láttam a francia partot, amely a szoroson át feküdt.

2.10. A szokatlan fénytörés jelensége a sarki országokban

Most tegyük fel, hogy g=g 0, ezért a levegő sűrűsége nem változik a magassággal (homogén légkör), nincs fénytörés és D=D 0 .

Nál nél g > g 0 a törésmutató és a levegő sűrűsége a magassággal nő. Ebben az esetben a fénysugarak pályája domború oldalával a földfelszín felé néz. Ezt a fénytörést negatívnak nevezzük. Utolsó pont a Földön, amelyet a megfigyelő A-ban lát, lesz B². A látható horizont AB² beszűkült és szögbe süllyedt (D - d).

A megfontoltakból megfogalmazhatjuk következő szabály: ha a fénysugár terjedése során a légkörben a levegő sűrűsége (és ezzel együtt a törésmutatója) megváltozik, akkor a fénysugár úgy elhajlik, hogy pályája mindig konvex legyen a sűrűség (és a törésmutató) csökkenésének irányába. ) a levegőből.

Fénytörés és délibábok

A délibáb szó francia eredetűés két jelentése van: „reflexió” és „megtévesztő látás”. E szó mindkét jelentése jól tükrözi a jelenség lényegét. A délibáb a Földön ténylegesen létező objektum képe, gyakran felnagyítva és erősen torzítva. Többféle délibáb létezik attól függően, hogy a kép hol helyezkedik el a tárgyhoz képest: felső, alsó, oldalsó és összetett. A leggyakrabban megfigyelt felső és alsó délibábok, amelyek akkor fordulnak elő, amikor a sűrűség (és ezáltal a törésmutató) szokatlan magassági eloszlása van, amikor egy bizonyos magasságban vagy a Föld felszínéhez közel egy viszonylag vékony réteg található. nagyon meleg levegő (alacsony törésmutatóval), amelyben a földi tárgyakból érkező sugarak teljes belső visszaverődést tapasztalnak. Ez akkor fordul elő, ha a sugarak a teljes szögnél nagyobb szögben esnek erre a rétegre belső reflexió. Ez több meleg réteg levegőt, és légtükör szerepét tölti be, visszaverve a beleeső sugarakat.

Kiemelkedő délibábok (2.11. ábra) erős hőmérsékleti inverziók esetén fordulnak elő, amikor a levegő sűrűsége és törésmutatója a magassággal gyorsan csökken. A kiváló délibábokban a kép az objektum felett helyezkedik el.

2.11. ábra. Superior Mirage

A fénysugarak pályáit a (2.11) ábra mutatja. Tegyük fel, hogy a Föld felszíne lapos, és vele párhuzamosan azonos sűrűségű rétegek helyezkednek el. Mivel a sűrűség a magassággal csökken, akkor . A meleg réteg, amely tükörként működik, egy magasságban fekszik. Ebben a rétegben, amikor a sugarak beesési szöge válik egyenlő az indikátorral fénytörés (), a sugarak visszafordulnak a földfelszín felé. A megfigyelő egyszerre láthatja magát az objektumot (ha nincs a horizonton túl) és egy vagy több képet fölötte - függőlegesen és fordítottan.

2.12. ábra. Komplex kiváló délibáb

ábrán. A 2.12. ábra egy összetett felső délibáb előfordulásának diagramját mutatja. Maga a tárgy látható ab, fölötte közvetlen kép a¢b¢, fordított in²b²és ismét közvetlen a²¢b²¢. Ilyen délibáb akkor fordulhat elő, ha a levegő sűrűsége a magassággal csökken, először lassan, majd gyorsan és ismét lassan. A kép megfordul, ha a sugarak innen jönnek szélsőséges pontok tárgyak metszik egymást. Ha egy tárgy távol van (a horizonton túl), akkor lehet, hogy maga az objektum nem látható, de a magasba emelt képei nagy távolságból láthatóak.

Lomonoszov városa a Finn-öböl partján található, 40 km-re Szentpétervártól. Általában a Lomonosov Szentpétervárról egyáltalán nem, vagy nagyon rosszul látható. Néha Szentpétervár „egy pillantásra” látható. Ez a kiváló délibábok egyik példája.

Úgy tűnik, a felső délibábok számába bele kell számítani az úgynevezett kísérteties földek legalább egy részét, amelyeket évtizedekig kerestek az Északi-sarkon, és soha nem találták meg. Különösen sokáig keresték Szannyikov földjét.

Yakov Sannikov vadász volt, és szőrmekereskedelemmel foglalkozott. 1811-ben Kutyákkal indult át a jégen az Új-Szibériai-szigetek csoportjába, és a Kotelny-sziget északi csücskéből egy ismeretlen szigetet látott az óceánban. Nem tudta elérni, de egy új sziget felfedezését jelentette a kormánynak. 1886 augusztusában E.V. az Új-Szibériai-szigetekre tett expedíciója során szintén meglátta a Szannyikov-szigetet, és ezt írta naplójába: „Teljesen tiszta a horizont. Az északkeleti irányban, 14-18 fokban jól láthatóak voltak a négy mesa körvonalai, amelyek keleten az alacsonyan fekvő földhöz kapcsolódtak. Így Szannyikov üzenete teljes mértékben beigazolódott. Jogunk van tehát a térkép megfelelő helyére szaggatott vonalat húzni, és ráírni: „Szannyikov-föld”.

Tol 16 évet szentelt életéből Szannyikov-föld felkutatására. Három expedíciót szervezett és vezetett az Új-Szibériai-szigetek területére. A „Zarya” szkúner utolsó expedíciója során (1900-1902) Tolja expedíciója úgy halt meg, hogy nem találta meg Szannyikov Földet. Még több Föld Senki nem látta Szannyikovot. Talán délibáb volt, amely az év bizonyos szakaszaiban ugyanazon a helyen jelenik meg. Szannyikov és Tol is ugyanarról a szigetről látott délibábot, amely ebben az irányban helyezkedik el, csak sokkal távolabb az óceánban. Talán a De Long-szigetek egyike volt. Talán egy hatalmas jéghegy volt – egy egész jégsziget. Az ilyen jéghegyek, amelyek területe legfeljebb 100 km2, több évtizeden keresztül haladnak át az óceánon.

A délibáb nem mindig tévesztette meg az embereket. Robert Scott angol sarkkutató 1902-ben. az Antarktiszon hegyeket láttam, mintha a levegőben lógnának. Scott azt javasolta, hogy a horizonton túl van egy hegylánc. És valóban, a hegyláncot később fedezték fel a norvégok sarki felfedező Raoul Amundsen pontosan ott van, ahol Scott várta.

2.13. ábra. Inferior Mirage

Inferior délibábok (2.13. ábra) nagyon gyors hőmérséklet-csökkenéssel fordulnak elő a magassággal, i.e. nagyon nagy hőmérsékleti gradienseknél. A légtükör szerepét a vékony felületű legmelegebb levegőréteg tölti be. A délibábot alsóbbrendű délibábnak nevezzük, mert egy tárgy képe a tárgy alá kerül. Az alsó délibábokon úgy tűnik, mintha vízfelület lenne a tárgy alatt, és minden tárgy visszatükröződik rajta.

Csendes vízben minden, a parton álló tárgy jól tükröződik. A földfelszínről felmelegített vékony levegőrétegben a tükröződés teljesen hasonló a vízben való visszaverődéshez, csak a tükör szerepét maga a levegő tölti be. Rendkívül instabil a légkör, amelyben az alsóbbrendű délibábok előfordulnak. Végtére is, lent, a talaj közelében erősen felmelegedett, ezért könnyebb levegő, felette pedig hidegebb és nehezebb levegő. A talajból felszálló forró levegő sugarai áthatolnak a hideg levegő rétegein. Emiatt a délibáb megváltozik a szemünk előtt, a „víz” felszíne felkavarni látszik. Elég egy kis széllökés vagy egy sokk, és összeomlás következik be, pl. megfordulni levegőrétegek. A nehéz levegő lerohan, tönkretéve a légtükröt, és a délibáb eltűnik. Az alsóbbrendű délibábok kialakulásának kedvező feltételei a sztyeppeken és sivatagokban előforduló homogén, lapos földfelszín, valamint a napos, szélcsendes időjárás.

Ha a délibáb egy valóban létező tárgy képe, akkor felmerül a kérdés: milyen vízfelületet látnak a sivatagban utazók? Hiszen a sivatagban nincs víz. Az a helyzet, hogy a délibábban látható látszólagos vízfelület vagy tó valójában nem a vízfelszín, hanem az ég képe. Az ég egyes részei tükröződnek a légtükörben, és a csillogó vízfelület teljes illúzióját keltik. Egy ilyen délibáb nem csak a sivatagban vagy a sztyeppén látható. Még Szentpéterváron és környékén is előfordulnak napos Napok aszfaltos utakon vagy egy sík homokos tengerparton.

2.14. ábra. Oldalsó délibáb

Az oldalsó délibábok olyan esetekben fordulnak elő, amikor a légkörben azonos sűrűségű levegőrétegek nem vízszintesen, mint általában, hanem ferdén, sőt függőlegesen helyezkednek el (2.14. ábra). Ilyen körülmények nyáron, nem sokkal napkelte után reggel jönnek létre a tenger vagy a tó sziklás partjain, amikor a partot már megvilágítja a Nap, és a víz felszíne és felette a levegő még hideg. A Genfi-tavon többször is megfigyeltek oldalsó délibábokat. Oldalsó délibáb megjelenhet a Nap által fűtött ház kőfala mellett, sőt a fűtött kályha oldalán is.

A délibábok összetett típusai vagy a Fata Morgana akkor fordulnak elő, ha egyidejűleg vannak feltételek a felső és az alsó délibáb megjelenéséhez, például jelentős hőmérsékleti inverzió során egy bizonyos magasságban egy viszonylag meleg tenger felett. A levegő sűrűsége először a magassággal növekszik (a levegő hőmérséklete csökken), majd gyorsan csökken (a levegő hőmérséklete emelkedik). A levegő sűrűségének ilyen eloszlása mellett a légkör állapota nagyon instabil, és hirtelen változásoknak van kitéve. Ezért a délibáb megjelenése megváltozik a szemünk előtt. A leghétköznapibb sziklák és házak az ismétlődő torzítások és nagyítások miatt szemünk láttára válnak a tündér Morgana csodálatos kastélyaivá. A Fata Morgana Olaszország és Szicília partjainál figyelhető meg. De előfordulhat benne is magas szélességi fokok. A híres szibériai felfedező, F. P. Wrangel így jellemezte a Fata Morganát, amelyet Nyizsnekolimszkban látott: „A vízszintes fénytörés egyfajta Fata Morganát hozott létre. A délen fekvő hegyek különféle torz formákban és a levegőben lógónak tűntek számunkra. A távoli hegyek csúcsai mintha felborultak volna. A folyó annyira leszűkült, hogy a szemközti part szinte a kunyhóinknál volt.

Előző cikk: Mekkora a fénysebesség Következő cikk: Harmonikus rezgések Az oszcillációs frekvencia fizikai képlete

Cauchy képlet a légkörben történő fénytöréshez. Fénytörés csillagászati

Csillagászati ​​fénytörés

Csillagászati fénytörés