Astronomia
  Wiw.pl   Na bieżąco:  Informacje   Co nowego   Matematyka i przyroda:  Astronomia   Biologia   Fizyka   Matematyka   Modelowanie rzeczywistości   Humanistyka:  Filozofia   Historia   Kultura antyczna   Literatura   Sztuka   Czytaj:  Biblioteka   Delta   Wielcy i więksi   Przydatne:  Słowniki   Co i gdzie studiować   Wszechświat w obrazkach    
  Jesteś tutaj:   Wirtualny Wszechświat > Astronomia  
  Tematy
- Historia astronomii
- Narzędzia i metody astronomii
- Astronomia sferyczna i praktyczna
- Badania kosmiczne
- Układ Słoneczny
- Słońce
- Galaktyki
- Kosmologia
- Gwiazdozbiory całego roku
- Eseje

  Szukacz




Refrakcja,
czyli zasada nieoznaczoności wschodów i zachodów Słońca

 
<< powrót...
 
 [ 1 ]   [ 2 ]

Mierzenie położeń gwiazd, planet, Słońca i Księżyca na sferze niebieskiej należy do najstarszych umiejętności astronomii. Obserwacje, z jednej strony, zawsze dostarczały danych wyjściowych do budowy teorii matematycznych, opisujących ruchy ciał niebieskich, z drugiej zaś strony - były ostatecznym sprawdzianem poprawności tych teorii. Dzisiaj tak rozumianą zależność między obserwacją i teorią najdramatyczniej przedstawiają próby opisu ruchu Księżyca. Dzięki pomiarom laserowym astronomowie potrafią określić położenie Księżyca - bryły o średnicy blisko 3,5 tysiąca kilometrów! - z dokładnością metra. Do niedawna była to precyzja nieosiągalna dla teorii. W ciągu ostatnich kilku lat metody obliczeniowe rozwinęły się jednak na tyle, że astronomowie zaczynają mówić o możliwości przewidywania położenia Księżyca na orbicie okołoziemskiej z dokładnością 10 cm.

Przeliczając wspomniany metr na rozmiary kątowe na sferze niebieskiej, otrzymamy około 0,0005 sekundy kątowej (0,0005"). Taka mniej więcej jest dokładność obserwacji położenia tarczy Księżyca, tarczy, która ma na naszym niebie średnicę równą mniej więcej 1800 sekundom kątowym. Astronomia współczesna potrafi także zmierzyć kierunek ku środkowi tarczy Słońca z dokładnością około 0,01 sekundy kątowej (0,01") i z dokładnością do tego miejsca po przecinku są podawane w rocznikach astronomicznych efemerydy, czyli obliczone na podstawie teorii położenia Słońca na nadchodzący rok.

Efemerydy i obserwacje zgadzają się jednak ze sobą tylko wtedy, gdy Słońce znajduje się wystarczająco wysoko nad horyzontem. Tuż po wschodzie albo podczas ostatnich faz zachodu Słońce potrafi płatać autorom roczników astronomicznych figla. Bywa, że czas rzeczywistego zniknięcia lub pojawienia się Słońca nad horyzontem znacznie się różni od podanego w rocznikach. Można zaryzykować stwierdzenie, że jest to największa nieścisłość współczesnych superdokładnych tablic astronomicznych. I nic nie wskazuje na to, by w najbliższym czasie udało się astronomom usunąć tą usterkę. Prawdziwym winowajcą jest w tym wypadku refrakcja atmosferyczna, a właściwie - brak wystarczająco dokładnej teorii, opisującej wędrówkę promieni światła od Słońca, poprzez ziemską atmosferę, do oka obserwatora na powierzchni Ziemi.

Refrakcja atmosferyczna

Kiedy światło przekracza granicę dwóch ośrodków o różnej przezroczystości, nie biegnie już po linii prostej, lecz załamuje się, czyli - ulega refrakcji. To doskonale znane zjawisko dotyczy także światła biegnącego od ciał niebieskich i wpadającego w ziemską atmosferę. Astronomowie muszą uwzględniać refrakcję wtedy, gdy zależy im na dokładnym określeniu kierunku ku obserwowanemu ciału niebieskiemu. Refrakcja zwiększa przecież obserwowaną wysokość ciała niebieskiego nad horyzontem, co pokazuje rysunek. Wielkość refrakcji definiuje się bardzo prosto: jest to różnica między obserwowaną - czyli zniekształconą na skutek istnienia atmosfery - wysokością ciała niebieskiego, a wysokością, na jakiej znajdowałoby się ono, gdyby Ziemia nie miała atmosfery.


Cały problem z wprowadzeniem do obserwacji poprawki na refrakcję polega na tym, że wraz z wysokością zmienia się w atmosferze ciśnienie i temperatura, które decydują o stopniu załamania promienia świetlnego. Trudno więc uznać atmosferę za jednorodną warstwę o stałym współczynniku załamania. W rzeczywistości, im bliżej powierzchni Ziemi, tym bardziej światło jest załamywane. Refrakcja jest tym większa, im bliżej horyzontu znajduje się obserwowane ciało niebieskie. Widać to doskonale tuż przed zachodem Słońca: tarcza Słońca wydaje się spłaszczona właśnie dlatego, że jej górny brzeg ulega mniejszej refrakcji niż brzeg dolny (czyli brzeg dolny zostaje przesunięty na większą wysokość względem horyzontu niż brzeg górny). Kiedy górny brzeg tarczy Słońca chowa się za horyzontem, jego wysokość wynosi 0o. W rzeczywistości górny brzeg słonecznej tarczy znajduje się w tym czasie pod horyzontem, mając ujemną wysokość. Z definicji refrakcji wynika, że wysokość ta, ze znakiem dodatnim, równa jest wówczas wielkości refrakcji.

Teorie refrakcji atmosferycznej przyjmują model sferycznej warstwy powietrza, otaczającej leżącą w środku Ziemię. W najprostszym modelu warstwa powietrza jest jednorodna i ma jeden współczynnik załamania światła względem próżni, za którą można uważać przestrzeń kosmiczną, skąd dociera do nas promieniowanie innych ciał niebieskich. Mamy wówczas do czynienia z klasycznym przypadkiem załamania światła przy przejściu z ośrodka optycznie rzadszego do gęstszego. Któż z nas nie głowił się nad tym problemem w szkole na lekcji fizyki? Bardziej realistyczny model uwzględnia zależność ciśnienia i temperatury atmosfery od wysokości. W ten sposób, przyjmując jakiś przebieg ciśnienia i temperatury w atmosferze, najbardziej złożone modele posługują się zmieniającym się wraz z wysokością współczynnikiem załamania - stopniowo rosnącym w miarę zbliżania się do powierzchni Ziemi. Na podstawie takiego właśnie modelu powstały standardowe programy, obliczające refrakcję atmosferyczną.

Najdokładniejsze programy starają się imitować bieg promieni słonecznych nawet w wypadku małych wysokości nad horyzontem. A refrakcja w pobliżu horyzontu sprawia astronomom najwięcej kłopotu. Kiedy obserwujemy ciało niebieskie znajdujące się blisko horyzontu, promienie świetlne przebywają w atmosferze najdłuższą drogę i są tym samym najsilniej zakrzywiane (refrakcja jest największa). Co więcej, duża część tej drogi przypada na najniższe partie atmosfery, gdzie panuje swego rodzaju chaos: zmiany temperatury i ciśnienia z wysokością nie zawsze zachodzą przy powierzchni Ziemi stopniowo, lecz często w gwałtowny i nieoczekiwany sposób. Tymczasem programy pozwalające obliczać wielkość refrakcji atmosferycznej tuż przy horyzoncie zakładają pewien standardowy model atmosfery. Charakteryzuje się on na przykład ciągłym i niezmiennym w czasie rozkładem temperatury z wysokością. W rzeczywistej zaś atmosferze - dla danego miejsca na Ziemi i określonego momentu - odchylenia od takiego średniego modelu są na porządku dziennym. Często zdarzają się inwersje temperatury: warstwa leżąca bliżej powierzchni ma niższą temperaturę, niż warstwa znajdująca się ponad nią (rysunek). Mimo to w modelu standardowym wraz ze wzrostem wysokości do około 12 km od powierzchni Ziemi temperatura maleje jednostajnie o mniej więcej 6oC na każdy kilometr.



Doskonałą ilustracją zjawiska inwersji temperatury przy powierzchni Ziemi jest obserwowane czasami podczas zachodu "ślepe pasmo" na tarczy Słońca. Za jego pojawienie się odpowiada warstwa ciepłego powietrza, leżąca ponad chłodnym powietrzem, zalegającym przy powierzchni Ziemi. Wg M. Minnaert: Światło i barwa w przyrodzie. PWN, Warszawa 1961.
   

 [ 1 ]   [ 2 ]

<< powrót...

Wiw.pl  |  Na bieżąco  |  Informacje  |  Co nowego  |  Matematyka i przyroda  |  Astronomia  |  Biologia  |  Fizyka  |  Matematyka  |  Modelowanie rzeczywistości  |  Humanistyka  |  Filozofia  |  Historia  |  Kultura antyczna  |  Literatura  |  Sztuka  |  Czytaj  |  Biblioteka  |  Delta  |  Wielcy i więksi  |  Przydatne  |  Słowniki  |  Co i gdzie studiować  |  Wszechświat w obrazkach