|
Arabic
Bengali
Chinese
English
French
German
Hebrew
Hindi
Italian
Japanese
Korean
Malay
Polish
Portuguese
Spanish
Turkish
Ukrainian
Vietnamese
DZIECIĘCE LABORATORIUM NAUKOWE
refrakcja atmosferyczna. Laboratorium naukowe dla dzieci
Katalog / Laboratorium Naukowe dla Dzieci refrakcja atmosferyczna zwane odchyleniem promieni świetlnych od linii prostej, gdy przechodzą one przez atmosferę z powodu zmian gęstości powietrza wraz z wysokością. Refrakcja atmosferyczna w pobliżu powierzchni ziemi tworzy miraże i może powodować migotanie, drżenie odległych obiektów, powyżej lub poniżej ich rzeczywistego położenia. Ponadto kształt przedmiotów może być zniekształcony - mogą wydawać się spłaszczone lub rozciągnięte. Termin "refrakcja" To samo dotyczy załamania dźwięku. załamanie atmosferyczne jest powodem, dla którego obiekty astronomiczne wznoszą się ponad horyzont nieco wyżej, niż są w rzeczywistości. Refrakcja wpływa nie tylko na promienie świetlne, ale na całe promieniowanie elektromagnetyczne, chociaż w różnym stopniu. Na przykład w świetle widzialnym niebieski jest bardziej podatny na załamanie niż czerwony. Może to spowodować pojawienie się obiektów astronomicznych w widmie na obrazach o wysokiej rozdzielczości. W miarę możliwości astronomowie planują swoje obserwacje, kiedy ciało niebieskie mija górny punkt kulminacyjny, kiedy znajduje się najwyżej nad horyzontem. Ponadto przy określaniu współrzędnych statku żeglarze nigdy nie będą używać luminarza, którego wysokość jest mniejsza niż 20 ° nad horyzontem. Jeśli nie da się uniknąć obserwacji gwiazdy blisko horyzontu, to teleskop można wyposażyć w układy kontrolne kompensujące przemieszczenie spowodowane załamaniem światła w atmosferze. Jeśli problemem jest również dyspersja (w przypadku wykorzystania kamery szerokopasmowej do obserwacji w wysokiej rozdzielczości), można zastosować korekcję refrakcji atmosferycznej (za pomocą pary obracających się szklanych pryzmatów). Ale ponieważ stopień załamania atmosferycznego zależy od temperatury i ciśnienia, a także wilgotności (ilość pary wodnej, co jest szczególnie ważne podczas obserwacji w środku zakresu podczerwieni widma), ilość wysiłku potrzebnego do skutecznego skompensowania może być zaporowy. załamanie atmosferyczne przeszkadza w obserwacjach najbardziej, gdy nie jest jednorodny, na przykład gdy w powietrzu występują turbulencje. To powoduje, że gwiazdy migoczą i zniekształcają widoczny kształt słońca o zachodzie i wschodzie słońca. Wartości refrakcji atmosferycznej załamanie atmosferyczne równa zeru w zenicie, mniejsza niż 1' (jedna minuta kątowa) na pozornej wysokości 45° nad horyzontem i osiągająca wartość 5,3' na wysokości 10°; refrakcja gwałtownie wzrasta wraz ze spadkiem wysokości, osiągając 9,9' na wysokości 5°, 18,4' na wysokości 2° i 35,4' na horyzoncie (1976 Allen, 125); wszystkie wartości uzyskane w temperaturze 10°C i ciśnieniu atmosferycznym 101,3 kPa. Na horyzoncie wielkość załamania atmosferycznego jest nieco większa niż pozorna średnica Słońca. Dlatego, gdy pełny dysk słońca jest widoczny tuż nad horyzontem, jest widoczny tylko dzięki załamaniu, ponieważ gdyby nie było atmosfery, nie byłaby widoczna ani jedna część dysku słonecznego. Zgodnie z przyjętą konwencją czas wschodu i zachodu słońca przypisuje się czasowi, w którym górna krawędź Słońca pojawia się lub znika nad horyzontem; standardowa wartość dla rzeczywistej wysokości Słońca wynosi -50'...-34' dla refrakcji i -16' dla połowy średnicy Słońca (wysokość ciała niebieskiego jest zwykle podawana dla środka jego dysku ). W przypadku Księżyca potrzebne są dodatkowe poprawki uwzględniające poziomą paralaksę Księżyca i jego pozorną połowę średnicy, która zmienia się wraz z odległością układu Ziemia-Księżyc. Dobowe zmiany pogody wpływają na dokładny czas wschodu i zachodu słońca i księżyca (patrz artykuł „Refrakcja na horyzoncie”) iz tego powodu nie ma sensu podawać czasu pozornego zachodu i wschodu słońca z dokładnością większą niż minuta kątowa (jest to opisane bardziej szczegółowo w Astronomical Algorithms, Jean Meeus, 1991, s. 103). Bardziej dokładne obliczenia mogą być przydatne w określaniu codziennych zmian czasu wschodu i zachodu słońca przy użyciu standardowych wartości refrakcji, ponieważ rozumie się, że rzeczywiste zmiany mogą się różnić z powodu nieprzewidywalnych zmian refrakcji. Z powodu refrakcja atmosferyczna ma 34 'na horyzoncie i tylko 29 minut kątowych na 0,5 ° nad horyzontem, o zachodzie lub wschodzie słońca wydaje się być spłaszczony o około 5' (co stanowi około 1/6 jego pozornej średnicy). Obliczanie refrakcji atmosferycznej Rygorystyczne obliczenie refrakcji wymaga całkowania numerycznego przy użyciu metody opisanej w artykule Auera i Standisha Refrakcja astronomiczna: obliczenie dla wszystkich kątów zenitu, 2000. Bennett (1982) w swoim artykule „Obliczanie refrakcji astronomicznej do zastosowań w nawigacji morskiej” wyprowadził prosty empiryczny wzór na określenie wielkości załamania jako funkcji pozornej wysokości świateł, używając algorytmu Garfinkela (1967) jako odniesienie, If ha - jest to pozorna wysokość oprawy w stopniach, następnie załamanie R w minutach kątowych będzie równy
dokładność wzoru wynosi do 0,07' dla wysokości od 0° do -90° (Meeus 1991, 102). Smardson (1986) opracował wzór na określenie refrakcji w stosunku do rzeczywistej wysokości gwiazd; Jeśli h to rzeczywista wysokość gwiazdy w stopniach, a następnie załamanie R w minutach łuku wynosi
wzór zgadza się ze wzorem Bennetta z dokładnością do 0.1 '. Oba wzory będą prawdziwe przy ciśnieniu atmosferycznym 101,0 kPa i temperaturze 10 ° C; dla różnych ciśnień Р i temperatura Т wynik obliczeń refrakcji wykonanych według tych wzorów należy pomnożyć przez
(według Meeusa, 1991, 103). Refrakcja wzrasta o około 1% na każde 0,9 kPa wzrostu ciśnienia i maleje o około 1% na każde 0,9 kPa spadku ciśnienia. Podobnie refrakcja wzrasta o około 1% na każde 3°C spadku temperatury, a refrakcja maleje o około 1% na każde 3°C wzrostu temperatury.
Losowe efekty atmosferyczne spowodowane załamaniem Turbulencje atmosferyczne zwiększają i zmniejszają pozorną jasność gwiazd, czyniąc je jaśniejszymi lub słabszymi w ciągu milisekund. Powolne składowe tych oscylacji są dla nas widoczne jako migotanie. Ponadto turbulencje powodują niewielkie przypadkowe ruchy widocznego obrazu gwiazdy, a także powodują gwałtowne zmiany w jej strukturze. Efekty te nie są widoczne gołym okiem, ale są łatwe do zauważenia nawet przez mały teleskop.
Otwarto najwyższe obserwatorium astronomiczne na świecie
04.05.2024 Sterowanie obiektami za pomocą prądów powietrza
04.05.2024 Psy rasowe chorują nie częściej niż psy rasowe
03.05.2024
▪ 814 ppi wyświetlacz AMOLED dla urządzeń VR ▪ Monitor Samsung S27B971DS z PLS 2560 x 1440 pikseli ▪ Wydłużenie telomerów w celu przedłużenia życia
▪ sekcja serwisu Zagadki dla dorosłych i dzieci. Wybór artykułów ▪ Artykuł Druga zasada termodynamiki. Historia i istota odkryć naukowych ▪ artykuł Jak pojawiła się arytmetyka? Szczegółowa odpowiedź ▪ artykuł Ręczna obróbka drewna. Standardowe instrukcje dotyczące ochrony pracy ▪ artykuł Miernik grubości lakieru. Encyklopedia elektroniki radiowej i elektrotechniki ▪ artykuł Znikająca mapa. Sekret ostrości
Strona główna | biblioteka | Artykuły | Mapa stony | Recenzje witryn
www.diagram.com.ua |
Polecamy ciekawe artykuły Sekcja 
Zobacz inne artykuły Sekcja 
Najnowsze wiadomości o nauce i technologii, nowa elektronika:
Wszystkie języki tej strony