* Данный текст распознан в автоматическом режиме, поэтому может содержать ошибки

721 РЕФРАКЦИЯ 722 РЕФРАКЦИЯ, преломление лучей света в земной атмосфере. Лучи света при прохо­ ждении через атмосферу благодаря ее неод­ нородности преломляются, вследствие чего видимое направление на светило или на зем­ ной предмет отличается от истинного напра­ вления. Различают Р . астрономическую и зем­ ную (атмосферную). Р. астрономическая. При рассмотрении аст­ рономических Р . достаточно принимать землю за шар и считать, что земная атмосфера состо­ ит из бесконечно большого числа бесконечно тонких концентрических сферических слоев с общим центром в центре земного шара. При этом принимается, что плотность воздуха, ос­ таваясь постоянной в каждом отдельном слое, постепенно увеличивается по какому-нибудь закону от слоя к слою от нуля на границе атмосферы до некоторой величины д около поверхности земли. Луч света, идущий от ка­ кой-нибудь звезды, внутри земной атмосферы, переходя от одного слоя, более удаленного от поверхности земли и потому имеющего мень­ шую плотность, в соседний, более близкий к поверхности земли и обладающий большею плотностью, будет преломляться. 0 Л у ч ЬЬ, ( ф и г . 1), п е р е х о д я и з м е н е е п л о т н о г о с л о я в более плотный слой, приближается к нормали ЬС к п о ­ в е р х н о с т и , р а з д е л я ю щ е й э т и с л о и ; п а д а ю щ и й л у ч bb преломленный луч 6 Ь и нормаль Ь С лежат в одной плоскости, и синус угла падения г относится к синусу •угла преломления /, как пока­ затель преломления р слоя, в к-рый л у ч п е р е х о д и т , к п о ­ казателю преломления /*слоя, из к-рого л у ч в ы х о д и т . Т . о. путь л у ч а , и д у щ е г о от звезды S, после вступления в земную атмосферу в точке В предста­ вляется в дальнейшем нек-рой ломаной линией, к-рая в пре­ деле при бесконечном увеличе­ нии числа слоев и бесконечном уменьшении каждого из них обращается в кривую линию, обращенную своею вогнуто­ стью к п о в е р х н о с т и Земли. И з законов преломления следует, что э т а к р и в а я е с т ь п л о с к а я кривая, и следовательно астро­ номическая рефракция влияет Фиг только на высоту светила, не изменяя его азимута. П о свой­ ству нашего глаза наблюдатель А увидит звезду по на­ п р а в л е н и ю к а с а т е л ь н о й AS& к п о с л е д н е м у э л е м е н т у к р и ­ волинейного пути л у ч а . Т . о . рефракция повышает звез­ д у и л и в о о б щ е н е б е с н о е т е л о . Т . к. р а с с т о я н и е от з е м л и до звезды практически м о ж н о считать бесконечно б о л ь ­ шим по сравнению с высотой земной атмосферы, то в случае отсутствия атмосферы наблюдатель у в и д е л бы з в е з д л п о н а п р а в л е н и ю AS&, п а р а л л е л ь н о м у н а п р а в л е ­ н и ю SB л у ч а д о в с т у п л е н и я в а т м о с ф е р у и и з о б р а ж е н ­ н о м у н а ч е р т е ж е п у н к т и р н о й л и н и е й . У г о л ZAS, г д е Z—зенит наблюдателя, называется • истинным зенит­ н ы м р а с с т о я н и е м , у г о л ZAS&—видимым зенитпым рас­ стоянием. Разность этих углов, в ы р а ж а ю щ а я с я у г л о м S&AS, есть Р . И с т и н н о е з е н и т н о е р а с с т о я н и е п о л у ч а е т с я и з видимого прибавлением к этому последнему влияния Р . г it г 2 Х г г Полное влияние Р . получается путем сумми­ рования всех элементарных Р . , т. е. в пределе путем интегрирования. Но т. к. /г = j / l + 2сд,. где 6—плотность воздуха в нек-ром бесконечнотонком слое, а с—коэф. его преломляющей способности, то ясно, что решение задачи о точном вычислении Р . требует знания закона, распределения плотностей в земной атмосфе­ ре. Но т. к. этот закон, как и закон уменьше­ ния t° воздуха с высотой, от к-рого должен зависеть и первый закон, неизвестен, то при­ ходится устанавливать различные гипотезы о строении земной атмосферы, стремясь к тому,, чтобы вычисленная Р . возможно лучше согла­ совалась с наблюденной. Простейшей гипо­ тезой являлась бы гипотеза уменьшения плот­ ностей воздушных слоев с высотой над поверх­ ностью земли в арифметич. прогрессии. Но такая гипотеза дает для Р . в горизонте лишь 28,5& вместо 35& и является явно неудовлет­ ворительной. Ближе к действительности под­ ходит гипотеза уменьшения плотностей с вы­ сотой в геометрия. прогрессии. Однако вели­ чины Р . для больших зенитных расстояний по< этой гипотезе выходят слишком большими напр. для горизонта 38,5& вместо 35&. Поэтому многие ученые или вводили нек-рые коррек­ тивы в эту гипотезу или представляли зави­ симость между плотностью воздушного слоя и его высотой под поверхностью земли более сложными математич. выражениями. Теорети­ ческими изысканиями в области Р. занимались. Айвори, Лёббок, Бессель, Лаплас, Опольцер, Гюльден, Радо, Ковальский и др. Так к а к при очень больших зенитных расстояниях точ­ ное значение Р . вследствие различных не под­ вергающихся учету атмосферных влияний не м. б. получено, то астрономы редко наблю­ дают светила нюке 10—15° высоты над гори­ зонтом. Д л я зенитных же расстояний, не п р е ­ восходящих 75—80°, все теории дают р е з у л ь ­ таты, согласные между собою и с наблюдения­ ми. Это усматривается из приведенной нижетаблицы, которая дает также представлениео расхождении различных теорий д л я более значительных зенитных расстояний. Видимое зенитное расстояние ^ р ™ " р& д Ополь- Б е с цер сель Лаплас Ггольден Величина Р . меняется с зенитным •расстоя­ нием. В зените, где луч проходит перпендику­ лярно к слоям атмосферы, Р . равна нулю, на высоте 45° над горизонтом она составляет ~ 1 & , наибольшего значения Р . достигает на горизонте, где она равна ~35&. На основании законов преломления элемен­ тарная P. dr при переходе луча из какогонибудь бесконечно тонкого слоя в соседний, более близкий к поверхности земли, предста­ вляется ф-лой dr = j ~4&^r, t g i . usmi В этой ф-ле du—бесконечно малое увеличе­ ние показателя преломления второго из рас­ сматриваемых слоев по сравнению с первым. 75° 3&31" 3&31" 3&34" 3&:U" 3&34" 85° . . . . . . . 9&5Г 9&50" 9&51" 9&51" 9&5СГ 87° 11&21" Н&;2" 14&^3" Ы&гУ Н&-Л" 88° 18&17" 18&18" 1S&23" 18&20" 18&14" 89° 24&36" 24&30" 2 f&5)" 2 Г35" 2V17" 90° i5&6" 35&9" 36&23" 35&u" ЗГ27" Д л я зенитных расстояний, ие очень б л и з к и х к г о р и з о н ­ ту, у д о б н о выражать Р . в виде ряда членов с н е ч е т н ы ­ м и с т е п е ш . м и tg z&, а и м е н н о : г = Atgz&—B t g z & + С t g z & - D t g z&-f-..., где z & — в и д и м о е з е н и т н о е р а с с т о я н и е , s . A , B , C , D —чи­ словые коэф-ты. Этот р я д п о л у ч а е т с я через интегриро­ вание п р и в е д е н н о г о выше д и ф е р е н ц н а л ь н о г о у р - и я Р . a 5 7 Т . к . плотность воздуха изменяется с давле­ нием и t°, то и значение Р . для любого зенит­ ного расстояния также зависит от этих факто­ ров. Поэтому ясно, что для вычисления Р . не­ обходимо записывать при наблюдениях пока­ зания барометра и термометра. Р . д л я н о р ­ мальных показаний барометра и термометра, каковыми являются 760 мм и + 1 0 ° , называет­ ся с р е д н е й Р . Коэф. первого члена выше­ приведенного ряда при нормальных давлении и t° называется п о с т о я н н о й Р . Эта п о с т о я н н а я м . б . о п р е д е л е н а и з н а б л ю д е н и я о к о ­ лополярных звезд в верхней и нижней кульминациях. В настоящее время обычно и щ у т по способу наименьших. ь*вадратов п о п р а в к у к н е к о т о р о м у п р и н я т о м у з н а ч е н и ю »