来自当知百科
跳转到: 导航搜索
大气折射

  天体射来的光线通过地球大气层,受到大气的折射,这种现象和由此引起的折射量统称为大气折射,又称蒙气差。在上稀下密的地球大气层中,天体S发出的光因大气折射率的变化而逐渐弯曲,以致在M点的观测者看到天体在S(的方向。假如z0为天体的真天顶距,z为视天顶距,角ρ=z0-z就是大气折射。大气折射使天体向天顶方向偏折,在天体测量工作中必须修正大气折射的影响。

  约在公元前二世纪,希腊的波西东尼乌斯发现大气折射对测量的影响。后来,托勒密在他的著作《光学》中进一步论述了大气折射问题。在中国,晋代的姜岌是最先提到大气折射的学者。十六世纪,第谷测定了大气折射值。十七世纪,G.D.卡西尼首先建立大气折射理论。此后,不少著名学者,如牛顿布拉得雷拉普拉斯贝塞耳等都对大气折射进行过研究。他们都将密度不同的大气层,假定为一层层与地球同心的均质球壳。由于地球半径很大,天顶附近的各层大气也可以近似地用平行平面层模型来表示。这种模型称为均匀大气模型,即不考虑实际大气中存在的局部不均匀性和不对称性。在对大气物理性质随高度而改变的规律作了某些假定后,可导出若干种计算大气折射的方法。在天顶距小于70°时,算得的结果与实际尚能符合。但当接近地平时,大气折射的精确计算,至今仍是一个尚未解决的问题。

  根据均匀大气模型,大气折射ρ 可表为:

ρ=Atgz+Btg3z,

式中z为观测天顶距,系数A、B仅与测站的大气折射率有关,因而主要与该处大气的温度、压力等物理参数有关。在温度为0℃、压力为760毫米汞柱时大气折射ρ为:

ρ=60妕gz-0?9tg3z,

当天顶距不太大时,可近似地表为:

ρ=60妕gz。

为便于计算,已编有各种大气折射表。根据观测的天顶距和观测时记录的气温和气压,从大气折射表中可以查出大气折射值。至今应用最广的是普尔科沃天文台所编的大气折射表(1870年初版)。

  由于大气的折射率与光的波长有关,大气折射也就因光的颜色而异。这种大气色散效应使得不同光谱型的恒星有不同的大气折射,因而会在观测的天顶距中引入与光谱型有关的误差。由于观测处的气温、气压、水汽压和光波长等参数随时在变化,而且不易测准,所以即使测量了观测处的气温、气压后,算得的大气折射仍含有一定的误差。另一方面,大气结构还受地区性局部气象因素的影响,因而其对称性或多或少地发生变化,所以用理想的均匀大气模型算得的大气折射也就与实际情况有差异。这种差异通常称为反常折射。反常折射可达到十分之一角秒的量级,严重地影响地面光学天体测量仪器的测角精度。除天顶距方向的折射外,还有水平方向的大气折射,称为旁折射,它会给近地面的天文方位角观测带来误差。在人造卫星或月球激光测距工作中,因为大气折射使观测到的光行时间与真空中的实际情况不同,所以必须从测距结果中扣除因大气折射所引起的光程影响。甚长基线干涉测量(见甚长基线干涉仪)和人造卫星多普勒观测也受到大气折射的影响。

个人工具
名字空间

变换
查看
操作
导航
工具箱