대기 굴절

Atmospheric refraction
대기 회절과 혼동해서는 안 된다.
일출과 일몰 시의 태양 이미지 변위를 나타내는 도표

대기 굴절은 높이의 [1]함수로서 공기 밀도의 변화로 인해 대기를 통과할 때 빛이나 다른 전자파가 직선으로부터 이탈하는 것입니다.이러한 굴절은 밀도가 증가함에 따라 공기를 통한 빛의 속도가 감소하기 때문입니다(굴절률 증가).지면 근처의 대기 굴절은 신기루를 만들어낸다.이러한 굴절은 또한 신기루를 수반하지 않고 멀리 있는 물체의 이미지를 올리거나 내리거나 늘리거나 줄일 수 있습니다.난기류는 먼 곳의 물체를 반짝거리거나 반짝이는 것처럼 보이게 할 수 있다.이 용어는 소리의 굴절에도 적용됩니다.대기 굴절은 천체 및 지상 물체의 위치를 측정할 때 고려됩니다.

천문학적 또는 천체의 굴절은 천체물체가 실제보다 더 높은 수평선 위에 나타나게 한다.지상 굴절은 보통 지상 물체가 실제보다 높게 나타나게 하지만, 지상 근처의 공기가 가열되는 오후에는 광선이 위로 휘어지면서 물체가 실제보다 낮게 보일 수 있다.

굴절은 가시광선뿐만 아니라 모든 전자파 방사선에 영향을 미치지만 정도는 다릅니다.예를 들어 가시 스펙트럼에서는 빨간색보다 파란색이 더 영향을 받습니다.이로 인해 고해상도 이미지에서는 천체들이 스펙트럼으로 분산되어 보일 수 있습니다.

대기는 초승달이 [2]지평선으로 질 때 초승달의 이미지를 굴절시킨다.

천문학자들은 가능한 한 천체들이 하늘에서 가장 높은 곳에 있는 절정기를 기준으로 관측 일정을 잡을 것이다.마찬가지로, 선원들은 지평선 위로 20° 이하의 별을 쏘지 않을 것이다.지평선 근처의 물체 관측을 피할 수 없다면 굴절에 의한 변화를 보상하는 광학 망원경을 장착할 수 있다.분산이 문제가 되는 경우(광대역 고해상도 관측의 경우), 대기 굴절 보정기(회전 유리 프리즘 쌍으로 제작)도 사용할 수 있다.

대기 굴절량은 온도 경사, 온도, 압력 및 습도(중적외선 파장에서 특히 중요한 수증기의 양)의 함수이기 때문에 성공적인 보정에 필요한 노력의 양은 엄청날 수 있습니다.반면, 평가관은 종종 굴절 정도가 최소인 오후에 관측 일정을 잡습니다.

온도 구배가 강할 때 대기 굴절이 심해지고, 대기 중에 난류가 발생할 때처럼 대기가 이질적일 때 굴절이 균일하지 않다.이는 해가 지기 직전이나 해가 뜬 직후에 별이 반짝이고 태양의 겉보기 모양이 다양하게 변형되는 것과 같은 최적의 시야 조건을 야기합니다.

천체 굴절

대기 굴절은 태양의 원반이 낮은 지평선에서 기울어질 때 불규칙한 모양으로 뒤틀립니다.

천체 굴절은 천체의 각도 위치, 점원으로서의 모습, 그리고 차등 굴절을 통해 태양과 [3]달과 같은 확장된 물체의 모양을 다룬다.

별에서 나오는 빛의 대기 굴절은 천정에서 0이고, 겉보기 고도 45°에서는 1µ(1 아크 분) 미만이며, 고도 10°에서는 5.3°에 불과하다. 고도가 감소함에 따라 빠르게 증가하여 5° 고도에서는 9.9°, 고도 2° 고도에서는 18.4°, [4]수평선에서는 35.4°C에 도달한다. 모든 값은 10°C와 1013이다.스펙트럼의 가시적인 부분에서 25hPa.

지평선에서의 굴절은 태양의 겉보기 지름보다 약간 크기 때문에, 태양의 원반의 바닥이 지평선에 닿는 것처럼 보일 때, 태양의 실제 고도는 음수입니다.만약 이 순간 대기가 갑자기 사라지면, 태양은 완전히 수평선 아래에 있기 때문에 볼 수 없다.관례상 일출과 일몰은 태양의 상지가 지평선에 나타나거나 사라지는 시간을 말하며, 태양의 실제 고도는 -50º: 굴절의 경우 -34º, 태양의 반경의 경우 -16º이다.천체의 고도는 보통 몸의 원반 중앙으로 지정됩니다.달의 경우, 달의 수평 시차와 겉보기 반경에 대한 추가 보정이 필요하며, 둘 다 지구-달 거리에 따라 달라진다.

지평선 근처의 굴절은 주로 지구 표면 근처의 온도 구배와 이 변화에 대한 거의 수평선의 기하학적 민감도 때문에 매우 가변적이다.1830년, 프리드리히 베셀은 관측자의 온도와 압력에 대한 모든 보정을 적용한 후에도(온도 구배는 적용하지 않음) 매우 정밀한 굴절 측정치가 수평선 위 2도에서는 ±0.19도,[5] 수평선 위에서는 ±0.50도씩 변동한다는 것을 발견했다.수평선 이하에서는 다양한 기후에서 공칭값 35.4µ보다 상당히 높은 굴절값이 관찰되었다.게오르크 콘스탄틴 부리스는 아테네 천문대에서[6] 지평선 상에 있는 별들의 굴절을 4°로 측정했으며, 그의 불운한 지구력 원정 기간 동안 어니스트 섀클턴 경은 2°[7]37º의 굴절을 기록했다.

그는 "7일 전 그의 마지막 모습을 드러낸 태양이 5월 8일 원반의 절반 이상을 지평선 위로 들어 올려 우리를 놀라게 했다"며 "그날 오전 11시 북쪽 지평선의 노을이 태양으로 사라졌다"고 말했다.15분 뒤 이 불합리한 방문객은 다시 사라졌고, 오전 11시 40분에 다시 일어나 오후 1시 10분에 일어나 오후 1시 20분에 멈췄다.이러한 신기한 현상은 오후 1시 20분에 2°37º에 달하는 굴절 때문이다.온도는 화씨 0도 이하 15도였고, 굴절이 정상보다 2도 높은 것으로 계산했습니다."

매일의 날씨 변화는[8] 일출과 일몰의 정확한 시간뿐만 아니라 월출과 일몰에 영향을 미치며, 그러한 이유로 시간을 가장 가까운 [9]시간보다 더 정확하게 만들어 내는 것은 일반적으로 의미가 없다.굴절의 예측 불가능한 변화로 인해 실제 변화가 달라질 수 있다고 이해될 경우 굴절의[note 1] 표준값과 함께 발생하는 일일 상승 및 설정 시간의 변화를 결정하는 데 보다 정밀한 계산이 유용할 수 있습니다.

대기 굴절은 표면적으로는 34°이지만, 0.5° 위에서는 29°밖에 되지 않기 때문에, 석양이나 떠오르는 태양은 약 5°(표지름의 1/6) 평탄한 것으로 보인다.

굴절 계산

Young은[6][11] 천문 굴절 계산법이 서로 다른 여러 지역을 구분했다.천정 거리가 70°(또는 고도 20° 이상) 미만인 상공에서는 관찰자의 굴절률(따라서 온도, 압력 및 습도)에 기초한 다양한 간단한 굴절식이 적절하다.지평선의 20°에서 5° 사이에서는 온도 구배가 지배적인 요인이 되며, Auer 및 Standish와[12] 같은 방법을 사용하고 표준 대기의 온도 구배와 관찰자에서의 측정 조건을 사용하는 수치 적분이 필요하다.수평선에 더 가까이, 국소 온도 구배 높이에 따른 실제 변화를 수치 적분에 적용해야 한다.천문학적 지평선 아래에서는 굴절이 너무 다양해서 천문학적 굴절의 대략적인 추정치만 할 수 있습니다. 예를 들어, 일출이나 일몰의 관측 시간은 매일 몇 분씩 다를 수 있습니다.항해 연감에서 언급되었듯이, "저고도에서의 굴절의 실제 값은 극단적 대기 조건에서는 표에 사용된 평균 값과 상당히 다를 수 있습니다."[13]

Bennett의 1982년 공식을 사용한 굴절 대 고도 그림

천문 굴절을 계산하기 위해 많은 다른 공식들이 개발되었습니다; 그것들은 상당히 일관성이 있고, 수평선에서 몇 분 정도 호를 그리며 서로 다르며, 천정에 가까워질수록 점점 더 일관됩니다.더 간단한 공식은 관측자의 온도와 압력, 천체 겉보기 고도에 대한 공탄젠트의 힘, 그리고 더 높은 차원으로는 가상의 균질 대기의 [14][15]높이에 불과했다.Smart가 천정으로부터 45° 이내에서만 정확하다고 판단한 이 공식의 가장 간단한 버전은 다음과 같습니다.[16][17]

여기서 R은 라디안 단위 굴절, n은0 관측자에서의 굴절률(온도, 압력 및 습도에 따라 다름), h는a 천체의 겉보기 고도 각도입니다.

관찰자의 온도와 압력을 직접 통합한 이 형태의 초기 간단한 근사치는 조지 컴스톡에 [18]의해 개발되었다.

여기서 R은 초 단위의 굴절, b는 밀리미터 단위의 수은, t는 섭씨 단위의 온도입니다.컴스톡은 이 공식으로 지평선 위 15°에서 [18]천정까지의 굴절에 대한 베셀 값의 1초 이내에 결과를 얻었다고 판단했다.

겉보기 고도의 코탄젠트의 세 번째 거듭제곱 측면에서 추가적인 확장은 [17]관찰자의 통상적인 조건에 더하여 균질한 대기의 높이인 H를 포함한다0.

이 공식의 버전은 국제천문연맹의 기초천문표준에 사용되고 있다. IAU의 알고리즘을 보다 엄격한 광선 추적 절차와 비교한 결과, 15°[19] 이상의 고도에서 60밀리초 이내에 일치했다.

Bennett은[20] 굴절 R을 아크 분 단위로 제공하는 겉보기 고도에서 굴절 계산을 위한 또 다른 간단한 경험 공식을 개발했다.

이 공식은 미 해군천문대의 벡터 아스트로메트리 [21]소프트웨어에 사용되며, 천정에서 [9][20]수평선까지 전체 범위에 걸쳐 0.07㎜ 이내의 가핑클의[22] 보다 복잡한 알고리즘과 일치하는 것으로 보고되고 있다.세문드손은[23] 실제 고도에서 굴절을 결정하는 역식을 개발했다; 만약 h가 실제 고도(도 단위)라면, 분 단위로 굴절 R은 다음과 같이 주어진다.

공식은 Bennett의 0.1º 이내와 일치한다.Bennet과 Sémundsson의 공식은 대기압 101.0 kPa와 10 °C의 온도를 가정합니다. 압력 P와 온도 T가 다르면 이러한 공식에서 계산된 굴절은 다음과 같이 곱합니다[9].

굴절은 압력이 0.9kPa 증가할 때마다 약 1% 증가하며 압력이 0.9kPa 감소할 때마다 약 1% 감소합니다.마찬가지로 굴절은 온도가 3°C 감소할 때마다 약 1% 증가하며, 온도가 3°C 증가할 때마다 약 1% 감소합니다.

무작위 굴절 효과

달 표면의 애니메이션 이미지는 풍경에 대한 대기 난류의 영향을 보여준다.

지구 대기의 난기류는 별들의 빛을 산란시켜, 별들이 몇 밀리초의 시간 척도로 더 밝고 희미하게 보이게 한다.이러한 변동의 가장 느린 성분은 반짝임(섬광이라고도 함)으로 나타난다.

난류는 또한 별 이미지의 작은 산발적인 움직임을 유발하며, 그 구조에 빠른 왜곡을 일으킨다.이러한 효과는 육안으로는 볼 수 없지만, 작은 망원경에서도 쉽게 볼 수 있다.그들은 천문학적 시야 조건을 교란시킨다.일부 망원경은 이 효과를 줄이기 위해 적응형 광학 장치를 사용합니다.

지구 굴절

상세 정보:수평 굴절

지구 굴절은 때때로 측지 굴절이라 불리며, 육체의 겉으로 보이는 각도 위치와 측정된 거리를 다룬다.이것은 정확한 지도와 [24][25]측량 제작에 특히 중요하다.지상 굴절의 시선이 지표면 근처를 지나가기 때문에 굴절의 크기는 주로 하루의 시간, 계절, 지형의 특성, 날씨 및 기타 [26]요인에 따라 크게 달라지는 지면 근처의 온도 구배에 따라 달라집니다.

일반적인 근사치로서 지상 굴절은 광선 또는 시선선의 일정한 굴곡으로 간주되며, 여기서 광선은 원형 경로를 나타내는 것으로 간주될 수 있다.굴절의 일반적인 척도는 굴절 계수입니다.불행하게도 이 계수에 대한 두 가지 다른 정의가 있습니다.하나는 [27]시선 반지름에 대한 지구 반지름의 비율이고, 다른 하나는 [28]관찰자가 측정한 굴절각에 대한 지구 중심에서 기울어지는 각도의 비율입니다.후자의 정의는 시선 한쪽 끝에서만 광선의 굴곡을 측정하기 때문에 이전 정의의 절반 값입니다.

굴절 계수는 국소 수직 온도 구배 및 대기 온도 및 압력과 직접 관련이 있습니다.시선 반지름에 대한 지구 반지름의 비율을 측정하는 계수 k의 큰 버전은 다음과 [27]같다.

여기서 온도 T는 켈빈, 압력 P는 밀리바, 높이 h는 미터로 표시됩니다.굴절각은 굴절계수와 시선 길이에 따라 증가한다.

눈에서 먼 산까지의 직선이 가까운 언덕에 가려질 수 있지만, 광선은 먼 봉우리가 보일 정도로 충분히 구부러질 수 있습니다.굴절이 가시성에 미치는 영향을 분석하는 편리한 방법은 다음과 같이 주어진 지구eff[11] R의 증가된 유효 반지름을 고려하는 것입니다.

여기서 R은 지구의 반지름이고 k는 굴절 계수입니다.이 모델에서 광선은 반지름이 증가한 지구에서 직선으로 간주될 수 있습니다.

굴절광선의 곡률(미터당 초)은 다음 관계를[29] 사용하여 계산할 수 있습니다.

여기서 1/θ는 m당 광선의 곡률, P는 밀리바 단위 압력, T는 켈빈 단위 온도, β는 수평에 대한 광선의 각도입니다.곡률의 절반에 광선로의 길이를 곱하면 관찰자의 굴절각을 얻을 수 있습니다.수평선 근처의 시선에서는 β가 단일성과 거의 차이가 없으며 무시할 수 있다.이것은 산출된다.

여기서 L은 미터 단위의 시선 길이이고 δ는 초 단위로 측정된 관찰자에서의 굴절입니다.

간단한 근사치는 눈높이의 산의 겉보기 고도(도 단위)가 실제 고도를 킬로미터 단위로 나눈 값으로 초과한다고 간주하는 것입니다.이것은 상당히 수평인 시야와 일반적인 공기 밀도를 가정합니다. 산이 매우 높으면([citation needed]시선의 대부분이 희박한 공기 중에 있음) 대신 1600으로 나눕니다.

「 」를 참조해 주세요.

메모들

  1. ^ 예를 들어 Meeus[10] 2002를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ 굴절 연구에서는 지면 위의 수직 거리를 나타내는 데 높이라는 용어를 사용하거나 수평선 위의 각도 높이를 나타내는 데 수직 기준과 고도를 사용하는 것이 일반적이다.
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추가 정보

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