Refração atmosférica - Atmospheric refraction

Diagrama mostrando o deslocamento da imagem do Sol ao nascer e pôr do sol

A refração atmosférica é o desvio da luz ou outra onda eletromagnética de uma linha reta ao passar pela atmosfera devido à variação na densidade do ar em função da altura . Esta refração é devido à velocidade da luz através do ar diminuindo (o índice de refração aumenta) com o aumento da densidade. A refração atmosférica perto do solo produz miragens . Essa refração também pode aumentar ou diminuir , ou esticar ou encurtar, as imagens de objetos distantes sem envolver miragens. O ar turbulento pode fazer com que objetos distantes pareçam piscar ou tremeluzir . O termo também se aplica à refração do som . A refração atmosférica é considerada na medição da posição de objetos celestes e terrestres.

A refração astronômica ou celestial faz com que os objetos astronômicos apareçam mais acima do horizonte do que realmente são. A refração terrestre geralmente faz com que os objetos terrestres pareçam mais altos do que realmente são, embora à tarde, quando o ar próximo ao solo é aquecido, os raios podem se curvar para cima fazendo os objetos parecerem mais baixos do que realmente são.

A refração não afeta apenas os raios de luz visíveis, mas toda a radiação eletromagnética , embora em graus variáveis. Por exemplo, no espectro visível , o azul é mais afetado do que o vermelho. Isso pode fazer com que objetos astronômicos pareçam dispersos em um espectro em imagens de alta resolução.

Os refrata atmosfera a imagem de uma depilação crescente da lua , uma vez que se põe no horizonte.

Sempre que possível, os astrônomos irão agendar suas observações em torno dos tempos de culminação , quando os objetos celestes estão mais altos no céu. Da mesma forma, os marinheiros não atirarão uma estrela abaixo de 20 ° acima do horizonte. Se as observações de objetos próximos ao horizonte não podem ser evitadas, é possível equipar um telescópio óptico com sistemas de controle para compensar o deslocamento causado pela refração. Se a dispersão também for um problema (no caso de observações de banda larga em alta resolução), também podem ser empregados corretores de refração atmosférica (feitos de pares de prismas de vidro rotativos ).

Uma vez que a quantidade de refração atmosférica é uma função do gradiente de temperatura , temperatura , pressão e umidade (a quantidade de vapor d'água , que é especialmente importante nos comprimentos de onda do infravermelho médio ), a quantidade de esforço necessária para uma compensação bem-sucedida pode ser proibitiva . Os topógrafos, por outro lado, geralmente agendam suas observações à tarde, quando a magnitude da refração é mínima.

A refração atmosférica se torna mais severa quando os gradientes de temperatura são fortes, e a refração não é uniforme quando a atmosfera é heterogênea, como quando ocorre turbulência no ar. Isso causa condições de visão abaixo do ideal , como o piscar das estrelas e várias deformações na forma aparente do Sol pouco antes do pôr do sol ou após o nascer do sol .

Refração astronômica

A refração atmosférica distorce o disco do Sol em uma forma irregular quando ele se põe no horizonte inferior.

A refração astronômica lida com a posição angular dos corpos celestes, sua aparência como fonte pontual e, por meio da refração diferencial, a forma de corpos estendidos como o Sol e a Lua.

A refração atmosférica da luz de uma estrela é zero no zênite , menos de 1 ′ (um arco-minuto ) a 45 ° de altitude aparente e ainda apenas 5,3 ′ a 10 ° de altitude; aumenta rapidamente à medida que a altitude diminui, atingindo 9,9 ′ a 5 ° de altitude, 18,4 ′ a 2 ° de altitude e 35,4 ′ no horizonte ; todos os valores são para 10 ° C e 1013,25  hPa na parte visível do espectro.

No horizonte, a refração é ligeiramente maior do que o diâmetro aparente do Sol, então, quando a parte inferior do disco solar parece tocar o horizonte, a altitude real do sol é negativa. Se a atmosfera desaparecesse repentinamente neste momento, não se conseguiria ver o sol, pois estaria inteiramente abaixo do horizonte. Por convenção, o nascer e o pôr do sol referem-se aos momentos em que o membro superior do Sol aparece ou desaparece do horizonte e o valor padrão para a altitude real do Sol é −50 ′: −34 ′ para a refração e −16 ′ para o semi do Sol -diâmetro . A altitude de um corpo celeste é normalmente dada para o centro do disco do corpo. No caso da Lua , correções adicionais são necessárias para a paralaxe horizontal da Lua e seu semi-diâmetro aparente; ambos variam com a distância Terra-Lua.

A refração perto do horizonte é altamente variável, principalmente por causa da variabilidade do gradiente de temperatura próximo à superfície da Terra e a sensibilidade geométrica dos raios quase horizontais a essa variabilidade. Já em 1830, Friedrich Bessel descobriu que mesmo depois de aplicar todas as correções de temperatura e pressão (mas não para o gradiente de temperatura) no observador, medições altamente precisas de refração variavam em ± 0,19 ′ a dois graus acima do horizonte e em ± 0,50 ′ a meio grau acima do horizonte. No horizonte e abaixo dele, valores de refração significativamente maiores do que o valor nominal de 35,4 ′ foram observados em uma ampla gama de climas. Georg Constantin Bouris mediu a refração de até 4 ° para estrelas no horizonte no Observatório de Atenas e, durante sua expedição malfadada de Endurance , Sir Ernest Shackleton registrou a refração de 2 ° 37 ′:

“O sol que havia feito 'positivamente sua última aparição' sete dias antes nos surpreendeu ao erguer mais da metade de seu disco acima do horizonte em 8 de maio. Um brilho no horizonte norte se transformou em sol às 11 horas daquele dia. Um quarto de hora depois, o visitante irracional desapareceu novamente, apenas para subir novamente às 11h40, definido às 13h, amanhecer às 13h10 e definindo lentamente às 13h20. Esses fenômenos curiosos ocorreram devido à refração que atingiu 2 ° 37 ′ às 13h20. A temperatura estava 15 ° abaixo de 0 ° Fahr., E calculamos que a refração estava 2 ° acima do normal. ”

As variações diárias do clima afetarão os horários exatos do nascer e do pôr do sol, bem como do nascer e do pôr da lua, e por esse motivo geralmente não é significativo dar origem e definir horários com maior precisão do que o mais próximo minuto. Cálculos mais precisos podem ser úteis para determinar as mudanças do dia a dia em tempos de aumento e ajuste que ocorreriam com o valor padrão para refração se for entendido que mudanças reais podem diferir por causa de variações imprevisíveis na refração.

Como a refração atmosférica é nominalmente 34 ′ no horizonte, mas apenas 29 ′ a 0,5 ° acima dela, o sol poente ou nascente parece ser achatado em cerca de 5 ′ (cerca de 1/6 de seu diâmetro aparente).

Calculando refração

Young distinguiu várias regiões onde diferentes métodos para calcular a refração astronômica eram aplicáveis. Na parte superior do céu, com uma distância zenital inferior a 70 ° (ou uma altitude superior a 20 °), várias fórmulas de refração simples com base no índice de refração (e, portanto, na temperatura, pressão e umidade) no observador são adequados. Entre 20 ° e 5 ° do horizonte, o gradiente de temperatura torna-se o fator dominante e a integração numérica, usando um método como o de Auer e Standish e empregando o gradiente de temperatura da atmosfera padrão e as condições medidas no observador, é necessária. Mais perto do horizonte, as medições reais das mudanças com a altura do gradiente de temperatura local precisam ser empregadas na integração numérica. Abaixo do horizonte astronômico, a refração é tão variável que apenas estimativas grosseiras da refração astronômica podem ser feitas; por exemplo, a hora observada do nascer ou pôr do sol pode variar em vários minutos de um dia para o outro. Como observa o The Nautical Almanac , "os valores reais de ... a refração em baixas altitudes podem, em condições atmosféricas extremas, diferir consideravelmente dos valores médios usados ​​nas tabelas."

Gráfico de refração vs. altitude usando a fórmula de Bennett de 1982

Muitas fórmulas diferentes foram desenvolvidas para calcular a refração astronômica; eles são razoavelmente consistentes, diferindo entre si por alguns minutos de arco no horizonte e tornando-se cada vez mais consistentes à medida que se aproximam do zênite. As formulações mais simples envolviam nada mais do que a temperatura e pressão no observador, potências da cotangente da altitude aparente do corpo astronômico e, em termos de ordem superior, a altura de uma atmosfera homogênea ficcional. A versão mais simples desta fórmula, que Smart considerou ser precisa apenas dentro de 45 ° do zênite, é:

onde R é a refração em radianos , n 0 é o índice de refração no observador (que depende da temperatura e pressão) e h a é a altitude aparente do corpo astronômico.

Uma primeira aproximação simples desta forma, que incorporava diretamente a temperatura e a pressão no observador, foi desenvolvida por George Comstock :

onde R é a refração em segundos do arco, b é a pressão barométrica em milímetros de mercúrio e t é a temperatura Celsius . Comstock considerou que esta fórmula deu resultados dentro de um segundo de arco dos valores de Bessel para a refração de 15 ° acima do horizonte até o zênite.

Outra expansão em termos da terceira potência da cotangente da altitude aparente incorpora H 0 , a altura da atmosfera homogênea , além das condições usuais no observador:

Uma versão desta fórmula é utilizada na União Astronômica Internacional 's Padrões de Astronomia Fundamental ; uma comparação do algoritmo do IAU com procedimentos de traçado de raio mais rigorosos indicou uma concordância dentro de 60 miliarcsegundos em altitudes acima de 15 °.

Bennett desenvolveu outra fórmula empírica simples para calcular a refração da altitude aparente que dá a refração R em minutos de arco:

Esta fórmula é usada no Observatório Naval dos EUA 's Vector Astrometry Software , e é relatado para ser coerente com o algoritmo mais complexo de Garfinkel dentro de 0,07 "em toda a faixa do zênite até o horizonte. Sæmundsson desenvolveu uma fórmula inversa para determinar a refração da altitude real ; se h é a altitude verdadeira em graus, a refração R em minutos de arco é dada por

a fórmula é consistente com a de Bennett dentro de 0,1 ′. As fórmulas de Bennet e Sæmundsson assumem uma pressão atmosférica de 101,0 kPa e uma temperatura de 10 ° C; para pressão P e temperatura T diferentes , a refração calculada a partir dessas fórmulas é multiplicada por

A refração aumenta aproximadamente 1% para cada aumento de pressão de 0,9 kPa e diminui aproximadamente 1% para cada diminuição de pressão de 0,9 kPa. Da mesma forma, a refração aumenta aproximadamente 1% para cada diminuição de 3 ° C na temperatura e diminui aproximadamente 1% para cada aumento de 3 ° C na temperatura.

Efeitos de refração aleatórios

A imagem animada da superfície da Lua mostra os efeitos da turbulência atmosférica na vista.

A turbulência na atmosfera da Terra espalha a luz das estrelas, fazendo-as parecer mais brilhantes e fracas em uma escala de milissegundos . Os componentes mais lentos dessas flutuações são visíveis como cintilações (também chamadas de cintilação ).

A turbulência também causa movimentos pequenos e esporádicos da imagem da estrela e produz distorções rápidas em sua estrutura. Esses efeitos não são visíveis a olho nu , mas podem ser facilmente vistos mesmo em pequenos telescópios. Eles perturbam as condições astronômicas de visão . Alguns telescópios empregam óptica adaptativa para reduzir esse efeito.

Refração terrestre

A refração terrestre , às vezes chamada de refração geodésica , lida com a posição angular aparente e a distância medida dos corpos terrestres. É uma preocupação especial para a produção de mapas e levantamentos precisos . Uma vez que a linha de visão na refração terrestre passa perto da superfície da Terra, a magnitude da refração depende principalmente do gradiente de temperatura perto do solo, que varia amplamente em diferentes horas do dia, estações do ano, a natureza do terreno, o estado do tempo e outros fatores.

Como uma aproximação comum, a refração terrestre é considerada como uma curvatura constante do raio de luz ou linha de visão, na qual o raio pode ser considerado como descrevendo um caminho circular. Uma medida comum de refração é o coeficiente de refração. Infelizmente, existem duas definições diferentes desse coeficiente. Um é a razão do raio da Terra para o raio da linha de visão, o outro é a razão do ângulo que a linha de visão subtende no centro da Terra para o ângulo de refração medido no observador. Uma vez que a última definição mede apenas a curvatura do raio em uma extremidade da linha de visão, é a metade do valor da primeira definição.

O coeficiente de refração está diretamente relacionado ao gradiente de temperatura vertical local e à temperatura e pressão atmosféricas. A versão maior do coeficiente k , medindo a razão entre o raio da Terra e o raio da linha de visão, é dada por:

onde a temperatura T é dada em kelvins , a pressão P em milibares e a altura h em metros. O ângulo de refração aumenta com o coeficiente de refração e com o comprimento da linha de visão.

Embora a linha reta de seu olho até uma montanha distante possa ser bloqueada por uma colina mais próxima, o raio pode se curvar o suficiente para tornar o pico distante visível. Um método conveniente para analisar o efeito da refração na visibilidade é considerar um aumento do raio efetivo do R eff da Terra , dado por

onde R é o raio da Terra ek é o coeficiente de refração. Sob este modelo, o raio pode ser considerado uma linha reta em uma Terra de raio aumentado.

A curvatura do raio refratado em segundos de arco por metro pode ser calculada usando a relação

onde 1 / σ é a curvatura do raio em arcsec por metro, P é a pressão em milibares, T é a temperatura em kelvins e β é o ângulo do raio com a horizontal. Multiplicando a metade da curvatura pelo comprimento do caminho do raio dá o ângulo de refração no observador. Para uma linha de visão próxima ao horizonte, cos β difere pouco da unidade e pode ser ignorado. Isso produz

onde L é o comprimento da linha de visão em metros e Ω é a refração no observador medida em segundos de arco.

Uma aproximação simples é considerar que a altitude aparente de uma montanha ao seu olho (em graus) excederá sua altitude real por sua distância em quilômetros dividida por 1.500. Isso pressupõe uma linha de visão razoavelmente horizontal e densidade do ar comum; se a montanha for muito alta (grande parte da linha de visão está no ar mais rarefeito), divida por 1600.

Veja também

Notas

Referências

Leitura adicional

links externos