MAKMAL SAINTIFIK KANAK-KANAK
pembiasan atmosfera. Makmal Sains Kanak-Kanak Buku Panduan / Makmal Sains Kanak-Kanak pembiasan atmosfera dipanggil sisihan sinar cahaya dari garis lurus apabila ia melalui atmosfera disebabkan oleh perubahan ketumpatan udara dengan ketinggian. Biasan atmosfera berhampiran permukaan bumi mencipta fatamorgana dan boleh menyebabkan objek jauh kelihatan berkelip, menggeletar, di atas atau di bawah kedudukan sebenar mereka. Di samping itu, bentuk objek mungkin diherotkan - ia mungkin kelihatan rata atau terbentang. Penggal "pembiasan" Perkara yang sama berlaku untuk pembiasan bunyi. pembiasan atmosfera adalah sebab objek astronomi naik di atas ufuk agak lebih tinggi daripada yang sebenarnya. Pembiasan menjejaskan bukan sahaja sinaran cahaya tetapi semua sinaran elektromagnet, walaupun pada tahap yang berbeza-beza. Sebagai contoh, dalam cahaya yang boleh dilihat, biru lebih mudah terdedah kepada pembiasan daripada merah. Ini boleh menyebabkan objek astronomi muncul dalam spektrum dalam imej resolusi tinggi. Seboleh-bolehnya, ahli astronomi merancang pemerhatian mereka apabila jasad angkasa melepasi titik kemuncak atas, apabila ia paling tinggi di atas ufuk. Juga, apabila menentukan koordinat kapal, pelayar tidak akan pernah menggunakan peneraju yang ketinggiannya kurang daripada 20 ° di atas ufuk. Sekiranya pemerhatian bintang yang dekat dengan ufuk tidak dapat dielakkan, maka teleskop boleh dilengkapi dengan sistem kawalan untuk mengimbangi anjakan yang disebabkan oleh pembiasan cahaya di atmosfera. Jika penyebaran juga menjadi masalah (dalam hal menggunakan kamera jalur lebar untuk pemerhatian resolusi tinggi), maka pembetulan biasan atmosfera boleh digunakan (menggunakan sepasang prisma kaca berputar). Tetapi kerana tahap pembiasan atmosfera bergantung pada suhu dan tekanan, serta kelembapan (jumlah wap air, yang sangat penting apabila memerhati di tengah-tengah kawasan inframerah spektrum), jumlah usaha yang diperlukan untuk berjaya mengimbangi boleh menjadi larangan. pembiasan atmosfera paling mengganggu pemerhatian apabila ia tidak homogen, seperti apabila terdapat pergolakan di udara. Ini menyebabkan bintang berkelip dan memesongkan bentuk jelas matahari pada waktu matahari terbenam dan matahari terbit. Nilai biasan atmosfera pembiasan atmosfera sama dengan sifar pada zenit, kurang daripada 1' (satu minit lengkok) pada ketinggian ketara 45° di atas ufuk, dan mencapai nilai 5,3' pada ketinggian 10°; pembiasan meningkat dengan cepat dengan penurunan ketinggian, mencapai 9,9' pada ketinggian 5°, 18,4' pada ketinggian 2°, dan 35,4' pada ufuk (1976 Allen, 125); semua nilai yang diperoleh pada 10°C dan tekanan atmosfera 101,3 kPa. Di ufuk, jumlah pembiasan atmosfera adalah lebih besar sedikit daripada diameter jelas Matahari. Oleh itu, apabila cakera penuh matahari kelihatan tepat di atas ufuk, ia kelihatan hanya disebabkan oleh pembiasan, kerana jika tiada atmosfera, maka tidak ada satu bahagian pun cakera suria akan kelihatan. Selaras dengan konvensyen yang diterima, masa matahari terbit dan terbenam dikaitkan dengan masa apabila pinggir atas Matahari muncul atau hilang di atas ufuk; nilai piawai untuk ketinggian sebenar Matahari ialah -50'...-34' untuk pembiasan dan -16' untuk separuh diameter Matahari (ketinggian badan angkasa biasanya diberikan untuk pusat cakeranya). Dalam kes Bulan, pembetulan tambahan diperlukan untuk mengambil kira paralaks mendatar Bulan dan separuh diameternya yang jelas, yang berbeza dengan jarak sistem Bumi-Bulan. Perubahan cuaca harian mempengaruhi masa tepat matahari terbit dan terbenam matahari dan bulan (lihat artikel "Pembiasan di ufuk"), dan atas sebab ini adalah tidak masuk akal untuk memberikan masa matahari terbenam dan matahari terbit dengan ketepatan yang lebih besar daripada satu minit lengkok (ini diterangkan dengan lebih terperinci dalam Algoritma Astronomi, Jean Meeus, 1991, hlm. 103). Pengiraan yang lebih tepat mungkin berguna dalam menentukan variasi hari ke hari dalam waktu matahari terbit dan terbenam menggunakan nilai biasan piawai, kerana difahamkan bahawa perubahan sebenar mungkin berbeza disebabkan oleh perubahan yang tidak dapat diramalkan dalam biasan. Disebabkan pembiasan atmosfera adalah 34' di ufuk, dan hanya 29 minit lengkok pada 0,5° di atas ufuk, pada waktu matahari terbenam atau matahari terbit ia kelihatan diratakan kira-kira 5' (iaitu kira-kira 1/6 daripada diameter jelasnya). Pengiraan pembiasan atmosfera Pengiraan pembiasan yang teliti memerlukan penyepaduan berangka menggunakan kaedah ini yang diterangkan dalam kertas oleh Auer dan Standish Biasan astronomi: pengiraan untuk semua sudut zenit, 2000. Bennett (1982) dalam artikelnya "Pengiraan biasan astronomi untuk aplikasi navigasi marin" memperoleh formula empirikal yang mudah untuk menentukan magnitud biasan sebagai fungsi ketinggian jelas cahaya, menggunakan algoritma daripada Garfinkel (1967) sebagai rujukan, Jika ha - ini ialah ketinggian jelas cahaya dalam darjah, kemudian pembiasan R dalam minit arka akan sama dengan ketepatan formula adalah sehingga 0,07' untuk ketinggian dari 0° hingga -90° (Meeus 1991, 102). Smardson (1986) membangunkan formula untuk menentukan pembiasan berbanding ketinggian sebenar bintang; Jika h ialah ketinggian sebenar bintang dalam darjah, kemudian pembiasan R dalam minit arka ialah formula bersetuju dengan formula Bennett dalam 0.1'. Kedua-dua formula akan benar pada tekanan atmosfera 101,0 kPa dan suhu 10 ° C; untuk tekanan yang berbeza Р dan suhu Т hasil pengiraan pembiasan, yang dibuat mengikut formula ini, hendaklah didarabkan dengan (menurut Meeus, 1991, 103). Pembiasan meningkat kira-kira 1% untuk setiap peningkatan tekanan 0,9 kPa dan berkurangan sebanyak kira-kira 1% untuk setiap penurunan tekanan 0,9 kPa. Begitu juga, pembiasan meningkat kira-kira 1% untuk setiap penurunan suhu 3°C, dan pembiasan berkurangan sebanyak kira-kira 1% untuk setiap kenaikan suhu 3°C.
Kesan atmosfera rawak yang disebabkan oleh pembiasan Pergolakan atmosfera meningkatkan dan mengurangkan kecerahan jelas bintang, menjadikannya lebih terang atau redup dalam milisaat. Komponen perlahan ayunan ini kelihatan kepada kita sebagai kelipan. Di samping itu, pergolakan menyebabkan pergerakan rawak kecil dalam imej bintang yang boleh dilihat, dan juga menghasilkan perubahan pesat dalam strukturnya. Kesan ini tidak dapat dilihat dengan mata kasar, tetapi mudah dilihat walaupun dengan teleskop kecil. Kami mengesyorkan artikel yang menarik bahagian Makmal Sains Kanak-Kanak: Lihat artikel lain bahagian Makmal Sains Kanak-Kanak. Baca dan tulis berguna komen pada artikel ini. Berita terkini sains dan teknologi, elektronik baharu: Kulit tiruan untuk emulasi sentuhan
15.04.2024 Petgugu Global kotoran kucing
15.04.2024 Daya tarikan lelaki penyayang
14.04.2024
Berita menarik lain: ▪ TV CMYK ▪ Keupayaan belajar boleh dilihat pada mata Suapan berita sains dan teknologi, elektronik baharu
Bahan-bahan menarik Perpustakaan Teknikal Percuma: ▪ bahagian tapak Nota kuliah, helaian curang. Pemilihan artikel ▪ pasal kawanan Panurge. Ungkapan popular ▪ artikel Apakah peraturan pertandingan catur dan tinju? Jawapan terperinci ▪ pasal Joster julap. Legenda, penanaman, kaedah aplikasi
Tinggalkan komen anda pada artikel ini: Semua bahasa halaman ini Laman utama | Perpustakaan | artikel | Peta Laman | Ulasan laman web www.diagram.com.ua |