Rahulikus õhkkonnas vaadeldakse olukorda. Tekstülesanded (GY füüsikas). Planeedid ja tähed: mis vahe on?

Maailmas on palju huvitavat. Tähtede vilkumine on üks hämmastavamaid nähtusi. Kui palju erinevaid uskumusi on selle nähtusega seotud! Tundmatu alati hirmutab ja tõmbab samal ajal ligi. Mis on selle nähtuse olemus?

Atmosfääri mõju

Astronoomid on teinud huvitava avastuse: tähtede vilkumisel pole nende muutustega mingit pistmist. Miks siis tähed öötaevas vilksatavad? See kõik puudutab külma ja kuuma õhu voogude liikumist atmosfääris. Seal, kus soojad kihid lähevad üle külmadest, tekivad õhupöörised. Nende keeriste mõjul valguskiired moonutatakse. Nii painduvad valguskiired, muutes tähtede näivat asendit.

Huvitav fakt on see, et tähed ei vilgu üldse. See nägemus on loodud maa peal. Vaatlejate silmad tajuvad tähelt tulevat valgust pärast seda, kui see läbib atmosfääri. Seetõttu võime küsimusele, miks tähed vilkuvad, vastata, et tähed ei vilgu, vaid nähtus, mida maa peal vaatleme, on tähelt läbi atmosfääri õhukihtide liikunud valguse moonutamine. Kui selliseid õhuliigutusi ei toimuks, ei oleks virvendust täheldatud isegi kosmose kõige kaugema tähe pealt.

Teaduslik selgitus

Kui laiendada üksikasjalikumalt küsimust, miks tähed vilkuvad, siis tasub tähele panna, et seda protsessi täheldatakse siis, kui tähe valgus liigub tihedamast atmosfäärikihist vähemtihedasse. Lisaks, nagu eespool mainitud, liiguvad need kihid üksteise suhtes pidevalt. Füüsikaseadustest teame, et soe õhk tõuseb ja külm õhk, vastupidi, vajub. Just siis, kui valgus ületab selle kihi piiri, näeme vilkumist.

Läbides erineva tihedusega õhukihte, hakkab tähtede valgus vilkuma ning nende piirjooned hägustuvad ja pilt suureneb. Samal ajal muutub ka kiirguse intensiivsus ja vastavalt heledus. Seega mõistsid teadlased ülalkirjeldatud protsesse uurides ja jälgides, miks tähed vilguvad ja nende värelus on erineva intensiivsusega. Teaduses nimetatakse seda valguse intensiivsuse muutust stsintillatsiooniks.

Planeedid ja tähed: mis vahe on?

Veel üks huvitav fakt on see, et mitte iga helendav kosmiline objekt ei tekita stsintillatsiooni nähtusest lähtuvat valgust. Võtame planeedid. Nad peegeldavad ka päikesevalgust, kuid ei virvenda. Planeeti eristab tähest kiirguse olemus. Jah, tähe valgus vilgub, aga planeedi valgus mitte.

Alates iidsetest aegadest on inimkond õppinud kosmoses navigeerima tähtede abil. Neil päevil, mil täppisinstrumente ei leiutatud, aitas taevas õiget teed leida. Ja tänapäeval pole see teadmine oma tähtsust kaotanud. Astronoomia kui teadus sai alguse 16. sajandil, mil esmakordselt leiutati teleskoop. Siis hakkasid nad tähelepanelikult jälgima tähtede valgust ja uurima seadusi, mille järgi nad sädelevad. Sõna astronoomia kreeka keelest tõlgituna on see "tähtede seadus".

Täheteadus

Astronoomia uurib Universumit ja taevakehi, nende liikumist, asukohta, ehitust ja päritolu. Tänu teaduse arengule on astronoomid selgitanud, kuidas erineb taevas vilkuv täht planeedist, kuidas toimub taevakehade, nende süsteemide ja satelliitide areng. See teadus on vaadanud palju kaugemale päikesesüsteemi piiridest. Astronoomiateadus uurib pulsareid, kvasareid, udukogusid, asteroide, galaktikaid, musti auke, tähtedevahelist ja planeetidevahelist ainet, komeete, meteoriite ja kõike, mis on kosmosega seotud.

Sädeleva tähevalguse intensiivsust ja värvi mõjutavad ka atmosfääri kõrgus ja horisondi lähedus. On lihtne märgata, et selle lähedal asuvad tähed säravad heledamalt ja säravad erinevates värvides. See vaatepilt muutub eriti kauniks pakaselistel öödel või vahetult pärast vihma. Nendel hetkedel on taevas pilvitu, mis aitab kaasa heledamale virvendusele. Siriusel on eriline sära.

Atmosfäär ja tähevalgus

Kui soovite tähtede vilkumist jälgida, peaksite mõistma, et seniidi rahuliku atmosfääriga on see võimalik vaid aeg-ajalt. Valgusvoo heledus muutub pidevalt. See on jällegi tingitud valguskiirte kõrvalekaldumisest, mis on ebaühtlaselt koondunud maapinna kohale. Tuul mõjutab ka tähepilti. Sel juhul satub tähepanoraami vaatleja pidevalt vaheldumisi pimendatud või valgustatud alale.

Kui vaadelda tähti, mis asuvad kõrgemal kui 50°, ei ole värvimuutus märgatav. Kuid tähed, mis on alla 35°, vilguvad ja muudavad värvi üsna sageli. Väga intensiivne värelemine viitab atmosfääri heterogeensusele, mis on otseselt seotud meteoroloogiaga. Tähtede vilkumist jälgides märgati, et see kipub intensiivistuma madalal atmosfäärirõhul ja temperatuuril. Virvenduse suurenemist võib märgata ka niiskuse suurenemisega. Stsintillatsiooni abil on aga võimatu ilma ennustada. Atmosfääri seisund sõltub väga paljudest erinevatest teguritest, mis ei võimalda teha ilmastiku kohta järeldusi ainult tähesärast. Muidugi mõned asjad töötavad, kuid sellel nähtusel on siiski oma ebaselgused ja mõistatused.

Kas olete kunagi mõelnud, miks pole tähti päevasel ajal taevas näha? Õhk on ju päeval sama läbipaistev kui öösel. Asi on selles, et päevasel ajal hajutab atmosfäär päikesevalgust.

Kujutage ette, et viibite õhtul hästi valgustatud ruumis. Läbi aknaklaasi on üsna selgelt näha väljas asuvad eredad tuled. Kuid nõrgalt valgustatud objekte on peaaegu võimatu näha. Kuid niipea, kui lülitate ruumis valguse välja, lakkab klaas meie nägemist takistamast.

Midagi sarnast juhtub ka taevast vaadeldes: päeval on meie kohal olev atmosfäär eredalt valgustatud ja läbi selle paistab Päike, kuid kaugete tähtede nõrk valgus läbi ei pääse. Kuid pärast seda, kui Päike vajub horisondi alla ja päikesevalgus (ja koos sellega ka õhust hajutatud valgus) "kustub", muutub atmosfäär "läbipaistvaks" ja tähti saab jälgida.

Kosmoses on asi hoopis teine. Kui kosmoselaev tõuseb kõrgusele, jäävad alla tihedad atmosfäärikihid ja taevas tumeneb järk-järgult.

Umbes 200-300 km kõrgusel, kus tavaliselt lendavad mehitatud kosmoselaevad, on taevas täiesti must. See on alati must, isegi kui Päike on parajasti selle nähtaval kohal.

«Taevas on täiesti must. Tähed selles taevas tunduvad mõnevõrra heledamad ja on musta taeva taustal paremini nähtavad,” kirjeldas esimene kosmonaut Yu. A. Gagarin oma kosmosemuljeid.

Kuid ometi pole isegi taeva päevasel poolel asuvast kosmoselaevast näha mitte kõiki tähti, vaid ainult kõige heledamaid. Silma häirib Päikese pimestav valgus ja Maa valgus.

Kui vaatame Maalt taevast, näeme selgelt, et kõik tähed vilguvad. Tundub, et need tuhmuvad, seejärel süttivad, särades erinevate värvidega. Ja mida madalamal täht horisondi kohal asub, seda tugevam on virvendus.

Tähtede vilkumine on seletatav ka atmosfääri olemasoluga. Enne meie silmadeni jõudmist läbib tähe kiirgav valgus atmosfääri. Atmosfääris on alati soojema ja külmema õhu massid. Selle tihedus sõltub konkreetse piirkonna õhutemperatuurist. Ühest piirkonnast teise liikudes kogevad valguskiired murdumist. Nende levimise suund muutub. Tänu sellele on nad mõnel pool maapinna kohal koondunud, teisal suhteliselt haruldased. Õhumasside pideva liikumise tulemusena need tsoonid pidevalt nihkuvad ning vaatleja näeb tähtede heleduse kas suurenemist või vähenemist. Kuid kuna erinevat värvi kiired ei murdu võrdselt, ei toimu erinevate värvide tugevnemise ja nõrgenemise hetked üheaegselt.

Lisaks võivad tähtede vilkumises teatud rolli mängida ka muud keerukamad optilised efektid.

Teleskooppiltide kvaliteeti mõjutavad ka sooja ja külma õhukihi olemasolu ning õhumasside intensiivne liikumine.

Kus on parimad tingimused astronoomilisteks vaatlusteks: mägedes või tasandikel, mererannas või sisemaal, metsas või kõrbes? Ja üldiselt, mis on astronoomidele parem – kümme pilvitu ööd ühe kuu jooksul või üks selge öö, aga üks siis, kui õhk on täiesti selge ja rahulik?

See on vaid väike osa probleemidest, mis tuleb lahendada observatooriumite rajamise ja suurte teleskoopide paigaldamise koha valimisel. Selliste probleemidega tegeleb eriline teadusvaldkond – astroklimatoloogia.

Loomulikult on parimad tingimused astronoomilisteks vaatlusteks väljaspool atmosfääri tihedaid kihte, kosmoses. Muide, siinsed tähed ei vilgu, vaid põlevad külma rahuliku valgusega.

Tuttavad tähtkujud näevad kosmoses välja täpselt samasugused kui Maal. Tähed asuvad meist tohutul kaugusel ja maapinnast mõnesaja kilomeetri kaugusel eemaldumine ei saa nende näivas suhtelises asendis midagi muuta. Isegi Pluutolt vaadeldes oleksid tähtkujude piirjooned täpselt samad.

Madala maa orbiidil liikuva kosmoseaparaadi ühe orbiidi ajal näete põhimõtteliselt kõiki maa taeva tähtkujusid. Tähtede vaatlemine kosmosest pakub kahekordset huvi: astronoomiline ja navigatsiooniline. Eelkõige on väga oluline jälgida atmosfääri poolt modifitseerimata tähevalgust.

Tähtede järgi navigeerimine pole kosmoses vähem oluline. Eelvalitud "võrdlustähti" jälgides saate mitte ainult laeva orienteerida, vaid ka määrata selle asukoha ruumis.

Astronoomid on pikka aega unistanud tulevastest vaatluskeskustest Kuu pinnal. Tundus, et atmosfääri täielik puudumine peaks looma Maa looduslikul satelliidil ideaalsed tingimused astronoomilisteks vaatlusteks nii kuuööl kui ka päeval.

Maa atmosfääri läbides muudavad valguskiired oma sirget suunda. Atmosfääri tiheduse suurenemise tõttu suureneb valguskiirte murdumine Maa pinnale lähenedes. Selle tulemusena näeb vaatleja taevakehasid justkui tõstetud horisondi kohale nurga all, mida nimetatakse astronoomiliseks murdumiseks.

Murdumine on üks peamisi nii süstemaatiliste kui ka juhuslike vaatlusvigade allikaid. Aastal 1906 Newcomb kirjutas, et pole ühtegi praktilise astronoomia haru, millest oleks nii palju kirjutatud kui murdumisest ja mis oleks nii ebarahuldavas seisus. Kuni 20. sajandi keskpaigani vähendasid astronoomid oma vaatlusi 19. sajandil koostatud murdutabelite abil. Kõigi vanade teooriate peamiseks puuduseks oli ebatäpne arusaam Maa atmosfääri struktuurist.

Võtame Maa AB pinna sfääriks raadiusega OA=R ja kujutleme Maa atmosfääri sellega kontsentriliste kihtidena aw, 1 in 1 ja 2 in 2...tihedustega, mis kasvavad kihtide lähenedes maapinnale (joon. 2.7). Siis jõuab mõnest väga kaugest kehast atmosfääris murdunud kiir SA punkti A suunas S¢A, kaldudes kõrvale oma algasendist SA või sellega paralleelsest suunast S²A teatud nurga võrra S¢AS²= r, mida nimetatakse astronoomiliseks murdumiseks. Kõik kõvera kiire SA elemendid ja selle lõplik näiv suund AS¢ asuvad samal vertikaaltasandil ZAOS. Järelikult suurendab astronoomiline murdumine ainult valgusti tegelikku suunda seda läbival vertikaaltasandil.

Tähe nurkkõrgust horisondi kohal nimetatakse astronoomias tähe kõrguseks. Nurk S¢AH = h¢ on tähe näiv kõrgus ja nurk S²AH = h = h¢ - r on selle tegelik kõrgus. Nurk z on valgusti tõeline seniidi kaugus ja z¢ on selle nähtav väärtus.

Murdumise määr sõltub paljudest teguritest ja võib muutuda igas kohas Maal, isegi päeva jooksul. Keskmiste tingimuste jaoks saadi ligikaudne murdumisvalem:

Dh = -0,9666 ctg h¢. (2.1)

Koefitsient 0,9666 vastab atmosfääri tihedusele temperatuuril +10°C ja rõhul 760 mm Hg. Kui atmosfääri omadused on erinevad, siis tuleb valemi (2.1) järgi arvutatud murdumisparandus korrigeerida temperatuuri ja rõhu korrektsioonidega.

Joonis 2.7 Astronoomiline murdumine

Astronoomilise murdumise arvessevõtmiseks astronoomiliste määramiste seniitmeetodites mõõdetakse valgustite seniidikauguste vaatlemisel temperatuuri ja õhurõhku. Täpsete astronoomiliste määramiste meetodite puhul mõõdetakse valgustite seniidikaugusi vahemikus 10° kuni 60°. Ülemine piir tuleneb instrumentaalvigadest, alumine piir on tingitud murdumistabelite vigadest.

Valgusti seniidi kaugus, mida on korrigeeritud murdumiskorrektsiooniga, arvutatakse järgmise valemiga:

Keskmine (normaalne temperatuuril +10°C ja rõhul 760 mm Hg.) murdumine, arvutatud z¢;

Õhutemperatuuri arvestav koefitsient, mis arvutatakse temperatuuri väärtusest;

B– õhurõhku arvestav koefitsient.

Paljud teadlased uurisid murdumise teooriat. Esialgu eeldati, et atmosfääri erinevate kihtide tihedus väheneb nende kihtide kõrguse kasvades aritmeetilises progressioonis (Bouguer). Kuid see eeldus tunnistati peagi kõigis aspektides mitterahuldavaks, kuna see tõi kaasa liiga väikese murdumisväärtuse ja liiga kiire temperatuuri languse kõrgusega Maa pinnast.

Newton oletas, et atmosfääri tihedus väheneb kõrgusega vastavalt geomeetrilise progressiooni seadusele. Ja see hüpotees osutus ebarahuldavaks. Selle hüpoteesi kohaselt selgus, et temperatuur kõigis atmosfääri kihtides peaks jääma konstantseks ja võrdseks Maa pinna temperatuuriga.

Kõige geniaalsem oli Laplace'i hüpotees, vahepealne kahe ülaltoodud vahel. Prantsuse astronoomilises kalendris igal aastal avaldatud murdumise tabelid põhinesid sellel Laplace'i hüpoteesil.

Maa atmosfäär oma ebastabiilsusega (turbulents, murdumismuutused) seab piiri astronoomiliste vaatluste täpsusele Maalt.

Suurte astronoomiliste instrumentide paigaldamise koha valimisel uuritakse kõigepealt põhjalikult piirkonna astrokliimat, mille all mõistetakse tegurite kogumit, mis moonutavad atmosfääri läbivate taevaobjektide kiirguse lainefrondi kuju. Kui lainefront jõuab seadmeni moonutamata, saab seade sel juhul töötada maksimaalse efektiivsusega (teoreetilisele läheneva eraldusvõimega).

Nagu selgus, langeb teleskooppildi kvaliteet peamiselt atmosfääri maapinna kihi tekitatud häirete tõttu. Maa oma öise soojuskiirguse tõttu jahtub oluliselt ja jahutab külgnevat õhukihti. Õhutemperatuuri muutus 1 °C võrra muudab selle murdumisnäitaja 10 -6 võrra. Eraldatud mäetippudel võib olulise temperatuurierinevuse (gradiendiga) õhukihi paksus ulatuda mitmekümne meetrini. Öösel orgudes ja tasastel aladel on see kiht palju paksem ja võib ulatuda sadade meetriteni. See seletab astronoomiliste observatooriumite asukohtade valikut mäeharjade sõlmpunktides ja üksikutel tippudel, kust tihedam külm õhk võib voolata orgudesse. Teleskoobitorni kõrgus valitakse selliselt, et seade asuks temperatuuri ebaühtluse peamise piirkonna kohal.

Astrokliima oluline tegur on tuul atmosfääri pinnakihis. Segades külma ja sooja õhu kihte, põhjustab see seadme kohal asuvas õhusambas tiheduse ebaühtluse ilmnemise. Ebahomogeensused, mille mõõtmed on väiksemad kui teleskoobi läbimõõt, põhjustavad kujutise defokuseerimist. Suuremad tiheduse kõikumised (mitu meetrit või rohkem) ei põhjusta lainefrondi teravaid moonutusi ja põhjustavad peamiselt pildi nihkumist, mitte aga teravust.

Atmosfääri ülemistes kihtides (tropopausi ajal) täheldatakse ka õhu tiheduse ja murdumisnäitaja kõikumisi. Kuid tropopausi häired ei mõjuta märgatavalt optiliste instrumentide poolt toodetud kujutiste kvaliteeti, kuna seal on temperatuurigradiendid palju väiksemad kui pinnakihis. Need kihid ei tekita värinat, vaid tähtede vilkumist.

Astrokliima uuringutes luuakse seos ilmateenistuse poolt fikseeritud selgete päevade arvu ja astronoomilisteks vaatlusteks sobivate ööde vahel. Endise NSV Liidu territooriumi astroklimaatilise analüüsi kohaselt on kõige soodsamad piirkonnad mõned Kesk-Aasia riikide mägised piirkonnad.

Maapealne murdumine

Maapealsete objektide kiired, kui nad liiguvad atmosfääris piisavalt pika tee, kogevad samuti murdumist. Kiirte trajektoor on murdumise mõjul painutatud ja me näeme neid vales kohas või vales suunas, kus nad tegelikult on. Teatud tingimustel tekivad maapealse murdumise tagajärjel miraažid – kaugete objektide valepildid.

Maapinna murdumisnurk a on nurk vaadeldava objekti näiva ja tegeliku asukoha suuna vahel (joonis 2.8). Nurga a väärtus sõltub kaugusest vaadeldava objektini ja vertikaalsest temperatuurigradiendist atmosfääri pinnakihis, milles toimub kiirte levimine maapealsetelt objektidelt.

Joon.2.8. Maapealse murdumise ilming vaatluse ajal:

a) – alt üles, b) – ülevalt alla, a – maapealse murdumise nurk

Geodeetiline (geomeetriline) nähtavuse vahemik on seotud maapealse murdumisega (joon. 2.9). Oletame, et vaatleja asub punktis A teatud kõrgusel hH maapinnast kõrgemal ja vaatleb horisonti punkti B suunas. NAN-tasand on maakera raadiusega risti läbiv horisontaaltasand, mis läbib punkti A, nn. matemaatilise horisondi tasapind. Kui valguskiired leviksid atmosfääris sirgjooneliselt, oleks Maa kaugeim punkt, mida punktist A vaatleja saaks näha, punkt B. Kaugus selle punktini (maakera puutuja AB) on geodeetiline (või geomeetriline) nähtavuse vahemik. D 0 . Maapinna lõhkeaine ringjoon on vaatleja geodeetiline (või geomeetriline) horisont. D 0 väärtus määratakse ainult geomeetriliste parameetritega: Maa raadius R ja vaatleja kõrgus h H ning on võrdne D o ≈ √ 2Rh H = 3,57√ h H, mis tuleneb jooniselt 2.9.

Joon.2.9. Maapealne murdumine: matemaatilised (NN) ja geodeetilised (BB) horisondid, geodeetiline nähtavuse vahemik (AB=D 0)

Kui vaatleja vaatleb objekti, mis asub kõrgusel h maapinnast kõrgemal, siis on geodeetiline vahemik kaugus AC = 3,57 (√ h H + √ h pr). Need väited oleksid tõesed, kui valgus liiguks atmosfääris sirgjooneliselt. Aga see pole tõsi. Temperatuuri ja õhutiheduse normaalse jaotuse korral maakihis on valguskiire trajektoori kujutav kõverjoon nõgusa küljega Maa poole. Seetõttu ei ole kaugeim punkt, mida A-st vaatleja näeb, mitte B, vaid B¢. Geodeetilise nähtavuse vahemik AB¢, võttes arvesse murdumist, on keskmiselt 6-7% suurem ja valemites oleva koefitsiendi 3,57 asemel on koefitsient 3,82. Geodeetiline ulatus arvutatakse valemite abil

, h - m, D - km, R - 6378 km

Kus h n ja h pr – meetrites, D – kilomeetrites.

Keskmist kasvu inimese jaoks on horisondi kaugus Maal umbes 5 km. Kosmoselaevaga Sojuz-8 lennanud kosmonautide V. A. Šatalovi ja A. S. Elisejevi jaoks oli horisondi ulatus perigees (kõrgus 205 km) 1730 km ja apogees (kõrgus 223 km) – 1800 km.

Raadiolainete puhul on murdumine peaaegu sõltumatu lainepikkusest, kuid lisaks temperatuurile ja rõhule sõltub see ka veeauru sisaldusest õhus. Samades temperatuuri- ja rõhumuutuste tingimustes murduvad raadiolained tugevamalt kui kerged, eriti kõrge õhuniiskuse korral.

Seetõttu on horisondi ulatuse määramise või objekti tuvastamise valemites juure ees oleva radarikiire abil koefitsient 4,08. Järelikult on radarisüsteemi horisont ligikaudu 11% kaugemal.

Raadiolained peegelduvad hästi maapinnalt ja inversiooni alumiselt piirilt ehk madala õhuniiskuse kihilt. Sellises ainulaadses lainejuhis, mille moodustavad maa pind ja inversiooni alus, võivad raadiolained levida väga pikki vahemaid. Neid raadiolainete levimise omadusi kasutatakse radaris edukalt.

Maakihi õhutemperatuur, eriti selle alumises osas, ei lange alati kõrgusega. See võib väheneda erineva kiirusega, see ei pruugi muutuda koos pikkusega (isotermia) ja see võib suureneda koos pikkusega (inversioon). Sõltuvalt temperatuurigradiendi suurusest ja märgist võib murdumisel olla nähtava horisondi ulatusele erinev mõju.

vertikaalne temperatuurigradient homogeenses atmosfääris, kus õhu tihedus ei muutu kõrgusega, g 0 = 3,42 °C/100 m. Mõelgem, milline saab olema kiirte trajektoor AB erinevatel temperatuurigradientidel Maa pinnal.

Lase , s.t. õhutemperatuur langeb kõrgusega. Selle tingimuse korral väheneb murdumisnäitaja ka kõrgusega. Valguskiire trajektoor on sel juhul nõgusa küljega maapinna poole (joonis 2.9 trajektoor AB¢). Seda murdumist nimetatakse positiivseks. Kaugeim punkt IN¢ vaatleja näeb kiirtee viimase puutuja suunas. See puutuja, s.o. murdumise tõttu nähtav horisont on võrdne matemaatilise horisondiga NAS nurk D, väiksem kui nurk d. Nurk d on nurk matemaatilise ja geomeetrilise horisondi vahel ilma murdumiseta. Seega on nähtav horisont tõusnud nurga võrra ( d- D) ja laiendatud, kuna D > D0.

Nüüd kujutame seda ette g järk-järgult väheneb, s.t. Temperatuur langeb kõrgusega aina aeglasemalt. Saabub hetk, mil temperatuurigradient muutub nulliks (isotermia) ja seejärel muutub temperatuurigradient negatiivseks. Temperatuur enam ei lange, vaid tõuseb kõrgusega, s.t. täheldatakse temperatuuri inversiooni. Kui temperatuurigradient väheneb ja läbib nulli, tõuseb nähtav horisont aina kõrgemale ja saabub hetk, mil D võrdub nulliga. Nähtav geodeetiline horisont tõuseb matemaatiliseks. Maa pind näis sirguvat ja tasaseks muutuvat. Geodeetiline nähtavuse ulatus on lõpmatult suur. Kiire kõverusraadius sai võrdseks maakera raadiusega.

Veelgi tugevama temperatuuri inversiooni korral muutub D negatiivseks. Nähtav horisont on tõusnud matemaatilisest kõrgemale. Vaatlejale punktis A tundub, et ta on tohutu basseini põhjas. Horisondi tõttu tõusevad geodeetilisest horisondist kaugel asuvad objektid üles ja muutuvad nähtavaks (justkui hõljuks õhus) (joonis 2.10).

Selliseid nähtusi võib täheldada polaarmaades. Niisiis võib Ameerika Kanada Kanada rannikult läbi Smithi väina mõnikord näha Gröönimaa rannikut koos kõigi sellel asuvate hoonetega. Kaugus Gröönimaa rannikust on umbes 70 km, geodeetilise nähtavuse ulatus aga mitte rohkem kui 20 km. Veel üks näide. Hastingsist, Pas-de-Calais' väina Inglise poolel, nägin Prantsusmaa rannikut, mis asub üle väina umbes 75 km kaugusel.

Joon.2.10. Ebatavalise murdumise nähtus polaarmaades

Oletame nüüd, et g=g 0, seega ei muutu õhutihedus kõrgusega (homogeenne atmosfäär), puudub murdumine ja D=D 0 .

Kell g > g 0 murdumisnäitaja ja õhutihedus suurenevad kõrgusega. Sel juhul on valguskiirte trajektoor kumera küljega maapinna poole. Seda murdumist nimetatakse negatiivseks. Viimane punkt Maal, mida A-s asuv vaatleja näeb, on B². Nähtav horisont AB² kitsenes ja langes nurga alla (D - d).

Arutletu põhjal saame sõnastada järgmise reegli: kui valguskiire levimisel atmosfääris muutub õhutihedus (ja seega ka murdumisnäitaja), siis valguskiir paindub nii, et selle trajektoor on alati kumer õhu tiheduse (ja murdumisnäitaja) vähenemise suunas .

Refraktsioon ja miraažid

Sõna miraaž on prantsuse päritolu ja sellel on kaks tähendust: "peegeldus" ja "petlik nägemine". Selle sõna mõlemad tähendused peegeldavad hästi nähtuse olemust. Miraaž on kujutis Maal tegelikult eksisteerivast objektist, mis on sageli suurendatud ja tugevasti moonutatud. Miraažid on mitut tüüpi, sõltuvalt sellest, kus kujutis objekti suhtes asub: ülemine, alumine, külgmine ja kompleksne. Kõige sagedamini täheldatakse kõrgemaid ja madalamaid miraaže, mis tekivad ebatavalise tiheduse (ja seega ka murdumisnäitaja) kõrguse jaotumise korral, kui teatud kõrgusel või Maa pinna lähedal on suhteliselt õhuke kiht väga soe õhk (madala murdumisnäitajaga), milles maapealsetelt objektidelt tulevad kiired peegelduvad täielikult. See juhtub siis, kui kiired langevad sellele kihile nurga all, mis on suurem kui sisemise täieliku peegelduse nurk. See soojem õhukiht täidab õhupeegli rolli, peegeldades sinna langevaid kiiri.

Suuremad miraažid (joonis 2.11) tekivad tugevate temperatuuriinversioonide korral, kui õhu tihedus ja murdumisnäitaja vähenevad kiiresti kõrgusega. Kõrgemate miraažide puhul asub kujutis objekti kohal.

Joon.2.11. Superior Mirage

Valguskiirte trajektoorid on näidatud joonisel (2.11). Oletame, et Maa pind on tasane ja sellega paralleelselt asetsevad võrdse tihedusega kihid. Kuna tihedus väheneb koos kõrgusega, siis . Soe kiht, mis toimib peeglina, asub kõrgusel. Selles kihis, kui kiirte langemisnurk võrdub murdumisnäitajaga (), pöörduvad kiired tagasi maapinnale. Vaatleja saab korraga näha objekti ennast (kui see ei asu horisondi taga) ja üht või mitut pilti selle kohal – püstises ja tagurpidi.

Joon.2.12. Kompleksne suurepärane miraaž

Joonisel fig. Joonisel 2.12 on kujutatud keerulise ülemise miraaži esinemise skeem. Objekt ise on nähtav ab, tema kohal on otsene pilt temast a¢b¢, tagurpidi in²b² ja jälle otse a²¢b²¢. Selline miraaž võib tekkida siis, kui õhutihedus väheneb kõrgusega, kõigepealt aeglaselt, siis kiiresti ja jälle aeglaselt. Pilt muutub tagurpidi, kui objekti äärmistest punktidest tulevad kiired ristuvad. Kui objekt asub kaugel (horisondist tagapool), siis ei pruugi objekt ise olla nähtav, kuid selle kõrgele õhku tõstetud kujutised on nähtavad suurtest kaugustest.

Lomonossovi linn asub Soome lahe kaldal, 40 km kaugusel Peterburist. Tavaliselt alates Lomonosovist Peterburi pole üldse näha või on näha väga halvasti. Mõnikord on Peterburi nähtav "ühe pilguga". See on üks näide kõrgematest miraažidest.

Ilmselt peaks ülemiste miraažide hulka kuuluma vähemalt osa nn kummituslikest maadest, mida Arktikas aastakümneid otsiti ja mida ei leitudki. Eriti kaua otsisid nad Sannikovi maad.

Yakov Sannikov oli jahimees ja tegeles karusnahakaubandusega. Aastal 1811 Ta asus koertega üle jää Uus-Siberi saarte rühma ja nägi Kotelnõi saare põhjatipust ookeanis tundmatut saart. Tal ei õnnestunud sinna jõuda, kuid teatas uue saare avastamisest valitsusele. Augustis 1886 E.V Tol nägi oma ekspeditsioonil Uus-Siberi saartele ka Sannikovi saart ja kirjutas oma päevikusse: „Silmapiir on täiesti selge. Kirde suunas, 14-18 kraadi, olid selgelt näha nelja mesa kontuurid, mis ühendusid idas madala maaga. Seega sai Sannikovi sõnum täielikult kinnitust. Seetõttu on meil õigus tõmmata kaardil sobivasse kohta punktiirjoon ja kirjutada sellele: "Sannikovi maa."

Tol andis 16 aastat oma elust Sannikovi maa otsimisele. Ta korraldas ja viis läbi kolm ekspeditsiooni Uus-Siberi saarte piirkonda. Viimase ekspeditsiooni ajal kuunaril “Zarya” (1900–1902) suri Tolja ekspeditsioon Sannikovi maad leidmata. Keegi ei näinud enam Sannikovi maad. Võib-olla oli see miraaž, mis ilmub samasse kohta teatud aegadel aastas. Nii Sannikov kui Tol nägid miraaži samast saarest, mis asus selles suunas, ainult palju kaugemal ookeanis. Võib-olla oli see üks De Longi saartest. Võib-olla oli see tohutu jäämägi – terve jääsaar. Sellised jäämäed, mille pindala on kuni 100 km2, rändavad üle ookeani mitu aastakümmet.

Miraaž ei petnud inimesi alati. Inglise polaaruurija Robert Scott 1902. aastal. Antarktikas nägin mägesid justkui õhus rippumas. Scott pakkus, et horisondi taga on mäeahelik. Ja tõepoolest, Norra polaaruurija Raoul Amundsen avastas mäeaheliku hiljem täpselt seal, kus Scott eeldas, et see asub.

Joon.2.13. Inferior Mirage

Inferior miraažid (joon. 2.13) tekivad väga kiire temperatuuri languse korral kõrgusega, s.o. väga suurte temperatuurigradientide korral. Õhupeegli rolli täidab õhukese pinna kõige soojem õhukiht. Miraaži nimetatakse madalamaks miraažiks, kuna objekti kujutis asetatakse objekti alla. Madalamates miraažides tundub, nagu oleks objekti all veepind ja kõik objektid peegelduvad sellel.

Vaikses vees peegelduvad selgelt kõik kaldal seisvad objektid. Maapinnalt kuumutatud õhukeses õhukihis peegeldumine on täiesti sarnane vees peegeldumisega, ainult peegli rolli täidab õhk ise. Õhuolukord, milles halvemad miraažid tekivad, on äärmiselt ebastabiilne. Lõppude lõpuks on all, maapinna lähedal, kõrgelt kuumutatud ja seetõttu kergem õhk ning selle kohal külmem ja raskem õhk. Maapinnast tõusvad kuuma õhu joad tungivad läbi külma õhu kihtidesse. Tänu sellele muutub meie silme all miraaž, “vee” pind tundub olevat ärevil. Piisab väikesest tuulepuhangust või põrutusest ja tekib kokkuvarisemine, s.t. õhukihtide ümberpööramine. Raske õhk tormab alla, hävitades õhupeegli ja miraaž kaob. Soodsad tingimused madalamate miraažide tekkeks on steppides ja kõrbetes esinev homogeenne tasane Maa aluspind ning päikeseline tuuletu ilm.

Kui miraaž on kujutis reaalselt eksisteerivast objektist, siis tekib küsimus: millist veepinda näevad kõrbes rändurid? Lõppude lõpuks pole kõrbes vett. Fakt on see, et miraažis nähtav näiline veepind või järv on tegelikult pilt mitte veepinnast, vaid taevast. Osad taevast peegelduvad õhupeeglis ja loovad täieliku illusiooni läikivast veepinnast. Sellist miraaži võib näha mitte ainult kõrbes või stepis. Need ilmuvad isegi Peterburis ja selle lähiümbruses päikesepaistelistel päevadel üle asfaltteede või tasase liivaranna.

Joon.2.14. Külgmirraaž

Külgmiraažid tekivad juhtudel, kui sama tihedusega õhukihid paiknevad atmosfääris mitte horisontaalselt, nagu tavaliselt, vaid kaldu ja isegi vertikaalselt (joonis 2.14). Sellised tingimused tekivad suvel, hommikul veidi pärast päikesetõusu mere või järve kivistel kaldal, kui kallas on juba päikese poolt valgustatud ning veepind ja õhk selle kohal on veel külm. Genfi järvel on korduvalt täheldatud külgmisi miraaže. Külgmiraaž võib tekkida Päikesest köetud maja kiviseina lähedale ja isegi köetava ahju küljele.

Komplekssed miraažitüübid ehk Fata Morgana tekivad siis, kui üheaegselt on tingimused nii ülemise kui ka alumise miraaži ilmnemiseks, näiteks olulise temperatuuri inversiooni ajal teatud kõrgusel suhteliselt sooja mere kohal. Õhutihedus suureneb kõigepealt kõrgusega (õhutemperatuur langeb) ja seejärel ka kiiresti väheneb (õhutemperatuur tõuseb). Sellise õhutiheduse jaotuse korral on atmosfääri seisund väga ebastabiilne ja allub äkilistele muutustele. Seetõttu muutub miraaži välimus meie silme all. Kõige tavalisemad kivid ja majad muutuvad korduvate moonutuste ja suurenduse tõttu meie silme all haldjas Morgana imelisteks lossideks. Fata Morganat vaadeldakse Itaalia ja Sitsiilia ranniku lähedal. Kuid see võib esineda ka kõrgetel laiuskraadidel. Nii kirjeldas kuulus Siberi maadeavastaja F. P. Wrangel Nižnekolmskis nähtud Fata Morganat: „Horisontaalne murdumine tekitas omamoodi Fata Morgana. Lõuna pool asuvad mäed tundusid meile mitmesugustes moonutatud vormides ja õhus rippumas. Kaugete mägede tipud tundusid olevat ümber lükatud. Jõgi ahenes sedavõrd, et vastaskallas tundus olevat peaaegu meie onnide juures.

Töö allikas: Lahendus 4555. OGE 2017 Physics, E.E. Kamzeeva. 30 varianti.

Ülesanne 20. Tekstis viitab murdumine nähtusele

1) valguskiire levimissuuna muutused peegeldumisest atmosfääri piiril

2) valguskiire levimissuuna muutumine Maa atmosfääri murdumise tõttu

3) valguse neeldumine Maa atmosfääris levimisel

4) valgusvihk paindub ümber takistuste ja kaldub seeläbi sirgjoonelisest levikust kõrvale

Lahendus.

Enne kui kauge kosmoseobjekti (näiteks tähe) valguskiir saab vaatleja silma sattuda, peab see läbima Maa atmosfääri. Sel juhul läbib valguskiir murdumise, neeldumise ja hajumise protsessid.

Valguse murdumine atmosfääris on optiline nähtus, mis on põhjustatud valguskiirte murdumisest atmosfääris ja väljendub kaugemate objektide (näiteks taevas vaadeldavate tähtede) näilises nihkumises. Kui taevakeha valguskiir läheneb Maa pinnale, siis atmosfääri tihedus suureneb (joon. 1) ning kiired murduvad üha enam. Valguskiire levimise protsessi läbi maa atmosfääri saab simuleerida läbipaistvate plaatide virna abil, mille optiline tihedus kiire levides muutub.

Murdumise tõttu näeb vaatleja objekte mitte nende tegeliku asukoha suunas, vaid piki kiirte tee puutujat vaatluspunktis (joonis 3). Nurka objekti tõelise ja näiva suuna vahel nimetatakse murdumisnurgaks. Horisondi lähedal olevad tähed, mille valgus peab läbima atmosfääri suurima paksuse, on kõige vastuvõtlikumad atmosfääri murdumisele (murdumisnurk on umbes 1/6 nurga kraadist).