차분한 분위기에서 상황이 관찰됩니다. 텍스트 할당(물리학에서는 GY). 행성과 별 : 차이점은 무엇입니까

세상에는 흥미로운 것들이 많이 있습니다. 별의 반짝임은 가장 놀라운 현상 중 하나입니다. 이 현상과 관련하여 얼마나 많은 다른 신념이 있습니까! 미지의 것은 항상 두렵고 동시에 매력적입니다. 이 현상의 본질은 무엇입니까?

분위기의 영향

천문학자들은 흥미로운 발견을 했습니다. 별의 반짝임은 별의 변화와 아무런 관련이 없다는 것입니다. 그렇다면 밤하늘에 별은 왜 반짝일까요? 그것은 차가운 공기 흐름과 뜨거운 공기 흐름의 대기 이동에 관한 것입니다. 따뜻한 층이 차가운 층 위로 지나가면 공기 소용돌이가 형성됩니다. 이러한 소용돌이의 영향으로 빛의 광선이 왜곡됩니다. 이것이 광선이 구부러지는 방식으로 별의 겉보기 위치가 변하는 것입니다.

흥미로운 사실은 별들이 전혀 반짝이지 않는다는 것이다. 이 비전은 땅에서 창조되었습니다. 관찰자의 눈은 별이 대기를 통과한 후 별에서 나오는 빛을 감지합니다. 그러므로 별이 왜 반짝거리는지에 대한 질문에 별은 반짝거리지 않는다고 대답할 수 있지만, 지구에서 우리가 관찰하는 현상은 별에서 대기층을 통과한 빛의 왜곡이다. 그러한 공기 이동이 발생하지 않으면 우주에서 가장 먼 별에서도 깜박임이 관찰되지 않습니다.

과학적 설명

별이 반짝이는 이유에 대한 질문을 더 자세히 확장하면 별에서 나온 빛이 밀도가 높은 대기층에서 밀도가 낮은 대기층으로 이동할 때 이 과정이 관찰된다는 점에 주목할 가치가 있습니다. 또한 위에서 언급한 것처럼 이러한 레이어는 서로에 대해 지속적으로 이동합니다. 물리학 법칙을 통해 우리는 따뜻한 공기는 위로 올라가고 반대로 찬 공기는 아래로 내려간다는 것을 알고 있습니다. 빛이 이 층 경계를 통과할 때 깜박임을 관찰할 수 있습니다.

밀도가 다른 공기층을 통과하면서 별의 빛이 깜박이기 시작하고 윤곽이 흐려지고 이미지가 증가합니다. 동시에 방사선 강도와 그에 따른 밝기도 변경됩니다. 따라서 과학자들은 위에서 설명한 과정을 연구하고 관찰함으로써 별이 반짝이는 이유와 별의 깜박임 강도가 달라지는 이유를 이해했습니다. 과학에서는 이러한 빛 강도의 변화를 섬광이라고 합니다.

행성과 별: 차이점은 무엇입니까?

또 다른 흥미로운 사실은 모든 빛나는 우주 물체가 섬광 현상에서 나오는 빛을 생성하는 것은 아니라는 것입니다. 행성을 보자. 또한 햇빛을 반사하지만 깜박이지 않습니다. 행성이 별과 구별되는 것은 방사선의 성질 때문입니다. 그렇습니다. 별의 빛은 깜박거리지만 행성의 빛은 그렇지 않습니다.

고대부터 인류는 별을 사용하여 우주를 탐색하는 방법을 배웠습니다. 정밀기기가 발명되지 않던 시절, 올바른 길을 찾는 데 하늘이 도움을 주었습니다. 그리고 오늘날 이 지식은 그 중요성을 잃지 않았습니다. 과학으로서의 천문학은 망원경이 처음 발명된 16세기에 시작되었습니다. 그때부터 그들은 별의 빛을 면밀히 관찰하고 별이 반짝이는 법칙을 연구하기 시작했습니다. 단어 천문학그리스어로 번역하면 “별의 법칙”입니다.

스타사이언스

천문학은 우주와 천체, 그 움직임, 위치, 구조 및 기원을 연구합니다. 과학의 발전 덕분에 천문학자들은 하늘에서 반짝이는 별이 행성과 어떻게 다른지, 천체와 그 시스템 및 위성의 발달이 어떻게 일어나는지 설명했습니다. 이 과학은 태양계의 경계를 훨씬 넘어섰습니다. 펄서, 퀘이사, 성운, 소행성, 은하, 블랙홀, 성간 및 행성 간 물질, 혜성, 운석 및 우주와 관련된 모든 것이 천문학 과학에 의해 연구됩니다.

반짝이는 별빛의 강도와 색상은 대기의 고도와 지평선에 대한 근접성에 의해서도 영향을 받습니다. 가까이에 있는 별들이 더 밝게 빛나고 다양한 색상으로 반짝거리는 것을 쉽게 알 수 있습니다. 이 광경은 서리가 내린 밤이나 비가 내린 직후에 특히 아름답습니다. 이 순간 하늘에는 구름이 없어 더욱 밝게 깜박입니다. 시리우스는 특별한 빛을 가지고 있습니다.

분위기와 별빛

별의 반짝임을 관찰하고 싶다면 천정의 차분한 분위기에서는 이것이 가끔씩만 가능하다는 것을 이해해야 합니다. 광속의 밝기는 끊임없이 변합니다. 이는 다시 지구 표면 위에 고르지 않게 집중된 광선의 편향으로 인해 발생합니다. 바람도 별 풍경에 영향을 줍니다. 이 경우 별 파노라마의 관찰자는 어둡거나 밝은 영역에서 교대로 끊임없이 자신을 찾습니다.

50° 이상의 고도에 위치한 별을 관찰하면 색상 변화가 눈에 띄지 않습니다. 그러나 35° 미만의 별은 반짝거리고 색이 자주 변합니다. 매우 강렬한 깜박임은 기상과 직접적으로 관련된 대기의 이질성을 나타냅니다. 별의 반짝임을 관찰하는 동안 대기압과 온도가 낮을 ​​때 그 현상이 강화되는 경향이 있음이 밝혀졌습니다. 습도가 증가함에 따라 깜박임의 증가도 확인할 수 있습니다. 그러나 섬광을 이용하여 날씨를 예측하는 것은 불가능합니다. 대기 상태는 다양한 요인에 따라 달라지며, 이로 인해 별의 반짝임만으로는 날씨에 대한 결론을 내릴 수 없습니다. 물론 어떤 것들은 효과가 있지만 이 현상에는 여전히 모호함과 미스터리가 있습니다.

왜 낮에는 하늘에 별이 보이지 않는지 궁금한 적이 있나요? 결국 공기는 밤과 마찬가지로 낮에도 투명합니다. 여기서 요점은 낮에는 대기가 햇빛을 산란시킨다는 것입니다.

당신이 저녁에 조명이 밝은 방에 있다고 상상해 보십시오. 유리창을 통해 외부에 있는 밝은 빛이 아주 선명하게 보입니다. 그러나 희미한 조명을 받은 물체는 거의 볼 수 없습니다. 그러나 방의 조명을 끄자마자 유리는 더 이상 우리의 시야를 방해하는 역할을 하지 않습니다.

하늘을 관찰할 때도 비슷한 일이 일어납니다. 낮에는 우리 위의 대기가 밝게 빛나고 그것을 통해 태양이 보이지만 먼 별의 약한 빛은 침투할 수 없습니다. 그러나 태양이 수평선 아래로 가라앉고 햇빛(및 공기에 의해 산란된 빛)이 "꺼지고" 대기가 "투명해" 별을 관찰할 수 있게 됩니다.

우주에서는 다른 문제입니다. 우주선이 고도로 상승함에 따라 대기의 밀도가 높은 층이 아래에 남아 하늘이 점차 어두워집니다.

유인 우주선이 일반적으로 비행하는 약 200-300km의 고도에서는 하늘이 완전히 검습니다. 현재 태양이 눈에 보이는 부분에 있더라도 항상 검은색입니다.

“하늘은 완전히 검은색이에요. 이 하늘의 별들은 검은 하늘을 배경으로 좀 더 밝게 보이고 더 선명하게 보입니다.” 최초의 우주 비행사 Yu.A. Gagarin은 자신의 우주 인상을 이렇게 표현했습니다.

그러나 낮에 있는 우주선에서도 모든 별이 보이지 않고 가장 밝은 별만 보입니다. 눈은 태양의 눈부신 빛과 지구의 빛으로 인해 방해를 받습니다.

지구에서 하늘을 보면 모든 별이 반짝이는 것을 분명히 볼 수 있습니다. 그들은 희미한 것처럼 보였다가 타 오르며 다양한 색상으로 반짝입니다. 그리고 별이 수평선 위에 위치할수록 깜박임이 더 강해집니다.

별의 반짝임은 대기의 존재로도 설명됩니다. 별에서 방출된 빛은 우리 눈에 도달하기 전에 대기를 통과합니다. 대기에는 항상 더 따뜻하고 차가운 공기 덩어리가 존재합니다. 밀도는 특정 지역의 공기 온도에 따라 달라집니다. 한 영역에서 다른 영역으로 전달되는 광선은 굴절을 경험합니다. 전파 방향이 변경됩니다. 이로 인해 지구 표면 위의 일부 장소에는 집중되어 있고 다른 곳에서는 상대적으로 드뭅니다. 기단의 지속적인 움직임의 결과로 이 구역은 지속적으로 이동하며 관찰자는 별의 밝기가 증가하거나 감소하는 것을 볼 수 있습니다. 그러나 서로 다른 색의 광선은 동일하게 굴절되지 않기 때문에 서로 다른 색이 강해지는 순간과 약해지는 순간이 동시에 발생하지 않습니다.

또한, 더 복잡한 다른 광학 효과도 별의 반짝임에 특정한 역할을 할 수 있습니다.

따뜻하고 차가운 공기층의 존재와 기단의 강렬한 움직임도 망원 이미지의 품질에 영향을 미칩니다.

천문 관측을 위한 최적의 조건은 어디입니까? 산이나 평원, 해변이나 내륙, 숲이나 사막 중 어디입니까? 그리고 일반적으로 천문학자들에게 더 나은 것은 무엇입니까? 한 달 동안 구름 없는 10박, 아니면 맑은 단 하루 밤, 그러나 공기가 완벽하게 맑고 고요한 밤은 무엇입니까?

이는 천문대 건설 및 대형 망원경 설치 장소를 선택할 때 해결해야 할 문제 중 극히 일부일 뿐입니다. 과학의 특별한 분야는 이러한 문제, 즉 천체 기후학을 다룹니다.

물론, 천문 관측을 위한 최상의 조건은 우주의 조밀한 대기층 외부에 있습니다. 그건 그렇고, 여기의 별은 반짝이지 않고 차갑고 차분한 빛으로 타 오릅니다.

친숙한 별자리는 지구에서와 마찬가지로 우주에서도 똑같이 보입니다. 별들은 우리로부터 엄청난 거리에 있으며, 지구 표면에서 수백 킬로미터 멀어져도 겉보기 상대 위치는 전혀 바뀌지 않습니다. 명왕성에서 관찰하더라도 별자리의 윤곽은 완전히 동일합니다.

지구 저궤도를 이동하는 우주선의 한 궤도 동안, 원칙적으로 지구 하늘의 모든 별자리를 볼 수 있습니다. 우주에서 별을 관찰하는 것은 천문학과 항법이라는 두 가지 관심사입니다. 특히, 대기에 의해 변형되지 않은 별빛을 관찰하는 것은 매우 중요합니다.

별을 이용한 탐색은 우주에서 그다지 중요하지 않습니다. 미리 선택된 "참조" 별을 관찰함으로써 우주선의 방향을 정할 수 있을 뿐만 아니라 우주에서의 위치도 결정할 수 있습니다.

오랫동안 천문학자들은 미래의 달 표면 관측소를 꿈꿔왔습니다. 대기가 전혀 없으면 지구의 자연 위성에 달 밤과 낮 동안 천문 관측을 위한 이상적인 조건이 조성되어야 할 것 같았습니다.

지구 대기를 통과하는 광선은 직선 방향을 바꿉니다. 대기 밀도의 증가로 인해 광선의 굴절은 지구 표면에 접근함에 따라 증가합니다. 결과적으로 관찰자는 천체 굴절이라는 각도에 의해 수평선 위로 솟아오른 것처럼 천체를 보게 됩니다.

굴절은 체계적 관찰 오류와 무작위 관찰 오류의 주요 원인 중 하나입니다. 1906년 Newcomb은 굴절만큼 많은 것에 관해 쓰여진 실제 천문학 분야 중 그토록 불만족스러운 상태에 있을 것이라고 썼습니다. 20세기 중반까지 천문학자들은 19세기에 편집된 굴절표를 사용하여 관측 범위를 줄였습니다. 모든 오래된 이론의 가장 큰 단점은 지구 대기의 구조에 대한 부정확한 이해였습니다.

지구 AB의 표면을 반경 OA=R의 구로 취하고 지구 대기와 동심원을 이루는 층 형태를 상상해 봅시다. 아, 1에 1, 2에 2...층이 지구 표면에 접근함에 따라 밀도가 증가합니다(그림 2.7). 그런 다음 대기에서 굴절된 매우 먼 물체의 광선 SA는 초기 위치 SA 또는 S²A 방향에서 특정 각도 S¢AS²=만큼 평행한 방향 S¢A에서 벗어나 S¢A 방향으로 점 A에 도달합니다. 아르 자형, 천문 굴절이라고합니다. 곡선 광선 SA의 모든 요소와 최종 겉보기 방향 AS¢는 동일한 수직 평면 ZAOS에 놓입니다. 결과적으로, 천문학적 굴절은 그것을 통과하는 수직면의 발광체에 대한 실제 방향만을 증가시킵니다.

천문학에서는 별이 지평선 위로 올라가는 각도를 별의 높이라고 합니다. 각도 S¢AH = h ¢는 별의 겉보기 높이이고 각도 S²AH = h = h¢ - r실제 높이입니다. 모서리 지는 발광체의 실제 천정 거리이고, 지¢는 눈에 보이는 값입니다.

굴절의 양은 여러 요인에 따라 달라지며 지구상의 모든 장소에서 심지어 하루 안에도 바뀔 수 있습니다. 평균 조건의 경우 대략적인 굴절 공식이 얻어졌습니다.

Dh=-0.9666ctg h¢. (2.1)

계수 0.9666은 온도 +10°C, 압력 760mmHg에서의 대기 밀도에 해당합니다. 대기의 특성이 다른 경우 공식(2.1)에 따라 계산된 굴절 보정은 온도 및 압력 보정을 통해 보정되어야 합니다.

그림 2.7. 천문 굴절

천문 결정의 천정 방법에서 천문 굴절을 고려하기 위해 발광체의 천정 거리를 관찰하는 동안 온도와 기압을 측정합니다. 천문학적 측정의 정밀한 방법에서 발광체의 천정 거리는 10°에서 60° 범위에서 측정됩니다. 상한은 기기 오류로 인해 발생하고 하한은 굴절 테이블의 오류로 인해 발생합니다.

굴절 보정으로 보정된 발광체의 천정 거리는 다음 공식으로 계산됩니다.

평균(온도 +10°C, 압력 760mmHg에서 정상) 굴절은 다음과 같이 계산됩니다. 지¢;

온도 값으로부터 계산된 공기 온도를 고려한 계수입니다.

비– 기압을 고려한 계수.

많은 과학자들이 굴절 이론을 연구했습니다. 처음에 초기 가정은 대기의 다양한 층의 밀도가 산술 수열에서 이러한 층의 높이가 증가함에 따라 감소한다는 것이었습니다(Bouguer). 그러나 이 가정은 굴절 값이 너무 작고 지구 표면 위의 높이에 따라 온도가 너무 급격히 감소하기 때문에 모든 측면에서 만족스럽지 못한 것으로 곧 인식되었습니다.

뉴턴은 기하학적 진행의 법칙에 따라 대기의 밀도가 높이에 따라 감소한다는 가설을 세웠습니다. 그리고 이 가설은 만족스럽지 못한 것으로 드러났다. 이 가설에 따르면 대기의 모든 층의 온도는 일정하게 유지되고 지구 표면의 온도와 동일해야 한다는 것이 밝혀졌습니다.

가장 독창적인 것은 위의 두 가설의 중간인 라플라스의 가설이었습니다. 매년 프랑스 천문력으로 출판되는 굴절표는 이 라플라스 가설에 기초를 두고 있습니다.

불안정한 지구 대기(난류, 굴절 변화)로 인해 지구에서 관측하는 천문 관측의 정확성이 제한됩니다.

대형 천문기기 설치 장소를 선정할 때 해당 지역의 천문기후를 먼저 종합적으로 조사하는데, 이는 대기를 통과하는 천체에서 나오는 방사선의 파면 형태를 왜곡시키는 일련의 요인으로 이해된다. 파면이 왜곡되지 않고 장치에 도달하면 이 경우 장치는 최대 효율로 작동할 수 있습니다(이론적 해상도에 접근하는 해상도).

밝혀진 바와 같이, 망원경 이미지의 품질은 주로 대기의 지표층에 의해 발생하는 간섭으로 인해 저하됩니다. 밤에는 자체 열복사로 인해 지구가 크게 냉각되고 인접한 공기층도 냉각됩니다. 기온이 1°C 변하면 굴절률은 10 -6 변합니다. 고립된 산봉우리에서는 온도차(구배)가 큰 공기 지층의 두께가 수십 미터에 달할 수 있습니다. 밤에 계곡이나 평탄한 지역에서는 이 층이 훨씬 더 두꺼워지고 수백 미터에 이를 수도 있습니다. 이는 밀도가 높고 차가운 공기가 계곡으로 유입될 수 있는 능선의 돌출부와 고립된 봉우리에 천문 관측소 ​​위치를 선택하는 방법을 설명합니다. 망원경 탑의 높이는 장비가 온도 불균일의 주요 영역 위에 위치하도록 선택됩니다.

천체기후에서 중요한 요소는 대기 표층의 바람이다. 차가운 공기와 따뜻한 공기의 층을 혼합함으로써 장치 위의 공기 기둥에 밀도 불균일 현상이 발생합니다. 크기가 망원경의 직경보다 작은 불균일성은 이미지의 초점을 흐릿하게 만듭니다. 더 큰 밀도 변동(수 미터 이상)은 파면의 날카로운 왜곡을 일으키지 않으며 주로 이미지의 초점이 흐려지기보다는 변위를 초래합니다.

대기의 상층부(대류권계면)에서는 공기의 밀도와 굴절률의 변동도 관찰됩니다. 그러나 대류권계면의 교란은 광학 기기로 생성되는 이미지의 품질에 눈에 띄게 영향을 미치지 않습니다. 왜냐하면 대류권의 온도 구배가 표면층보다 훨씬 작기 때문입니다. 이 층은 떨림을 유발하지 않지만 별이 반짝입니다.

천문기후 연구에서는 기상청이 기록한 맑은 날 수와 천문 관측에 적합한 밤 수 사이에 연관성이 설정됩니다. 구소련 영토에 대한 천문기후 분석에 따르면 가장 유리한 지역은 중앙아시아 국가의 일부 산악 지역이다.

지구의 굴절

지상 물체에서 나오는 광선도 대기 중에서 충분히 긴 경로를 이동하면 굴절이 발생합니다. 광선의 궤적은 굴절의 영향으로 구부러지며, 우리는 광선이 실제로 있는 곳이나 잘못된 방향에서 볼 수 있습니다. 특정 조건에서 지상 굴절의 결과로 신기루가 나타납니다. 이는 먼 물체의 잘못된 이미지입니다.

지구 굴절 각도 a는 관찰된 물체의 겉보기 위치와 실제 위치 방향 사이의 각도입니다(그림 2.8). 각도 a의 값은 관측된 물체까지의 거리와 지상 물체로부터 광선이 전파되는 대기 표면층의 수직 온도 구배에 따라 달라집니다.

그림 2.8. 관찰 중 지상 굴절의 징후:

a) – 아래에서 위로, b) – 위에서 아래로, a – 지구 굴절 각도

측지(기하학적) 가시 범위는 지상 굴절과 연관되어 있습니다(그림 2.9). 관찰자가 지구 표면 위의 특정 높이 hH에 있는 점 A에 있고 점 B 방향의 수평선을 관찰한다고 가정합니다. NAN 평면은 구의 반경에 수직인 점 A를 통과하는 수평 평면으로, 수학적 지평선의 평면. 빛의 광선이 대기에서 직선으로 전파된다면 A 지점에서 관찰자가 볼 수 있는 지구상에서 가장 먼 지점은 B 지점이 될 것입니다. 이 지점까지의 거리(지구에 대한 접선 AB)는 측지(또는 기하학적) 가시성 범위입니다. 디 0 . 지구 표면 폭발물의 원형 선은 관찰자의 측지학적(또는 기하학적) 지평선입니다. D 0의 값은 기하학적 매개 변수, 즉 지구의 반경 R과 관찰자의 높이 h H에 의해서만 결정되며 다음과 같습니다. D o ≒ √ 2Rh H = 3.57√ h H, 이는 그림 2.9에 따른다.

그림 2.9. 지상 굴절: 수학적(NN) 및 측지(BB) 지평선, 측지 가시성 범위(AB=D 0)

관찰자가 지구 표면 위 높이 h에 위치한 물체를 관찰하면 측지 범위는 다음과 같습니다. AC = 3.57(√ h H + √ h pr). 빛이 대기를 통해 직선으로 이동한다면 이러한 진술은 사실이 될 것입니다. 그러나 그것은 사실이 아닙니다. 지표층의 온도와 공기 밀도의 정규 분포를 통해 광선의 궤적을 나타내는 곡선은 오목한 면이 있는 지구를 향합니다. 따라서 A에서 관찰자가 볼 수 있는 가장 먼 지점은 B가 아니라 B¢가 됩니다. 굴절을 고려한 측지 가시성 범위 AB¢는 평균 6-7% 더 크고 공식의 계수 3.57 대신 계수 3.82가 됩니다. 측지 범위는 다음 공식을 사용하여 계산됩니다.

, h - m 단위, D - km 단위, R - 6378 km

어디 시간 n 그리고 시간 pr – 미터 단위, 디 -킬로미터 단위.

평균 키를 가진 사람의 경우 지구상의 지평선 거리는 약 5km입니다. Soyuz-8 우주선을 타고 비행한 우주 비행사 V.A. Shatalov 및 A.S. Eliseev의 경우 근지점(고도 205km)의 지평선 범위는 1730km, 원지점(고도 223km)의 수평선 범위는 1800km입니다.

전파의 굴절은 파장과 거의 무관하지만 온도와 압력 외에도 공기 중 수증기 함량에 따라 달라집니다. 동일한 온도 및 압력 변화 조건에서 전파는 특히 습도가 높은 경우 빛보다 더 강하게 굴절됩니다.

따라서 수평선 범위를 결정하거나 뿌리 앞의 레이더 빔으로 물체를 감지하는 공식에는 4.08의 계수가 있습니다. 결과적으로 레이더 시스템의 지평선은 약 11% 더 멀리 떨어져 있습니다.

전파는 지구 표면과 반전의 하부 경계 또는 습도가 낮은 층에서 잘 반사됩니다. 지구 표면과 역전 기저부에 의해 형성된 독특한 도파관에서 전파는 매우 먼 거리까지 전파될 수 있습니다. 전파 전파의 이러한 특징은 레이더에 성공적으로 사용됩니다.

지층, 특히 하부의 공기 온도가 항상 높이에 따라 떨어지는 것은 아닙니다. 이는 다양한 비율로 감소할 수 있으며, 키에 따라 변하지 않을 수도 있고(등온선) 키에 따라 증가할 수도 있습니다(역전). 온도 구배의 크기와 부호에 따라 굴절은 가시 지평선 범위에 다른 영향을 미칠 수 있습니다.

공기 밀도가 높이에 따라 변하지 않는 균일한 대기에서의 수직 온도 구배, g 0 = 3.42°C/100m. 광선 궤적이 어떻게 될지 생각해 봅시다 AB지구 표면의 다양한 온도 구배에서.

하자, 즉 기온은 고도에 따라 감소합니다. 이 조건에서 굴절률은 높이에 따라 감소합니다. 이 경우 광선의 궤적은 오목한 면이 있는 지구 표면을 향하게 됩니다(그림 2.9에서 궤적 AB¢). 이 굴절을 양수라고 합니다. 가장 먼 지점 안에¢ 관찰자는 광선 경로에 대한 마지막 접선 방향을 보게 됩니다. 이 접선, 즉 굴절로 인해 보이는 지평선은 수학적 지평선과 같습니다. 나스각도 D, 각도보다 작음 디. 모서리 디굴절이 없는 수학적 지평선과 기하학적 지평선 사이의 각도입니다. 따라서 눈에 보이는 수평선은 각도만큼 상승했습니다 ( 디- D) 그리고 확장되었기 때문에 디 > D0.

이제 상상해보자 g점차적으로 감소합니다. 즉 온도는 고도에 따라 점점 더 천천히 감소합니다. 온도 구배가 0(등온선)이 된 다음 온도 구배가 음수가 되는 순간이 올 것입니다. 온도는 더 이상 감소하지 않지만 고도에 따라 증가합니다. 온도 반전이 관찰됩니다. 온도 구배가 감소하고 0을 통과함에 따라 가시 지평선은 점점 더 높아질 것이며 D가 0과 같아지는 순간이 올 것입니다. 눈에 보이는 측지 지평선은 수학적 지평선으로 올라갑니다. 지구 표면이 곧게 펴지고 편평해지는 것처럼 보였습니다. 측지 가시성 범위는 무한히 넓습니다. 빔의 곡률 반경은 지구의 반경과 같아졌습니다.

온도 반전이 더욱 강해지면 D는 음수가 됩니다. 눈에 보이는 지평선이 수학적 지평선보다 높아졌습니다. A 지점의 관찰자에게는 그가 거대한 대야의 바닥에 있는 것처럼 보일 것입니다. 지평선으로 인해 측지 지평선 너머에 있는 물체가 떠오르고 눈에 띄게 됩니다(마치 공중에 떠 있는 것처럼)(그림 2.10).

이러한 현상은 극지 국가에서도 볼 수 있습니다. 따라서 미국의 캐나다 해안에서 스미스 해협을 거쳐 모든 건물이 세워진 그린란드 해안을 볼 수 있는 경우가 있습니다. 그린란드 해안까지의 거리는 약 70km이고 측지 가시 범위는 20km를 넘지 않습니다. 다른 예시. 파드칼레 해협의 영국쪽인 헤이스팅스에서는 약 75km 거리에 해협을 건너 프랑스 해안이 보였다.

그림 2.10. 극지방의 비정상적인 굴절 현상

이제 가정해보자 g=g 0이므로 공기 밀도는 높이에 따라 변하지 않으며(균질한 대기), 굴절이 없으며 D=D 0 .

~에 g > g 0 고도에 따라 굴절률과 공기 밀도가 증가합니다. 이 경우 광선의 궤적은 볼록한 면이 지구 표면을 향합니다. 이 굴절을 음수라고합니다. A의 관찰자가 보게 될 지구상의 마지막 지점은 B²가 될 것입니다. 눈에 보이는 지평선 AB²가 좁아지고 각도(D - 디).

논의된 내용을 바탕으로 다음 규칙을 공식화할 수 있습니다. 대기에서 광선이 전파되는 동안 공기 밀도(따라서 굴절률)가 변경되면 광선은 구부러져 궤적이 항상 공기의 밀도(및 굴절률)가 감소하는 방향으로 볼록합니다.

굴절과 신기루

신기루라는 단어는 프랑스어에서 유래되었으며 "반사"와 "기만적인 비전"이라는 두 가지 의미를 가지고 있습니다. 이 단어의 두 가지 의미는 모두 현상의 본질을 잘 반영합니다. 신기루는 실제로 지구상에 존재하는 물체의 이미지로, 종종 확대되고 크게 왜곡됩니다. 신기루에는 물체와 관련하여 이미지의 위치에 따라 상부, 하부, 측면 및 복합 등 여러 유형이 있습니다. 가장 일반적으로 관찰되는 것은 상하 신기루이며, 이는 높이의 밀도(따라서 굴절률)가 비정상적으로 분포할 때, 특정 높이나 지구 표면 근처에 상대적으로 얇은 층이 있을 때 발생합니다. 매우 따뜻한 공기(굴절률이 낮음)로 지상 물체에서 나오는 광선이 내부 전반사를 경험합니다. 이는 광선이 내부 전반사 각도보다 큰 각도로 이 레이어에 떨어질 때 발생합니다. 이 따뜻한 공기층은 공기 거울의 역할을 하여 그 공기층으로 떨어지는 광선을 반사합니다.

우수한 신기루(그림 2.11)는 공기 밀도와 굴절률이 높이에 따라 급격히 감소하는 강한 온도 역전이 있을 때 발생합니다. 우수한 신기루에서는 이미지가 물체 위에 위치합니다.

그림 2.11. 슈페리어 미라지

광선의 궤적은 그림 (2.11)에 나와 있습니다. 지구 표면이 평평하고 밀도가 같은 층이 평행하게 위치한다고 가정해 보겠습니다. 높이에 따라 밀도가 감소하므로 . 거울 역할을 하는 따뜻한 층은 높은 곳에 있습니다. 이 층에서는 광선의 입사각이 굴절률()과 같아지면 광선이 다시 지구 표면으로 회전합니다. 관찰자는 물체 자체(수평선 너머에 있지 않은 경우)와 그 위에 있는 하나 이상의 이미지(수평 및 반전)를 동시에 볼 수 있습니다.

그림 2.12. 컴플렉스 슈페리어 미라지

그림에서. 그림 2.12는 복잡한 상부 신기루의 발생 다이어그램을 보여줍니다. 개체 자체가 표시됩니다. ab, 그 위에는 그에 대한 직접적인 이미지가 있습니다 a¢b¢, 거꾸로 in²b²그리고 다시 직접 a²¢b²¢. 이러한 신기루는 공기 밀도가 고도에 따라 처음에는 천천히, 그 다음에는 빠르게, 그리고 다시 천천히 감소하면 발생할 수 있습니다. 물체의 극점에서 나오는 광선이 교차하면 이미지가 거꾸로 나타납니다. 물체가 멀리(수평선 너머) 있으면 물체 자체는 보이지 않을 수 있지만 공중에 높이 떠 있는 물체의 이미지는 먼 거리에서도 보입니다.

로모노소프 시는 상트페테르부르크에서 40km 떨어진 핀란드 만 기슭에 위치해 있습니다. 일반적으로 Lomonosov에서 상트 페테르부르크는 전혀 보이지 않거나 매우 잘 보이지 않습니다. 때로는 상트페테르부르크가 “한 눈에” 보일 때도 있습니다. 이것은 우수한 신기루의 한 예입니다.

분명히 상부 신기루의 수에는 북극에서 수십 년 동안 검색되었지만 발견되지 않은 소위 유령의 땅의 적어도 일부가 포함되어야 합니다. 그들은 특히 오랫동안 Sannikov Land를 검색했습니다.

Yakov Sannikov는 사냥꾼이었고 모피 무역에 참여했습니다. 1811년 그는 개를 타고 얼음을 건너 뉴시베리아 제도로 출발했고 코텔니 섬의 북쪽 끝에서 바다에 있는 알려지지 않은 섬을 보았습니다. 그는 그곳에 도달하지 못했지만 새로운 섬의 발견을 정부에 보고했습니다. 1886년 8월 E.V. Tol은 뉴 시베리아 제도를 탐험하는 동안 Sannikov 섬도 보고 일기에 이렇게 썼습니다. 북동쪽(14~18도) 방향에는 4개의 메사의 윤곽이 선명하게 보이며, 이는 동쪽의 저지대와 연결됩니다. 따라서 Sannikov의 메시지는 완전히 확인되었습니다. 그러므로 우리는 지도의 적절한 위치에 점선을 긋고 그 위에 "Sannikov Land"라고 쓸 권리가 있습니다.

Tol은 Sannikov Land를 찾는 데 16년의 인생을 바쳤습니다. 그는 뉴시베리아 제도 지역에 대한 세 번의 탐험을 조직하고 수행했습니다. 스쿠너 "Zarya"(1900-1902)의 마지막 탐험 중에 Tolya의 탐험은 Sannikov Land를 찾지 못한 채 사망했습니다. 아무도 Sannikov Land를 다시 보지 못했습니다. 아마도 그것은 일년 중 특정 시간에 같은 장소에 나타나는 신기루였을 것입니다. Sannikov와 Tol은 모두 바다에서 훨씬 더 멀리 있는 이 방향에 위치한 같은 섬의 신기루를 보았습니다. 아마도 De Long Islands 중 하나였을 것입니다. 아마도 그것은 거대한 빙산, 즉 얼음 섬 전체였을 것입니다. 최대 100km2의 면적을 가진 이러한 얼음 산은 수십 년 동안 바다를 건너 여행합니다.

신기루가 항상 사람들을 속이는 것은 아니었습니다. 1902년 영국의 극지 탐험가 로버트 스콧. 남극에서 나는 공중에 떠 있는 듯한 산들을 보았다. Scott은 지평선 너머에 더 멀리 산맥이 있다고 제안했습니다. 그리고 실제로 이 산맥은 나중에 노르웨이 극지 탐험가 라울 아문센(Raoul Amundsen)에 의해 Scott이 예상했던 바로 그 위치에서 발견되었습니다.

그림 2.13. 열등한 신기루

하부 신기루(그림 2.13)는 키에 따라 온도가 매우 급격히 감소하면서 발생합니다. 매우 큰 온도 구배에서. 공기 거울의 역할은 얇은 표면의 가장 따뜻한 공기층에 의해 수행됩니다. 신기루는 대상의 이미지가 대상 아래에 위치하기 때문에 하급 신기루라고 불립니다. 낮은 신기루에서는 물체 아래에 물 표면이 있고 모든 물체가 그 안에 반사되는 것처럼 보입니다.

잔잔한 물에서는 해안에 서있는 모든 물체가 선명하게 반사됩니다. 지구 표면에서 가열된 얇은 공기층의 반사는 물에서의 반사와 완전히 유사하며 공기 자체는 거울의 역할만 수행합니다. 열등 신기루가 발생하는 공기 상태는 매우 불안정합니다. 결국 땅 근처 아래에는 매우 뜨겁기 때문에 더 가벼운 공기가 있고 그 위에는 더 차갑고 무거운 공기가 있습니다. 땅에서 상승하는 뜨거운 공기의 제트기는 차가운 공기층을 관통합니다. 이로 인해 우리 눈앞에서 신기루가 변하고, '물'의 표면이 흔들리는 것처럼 보인다. 작은 돌풍이나 충격만으로도 충분하며 붕괴가 발생합니다. 공기층을 뒤집는 것. 무거운 공기가 쏟아져 내려 ​​에어 미러가 파괴되고 신기루가 사라집니다. 열등한 신기루가 발생하기 위한 유리한 조건은 대초원과 사막에서 발생하는 균일하고 평평한 지구 표면과 화창하고 바람이 없는 날씨입니다.

신기루가 실제로 존재하는 물체의 이미지라면 다음과 같은 질문이 생깁니다. 사막의 여행자는 어떤 종류의 수면을 봅니까? 결국 사막에는 물이 없습니다. 사실 신기루에서 보이는 겉보기 수면이나 호수는 사실 수면이 아니라 하늘의 이미지입니다. 하늘의 일부가 공기 거울에 반사되어 반짝이는 수면의 완벽한 환상을 만들어냅니다. 그러한 신기루는 사막이나 대초원에서만 볼 수 있는 것이 아닙니다. 그들은 심지어 화창한 날 아스팔트 도로나 평평한 모래사장 위의 상트페테르부르크와 그 주변 지역에도 나타납니다.

그림 2.14. 사이드 미라지

측면 신기루는 동일한 밀도의 공기층이 대기에 평소와 같이 수평이 아닌 비스듬하고 수직으로 위치하는 경우에 발생합니다(그림 2.14). 이러한 조건은 여름, 일출 직후 아침, 해안이 이미 태양에 의해 조명되고 수면과 그 위의 공기가 여전히 차갑을 때 바다 또는 호수의 바위 해안에서 생성됩니다. 제네바 호수에서는 측면 신기루가 반복적으로 관찰되었습니다. 태양에 의해 가열된 집의 돌담 근처, 심지어 가열된 난로 옆에도 측면 신기루가 나타날 수 있습니다.

복잡한 유형의 신기루 또는 파타 모르가나(Fata Morgana)는 예를 들어 상대적으로 따뜻한 바다 위의 특정 고도에서 상당한 온도 반전이 일어나는 동안 위쪽과 아래쪽 신기루가 동시에 나타나는 조건이 있을 때 발생합니다. 공기 밀도는 먼저 높이에 따라 증가하고(기온 감소), 그 다음에는 빠르게 감소합니다(기온 상승). 이러한 공기 밀도 분포로 인해 대기 상태는 매우 불안정하고 급격한 변화를 겪게 됩니다. 그러므로 신기루의 모습은 우리 눈앞에서 변화한다. 가장 평범한 바위와 집들이 반복된 왜곡과 확대로 인해 우리 눈앞에서 요정 모르가나의 멋진 성으로 변합니다. Fata Morgana는 이탈리아와 시칠리아 해안에서 관찰됩니다. 그러나 고위도에서도 발생할 수 있습니다. 유명한 시베리아 탐험가 F.P. Wrangel은 니즈네콜림스크에서 본 파타 모르가나를 다음과 같이 묘사했습니다. “수평 굴절 작용으로 일종의 파타 모르가나가 생성되었습니다. 남쪽에 있는 산들은 우리에게 여러 가지 일그러진 형태로 공중에 떠 있는 것처럼 보였습니다. 먼 산들은 봉우리가 뒤집혀 있는 것 같았다. 강은 반대편 강둑이 거의 우리 오두막에 닿을 정도로 좁아졌습니다.”

작업 소스: 솔루션 4555. OGE 2017 물리학, E.E. Kamzeeva. 30가지 옵션.

과제 20.본문에서 굴절이란 현상을 말합니다.

1) 대기 경계에서의 반사로 인해 광선의 전파 방향이 변경됩니다.

2) 지구 대기의 굴절로 인한 광선 전파 방향의 변화

3) 지구 대기에서 전파되는 빛의 흡수

4) 광선이 장애물 주위로 구부러져 직선 전파에서 벗어납니다.

해결책.

먼 우주 물체(예: 별)에서 나온 빛의 광선이 관찰자의 눈에 들어오려면 먼저 지구의 대기를 통과해야 합니다. 이 경우 광선은 굴절, 흡수 및 산란 과정을 겪습니다.

대기 중 빛의 굴절은 대기 중 광선의 굴절로 인해 발생하고 먼 물체(예: 하늘에서 관찰되는 별)의 겉보기 변위로 나타나는 광학 현상입니다. 천체의 광선이 지구 표면에 접근함에 따라 대기의 밀도가 증가하고(그림 1) 광선이 점점 더 굴절됩니다. 지구 대기를 통해 광선이 전파되는 과정은 광선이 전파됨에 따라 광학 밀도가 변하는 투명한 판의 스택을 사용하여 시뮬레이션할 수 있습니다.

굴절로 인해 관찰자는 실제 위치 방향이 아닌 관찰 지점에서 빔 경로의 접선을 따라 물체를 봅니다(그림 3). 물체의 실제 방향과 겉보기 방향 사이의 각도를 굴절각이라고 합니다. 빛이 대기의 가장 두꺼운 두께를 통과해야 하는 수평선 근처의 별은 대기 굴절에 가장 취약합니다(굴절 각도는 각도의 약 1/6입니다).