Значение слова РЕФРАКЦИЯ в Энциклопедическом словаре Брокгауза и Евфрона

Рефракция - преломление лучей света в земной атмосфере. Если быатмосфера была однородна, то лучи света, преломившись на ее пределе,распространялись бы далее прямолинейно. На самом деле плотность воздухаот границы атмосферы до поверхности земли постепенно увеличивается, лучисвета преломляются непрерывно, и их пути представляют кривые,вогнутостью обращенные к земле. Наблюдатель видит звезду по направлениюкасательной к траектории луча, поэтому Р. изменяет видимое положениевсех светил на небесном своде, и все астрономические наблюдения должныбыть исправлены за Р. Так как с достаточной точностью землю можносчитать шаром, а атмосферу - состоящей из множества концентрическихшаровых слоев, плотность которых непрерывно изменяется, то путь луча -кривая плоская, и рефракция влияет только на высоту светила, "подымает"его, и нисколько не изменяет азимута. К видимому зенитному расстояниюнужно прибавлять влияние рефракции, чтобы получить истинное зенитноерасстояние. Величина Р. меняется с зенитным расстоянием. В зените, гделучи проходят перпендикулярно к слоям атмосферы, Р. равна нулю, навысоте 45° около 1ў, наибольшая (около 37ў) в горизонте. Точноевычисление Р. зависит от закона распределения плотностей в атмосфере.Если бы температура всех слоев воздуха была одинакова, то плотности былибы пропорциональны давлениям, и Р. вычислялась бы очень просто. Нотемпература воздуха уменьшается с высотой, по закону, который ещенеизвестен, почему и закон распределения плотностей остается тоженеизвестным, а теорию Р. приходится основывать на различных гипотезах остроении атмосферы, выбранных так, чтобы вычисленная Р. возможно хорошосогласовалась с наблюденной. Приближенно Р. может считатьсяпропорциональной тангенсу зенитного расстояния (tg), точнее онавыразится рядом членов с нечетными степенями tg, причем первые два членаобщи для всех теорий, т. е. не зависят от распределения температур."Постоянной" (величиной) рефракции называется коэффициент у первогочлена. Кроме строения атмосферы, Р. зависит от абсолютной величиныплотности воздуха, т. е. изменяется с давлением и температурой; поэтомудля вычисления Р. необходимо записывать при наблюдениях показаниябарометра и термометра. Р. для нормальных показаний барометра (760 мм.)и термометра (410° Ц.) называется средней Р. Из наблюдений величина Р.может быть определена измерением высот околополярной звезды в двухкульминациях. Современные работы по определению Р. состоят, как и дляопределения других астрономических постоянных, в том, что к принятойвеличине Р. ищут поправку, которая приводила бы весь наблюдательныйматериал в наилучшее согласие. Бессель в своей теории, которая снекоторыми изменениями может считаться наилучшей, представил Р.формулой: r = tga(BT)Agl где В зависит от показания барометра. Т -термометра при барометре, g - температуры воздуха, a медленно изменяетсяс зенитным расстоянием, А и l - величины, близкие к единице и отличаютсячувствительно от нее только при больших зенитных расстояниях Все этивеличины даются в таблицах по аргументу z (зенитное расстояние). ВПулковских таблицах ("Tabulae refractionum in usum speculae pulcovensiscongestae", 1870), в основание которых взята теория Гюльдена, значениеtga дается через минуту дуги; g - для каждой десятой доли градуса R, В -для каждой десятой доли английской полулинии. Несомненно, чтораспределение плотностей воздуха не может подойти ни под какой общийзакон, - местные уклонения вследствие ветра, влажности и т. д. достигаютзначительных размеров. Р. не может никогда быть строго вычислена, ошибкаее в среднем достигает 2 - 3%; никакая теория, никакое искусствонаблюдений не может тут помочь и ошибка может быть исключена только всреднем из многочисленных наблюдений, Особенно плохо поддаетсявычислению Р. у горизонта, поэтому астрономы редко наблюдают светиланиже 10 - 15° высоты над горизонтом. Вследствие Р. светила восходятраньше и заходят позже, чем это происходило бы при отсутствии атмосферы.Диски солнца и луны у горизонта кажутся сплющенными: разность Р. у двухкраев достигает 6ў. Горизонтальная Р. подвержена большим аномалиямособенно в холодных странах. Как пример этого можно упомянуть наблюдетеБарентца. (голландская экспедиция, зимовавшая в 1597 г. на Новой Землепод 76° северной широты), Он увидел после полярной ночи солнце уже 24января, т. е. на 17 дней раньше, чем ожидал, - Р. достигала 4°. Помимонеполной шарообразности земли, слои воздуха равной плотности не всегдарасположены параллельно поверхности земли; вследствие этого происходиттак наз. боковая Р. - изменение азимута. До сих пор, однако, ее влияниенедоступно вычислению. Вследствие светорассеяния, которое сопровождаетпреломление, светила, находящиеся очень низко над горизонтом, дают взрительных трубах спектральное изображение: видны не точки, а маленькиеспектры обращенные красными концами вниз. Указания на Р. встречаются начиная с первого века по Р. Хр. Клеомедприводит преломление лучей в атмосфере для объяснения затмения луны,когда и луна, и солнце были выше горизонта. Птолемей в своей "Оптике"говорит, что все звезды вследствие преломления поднимаются к зениту.Sextos Empiricus, возражая астрологам, упоминает о влиянии Р. на восходсветил. Наблюдения того времени были, однако, еще слишком грубы, чтобывыводить Р. непосредственно из них. Вальтер первый, в XV стол., сталисправлять наблюдения за Р. - Тихо де Браге построил таблицы P.,сравнивая наблюденные зенитные расстояния с вычисленными. Принимаяошибочно для солнца параллакс (который опускает светила) равным 3', онвынужден был для солнца составить особую таблицу с большей Р., чем длязвезд. Кеплер опроверг эту ошибку и показал, что все светила одинаковоподвергаются Р. Не зная еще истинного закона преломления света, онпостроил, однако, довольно точные таблицы Р. После открытия Снеллиемзаконов преломления первая таблица, вычисленная теоретически,принадлежит Кассини; она была превосходна для своего времени. Пикарзаметил зависимость Р. от температуры, Брадлей зависимость ее отбарометрического давления. Теоретические исследования Ньютона, Эйлера,Ориани, Бернулли сводились к тому, чтобы на основании законов Снеллия игипотетического строения атмосферы определить геометрический характерпути луча (Solaire - как назвал эту линию Буте). Полное развитие теорияР. получила только с работами Крампа ("Analyse des refractions" 1799) иЛапласа ("Mecanique celeste"), где впервые даны методы вычисленияинтегралов, встретившихся в этой теории. Бессель изложил свою теорию идал таблицы Р. в "Fundamenta astronomiae". Из других работ следуетназвать Айвори, Лёббока, Шмидта; из позднейших Гюльдена ("Untersuchungenuber die Constitution der Atmosphare und die Strahlenbrechung inderselben", СПб., 1866 - 68), Радо ("Recherches sur la theorie desrefractions", П., 1882), М. Ковальский ("Recherches sur la refractionastronomique", Казань, 1878). Полный исторический обзор и изложение всехтеорий до 1861 г. сделан у Брунса: "Die Astronomische Strahlenbrechungin ihrer historischen Entwickelung". В XVI стол. Пикар первый показал, что при геодезических работахзенитные расстояния земных предметов необходимо исправлять запреломление. Такие уклонения лучей света называются земной Р., в отличиеот астрономической, когда лучи света пронизывают всю толщу атмосферы.Земная Р. очень мало поддается вычислению, так как плотности нижнихслоев воздуха более всего подвержены аномалиям. Обыкновенно принимаютпуть луча между двумя точками за круговую линию, а Р. - пропорциональнойрасстоянию. Коэффициент земной Р. (отношение ее величины к половине угламежду отвесными линиями в обоих пунктах) по различным определениям, взависимости от условий почвы, высоты над поверхностью земли, временидня, влажности и т. д., колеблется от 0,12 до 0,20. Наибольшая земная Р.наблюдается при рассвете (minimum температуры), когда удаленные предметыкажутся как бы висящими в воздухе. Этим временем пользуются дляразыскивания в трубу далеких тригонометрических сигналов. В. С.