关于大气折射介绍

[拼音]：daqi zheshe

[外文]：atmospheric refraction

天体射来的光线通过地球大气层，受到大气的折射，这种现象和由此引起的折射量统称为大气折射，又称蒙气差。在上稀下密的地球大气层中，天体S发出的光因大气折射率的变化而逐渐弯曲，以致在M点的观测者看到天体在S(的方向。假如z0为天体的真天顶距，z为视天顶距，角ρ＝z0－z就是大气折射。大气折射使天体向天顶方向偏折，在天体测量工作中必须修正大气折射的影响。

约在公元前二世纪，希腊的波西东尼乌斯发现大气折射对测量的影响。后来，托勒密在他的著作《光学》中进一步论述了大气折射问题。在中国，晋代的姜岌是最先提到大气折射的学者。十六世纪，第谷测定了大气折射值。十七世纪，G.D.卡西尼首先建立大气折射理论。此后，不少著名学者，如牛顿、布拉得雷、拉普拉斯和贝塞耳等都对大气折射进行过研究。他们都将密度不同的大气层，假定为一层层与地球同心的均质球壳。由于地球半径很大，天顶附近的各层大气也可以近似地用平行平面层模型来表示。这种模型称为均匀大气模型，即不考虑实际大气中存在的局部不均匀性和不对称性。在对大气物理性质随高度而改变的规律作了某些假定后，可导出若干种计算大气折射的方法。在天顶距小于70°时，算得的结果与实际尚能符合。但当接近地平时，大气折射的精确计算，至今仍是一个尚未解决的问题。

根据均匀大气模型，大气折射ρ 可表为：

ρ=Atgz+Btg3z，

式中z为观测天顶距，系数A、B仅与测站的大气折射率有关，因而主要与该处大气的温度、压力等物理参数有关。在温度为0℃、压力为760毫米汞柱时大气折射ρ为：

ρ=60.29tgz－0.0669tg3z，

当天顶距不太大时，可近似地表为：

ρ=60.29tgz。

为便于计算，已编有各种大气折射表。根据观测的天顶距和观测时记录的气温和气压，从大气折射表中可以查出大气折射值。至今应用最广的是普尔科沃天文台所编的大气折射表（1870年初版）。

由于大气的折射率与光的波长有关，大气折射也就因光的颜色而异。这种大气色散效应使得不同光谱型的恒星有不同的大气折射，因而会在观测的天顶距中引入与光谱型有关的误差。由于观测处的气温、气压、水汽压和光波长等参数随时在变化，而且不易测准，所以即使测量了观测处的气温、气压后，算得的大气折射仍含有一定的误差。另一方面，大气结构还受地区性局部气象因素的影响，因而其对称性或多或少地发生变化，所以用理想的均匀大气模型算得的大气折射也就与实际情况有差异。这种差异通常称为反常折射。反常折射可达到十分之一角秒的量级，严重地影响地面光学天体测量仪器的测角精度。除天顶距方向的折射外，还有水平方向的大气折射，称为旁折射，它会给近地面的天文方位角观测带来误差。在人造卫星或月球激光测距工作中，因为大气折射使观测到的光行时间与真空中的实际情况不同，所以必须从测距结果中扣除因大气折射所引起的光程影响。甚长基线干涉测量（见甚长基线干涉仪）和人造卫星多普勒观测也受到大气折射的影响。