Treść książki
Przejdź do opcji czytnikaPrzejdź do nawigacjiPrzejdź do informacjiPrzejdź do stopki
2.10.Astronomiapozycyjna
33
Współczynnikzałamaniaświatławpowietrzu
zależyodjegogęstości,którazkoleijestfunkcją
ciśnieniaitemperatury.Jeśliwysokośćobiektujest
>150,możemyużyćprzybliżonejformuły:
(2.33)
gdzie:a-wysokośćobiektuwstopniach,T-tem-
peraturaw0C,P-ciśnienieatmosferycznewhPa
(czylimilibarach).Przymniejszychwysokościach
obiektutrzebauwzględnićkrzywiznęZiemi.Przy-
bliżonywzórnakątrefrakcjiprzyjmujewtedypo-
stać:
(2.34)
Powyższewzorysąpowszechniestosowane,choć
kłócąsięzzasadamianalizywymiarowej.Wszyst-
kiewielkościmusząbyćwyrażonewodpowied-
nichjednostkach,byuzyskaćpoprawnywynik.
Użytoichdoskonstruowaniaprzedstawionychna
rys.2.22zależnościkątarefrakcjiodwysokości
obiektu,dlaróżnychwarunkówfizycznych.
Rys.2.22.Wielkośćrefrakcjiwróżnychwarunkach.Kąt
refrakcjiRmówi,oilewyżejwidzimyobiektwstosunku
dojegoprawdziwejwysokościa.Refrakcjazależyodgę-
stościpowietrza,awięcciśnieniaitemperatury.Górne
krzyweilustrująrefrakcjęnapoziomiemorza,wraczej
skrajnychwarunkachpogodowych.Nawysokości2,5km
n.p.m.ciśnieniepowietrzawynosiprzeciętnietylko700
hPa,więcefektrefrakcjijestsłabszy(najniższakrzywa)
Refrakcjazawszezwiększaobserwowanąwy-
sokośćobiektu,zwyjątkiemnajbliższegosąsiedz-
twazenitu.Nahoryzoncieróżnicawynosiok.34!,
czyliniecowięcejniżśrednicatarczySłońca.Gdy
więcdolnakrawędźSłońcadotykahoryzontu,
wistocieSłońcejużzaszło.
Wzenicieświatłowogólenieulegarefrakcji,
oilewarstwyatmosferyułożonesąrównolegle.
Czasempogodapowoduje,żegranicepomiędzy
warstwami(np.ciepłegoizimnegopowietrza)
nieprzebiegająpoziomo.Wtedymożepojawićsię
drobnarefrakcjazenitalna,napoziomiekilkuse-
kundłuku.
Podanewkatalogachwspółrzędnegwiazdto
pozycjeśrednie,uwolnioneodefektówparalak-
sy,aberracjiinutacji,podanenakonkretnąepo-
kę.Chcącobliczyćśredniepołożeniegwiazdyna
innądatę,musimypoprawićdanekatalogowena
jejruchwłasny(zob.p.2.10)iprecesję.Pozorną
pozycjęgwiazdywdanymmomencieuzyskamy,
dodająckolejnepoprawkinanutację,paralaksę
iaberrację*.Istniejąrocznikipodającepozornepo-
łożeniapewnychgwiazdreferencyjnychwodstę-
pachkilkudniowych.Sąonepoprawionenaprece-
sję,nutację,paralaksęiaberracjęroczną**.Efekty
aberracjidziennejirefrakcjiniesąuwzględniane,
ponieważzależąodpołożeniaobserwatoraiwa-
runkówlokalnych.
2.10.Astronomiapozycyjna
Pozycjęgwiazdymożnamierzyćalbowzględem
pewnychgwiazdodniesienia,oznanychwspół-
rzędnych(astrometriaróżnicowa),albowzględem
ustalonegoukładuodniesienia(astrometriaabso-
lutna).
Astrometrięabsolutnązwyklewykonujesię
przypomocykołapołudnikowego-teleskopupo-
ruszającegosiętylkowpłaszczyźniepołudnika
(fot.2.2).Maontylkojednąośruchomą,ułożoną
dokładniewkierunkuwschód-zachód.Wszystkie
gwiazdyprzecinająpołudnik,więckażdagwiaz-
dawidocznazdanegomiejscaprzynajmniejrazna
dobęprzechodziprzezśrodekpolawidzeniakoła
południkowego.Notujesięmomentkulminacji
iwysokośćgwiazdywtejchwili.Czasodczytany
zzegaragwiazdowegojestodrazurektascensją
gwiazdy,ponieważjejkątgodzinnywynosiwów-
czash=0.Deklinacjęotrzymujemyzwysokości:
gdzieajestzaobserwowanąwysokością,aϕszero-
kościągeograficznąobserwatorium.
*Nazwanmiejscepozorne”jesttradycyjnaipowszechnie
używana,mimożeraczejmyląca.Oznaczapozycjęaktualną,
czylijaknajbardziejrzeczywistą.
**InstytutGeodezjiiKartografiiwWarszawiewydaje
nRocznikiAstronomiczne”.Towarzyszyimbardzowygodny
nRocznikAstronomicznyOn-Line”(http://www.igik.edu.pl/
pl/Rocznik-Astronomiczny-On-Line),awnimKalkulator
miejscpozornychgwiazd,wykonującyopisanetuobliczenia.
