Atmosferik kırılım

Atmosferik kırılım (ya da atmosferik kırılma) ışığın ya da diğer bir elektromanyetik dalganın atmosferden geçerken ilerlediği düz çizgiden sapmasına verilen isimdir. Bu sapma havanın yoğunluğunun yüksekliğe bağlı olarak değişmesinden kaynaklanır. Yere yakın bölgelerde meydana gelen atmosferik kırılım serpalara neden olur ve uzaktaki cisimlerin parıldamasına ya da dalgalanmasına; yüksek veya alçak görünmesine; genişlemiş veya daralmış görünmesine sebep olur. Atmosferik kırılım terimi ışığın kırılmasında da kullanılır.

Atmosferik kırılım astronomik cisimlerin olduğundan daha yukarıda görünmelerine sebep olur. Aynı derecede olmasa da, sadece ışınları değil bütün elektromanyetik ışımaları etkiler. Örneğin görülür ışıklardan mavi ışık kırmızıdan daha çok etkilenir bu kırılımdan. Bu durum yüksek çözünürlüklü görüntülerde atmosferik cisimlerin renk renk görülmesine sebep olur. (Renkler bir spektrum halinde görülür.)

Gökbilimciler bir cismi gözlemleyecekleri zaman, gözlem zamanını cismin yücelim vaktine yakın seçerler. Bu vakit cismin gökyüzünde en yüksekte olduğu zamandır. Benzer bir biçimde hiçbir denizci ufuktan yirmi derece aşağıdaki bir cisme göre gözlem yapmazlar. Eğer ufuk çizgisine yakın bölgelerde gözlem yapılacaksa, kırılım yüzünden ortaya çıkabilecek kaymaları düzelten kontrol sistemlerine sahip teleskoplar kullanılabilir. Eğer dağılma da söz konusuysa (yüksek çözünürlüklü görüntülerde olduğu gibi), yine atmosferik kırlımı düzelten araçlar kullanılabilir. Bir çift dönen cam prizmadan oluşur bu araçlar. Atmosferik kırılım sıcaklığa, basınca ve neme de (özellikle orta-kızılötesi dalgaboylarında) bağlıdır, bu yüzden başarılı bir düzeltme yapmak için harcana çaba fahiş olabilir.

Hava boşlukları (türbülans) gibi atmosferin homojenliğinin bozulduğu durumlarda, düzeltme işi gerçekten zorlaşır. Doğuş ve batış sırasında güneşin şeklinin bozulmasının ve yanıp sönen yıldız ışıklarının sebebi budur.

Değerler

Atmosferik kırılım başucu noktasında(90°) sıfır, 1′ dakikadan 45° görünür yükseklikte 1′ den daha az, 10° de hala 5.3′; bu noktadan sonra yükseklik azaldıkça etki giderek artıyor, 5° de 9.9′, 2° de 18.4′ ve ufukta ise (0° de) 35.4′ dir. (10 °C ve 101.3 kPa içindir.)

Ufukta kırılım Güneş’in görünür çapından az da olsa daha fazladır. Bu yüzden güneş ufukta tam batıyor ise, bu gerçekte çoktan batmıştır demektir. Genelde, güneş batış ve doğuş vakitleri Güneş’in en üst noktasının ortaya çıktığı ya da yok olduğu zamanları ifade eder. Güneşin gerçek yüksekliğinin standart değeri -50′ dir. (-34′ kırılımdan ve -16′ güneşin yarıçapından) Benzer bir durum Ay için de geçerlidir, fakat bazı ek düzeltmeler gerekir: Ayın yatay ıraklık açısı ve görünür yarıçapı; her ikisi de Dünya Ay uzaklığıyla değişir.

Havadaki günlük değişimler de Güneş’in batma ve doğma vakitlerini etkiler, aynı zamanda Ay batışı ve doğuşunu da. Bu yüzden bu zamanları birkaç dakikadan daha hassas vermek çok anlamlı değildir. Daha hassas ölçümler bu vakitlerin günlük değişimlerini belirlemede kullanışlıdır. Tabi bu değerler kırılımdaki öngörülemez değişimler yüzünden farklılık gösterebilir.

Atmosferik kırılım ufukta 34′ iken, ufkun 0.5° üzerindeyken sadece 29′ dir. Batış veya doğuş sırasında 5′ lık bir düzleşme görülür. (Yaklaşık Güneş’in çapının 6 da biridir.)

Kırılımın Hesaplanması

Kırılımın tam olarak hesaplanması sayısal entegral almayı gerektirir, Auer ve Standish methodu gibi. Bennett (1982)‘in geliştirdiği basit deneysel formül, görünür yükseklik ve Garfinkel (1967)‘in algoritmasını kullanarak kırılımı hesaplar. Eğer ha görünür yükseklik ise (derece biriminde), kırılımın birimi dakika olarak şöyle bulunur:

${\displaystyle R=\cot \left(h_{\mathrm {a} }+{\frac {7.31}{h_{\mathrm {a} }+4.4}}\right)\,;}$

Bu formül 0.07′ ya kadar doğru sonuçlar verir, 0°–90° arasındaki yükseklikler için (Meeus 1991, 102). Sæmundsson (1986) gerçek yükseklik kullanılarak kırılımın hesaplanması için şu formülü geliştirdi:

${\displaystyle R=1.02\cot \left(h+{\frac {10.3}{h+5.11}}\right)\,;}$

Burada h derece cinsinden gerçek yükseklik, R ise dakika biriminde kırılımdır. Bu formül Bennett’in formülüyle 0.1′ ya kadar tutarlıdır. Her iki formül atmosfer basıncını 101.0 kPa ve sıcaklığı 10 °C alır. Farklı basınç ve sıcaklıklar için bulunan kırılımın aşağıdaki oranla çarpılması gerekir.

${\displaystyle {\frac {P}{101}}\,{\frac {283}{273+T}}}$

(Meeus 1991, 103)

Kırılım artan (ya da azalan) her 0.9 kPa basınç için, yaklaşık 1% artar (ya da azalır). Benzer biçimde, artan (ya da azalan) her 3 °C sıcaklık için 1%,yaklaşık 1% artar (ya da azalır).

Rastgele Kırılım Etkileri

Türbülans (hava boşlukları) yıldızların görüntüleri birkaç milisaniye aralıklarla büyütür ve küçültür, onları daha çok ya da daha az parlak yapar. Nispeten daha az yavaş olan değişim bizde parıldama, ışıldama olarak anlaşılır.

Türbülans aynı zamanda yıldızların görüntülerinde rastgele hareketlere sebep olur. Bu etki çıplak gözle görülmez, ama küçük teleskoplarda bile kolaylıkla görülebilir. Gökbilimciler tarafından bu olaya İngilizce “seeing” denir.

Ayrıca bakınız

• Gök bilimsel görme
• Ibn al-Haytham
• Shen Kuo

Kaynakça

1. ^ Allen, C. W. 1976. Astrophysical Quantities, 3rd ed. 1973, reprinted with corrections, 1976. London: Athlone.
2. ^ Schaefer, Bradley E., and William Liller. 1990. Refraction near the horizon. Publications of the Astronomical Society of the Pacific 102: 796–805, July 1990
3. ^ Meeus, Jean. 1991. Astronomical Algorithms. Richmond, Virginia: Willmann-Bell, Inc.
4. ^ Meeus, Jean. 2002. More Mathematical Astronomy Morsels. Richmond, Virginia: Willmann-Bell, Inc.
5. ^ Auer, Lawrence H., and E. Myles Standish. 2000. Astronomical Refraction: Computation for All Zenith Angles. Astronomical Journal 119, no. 5 (May):2472–2474.
6. ^ Bennett, G.G. 1982. The Calculation of Astronomical Refraction in Marine Navigation. Journal of Navigation 35:255–259. DOI (payment required)
7. ^ Garfinkel, B. 1967. Astronomical Refraction in a Polytropic Atmosphere. Astronomical Journal 72:235–254.
8. ^ Sæmundsson, Þorsteinn. 1986. Astronomical Refraction. Sky and Telescope 72 (July):70.