Ekstynkcja atmosferyczna
5 Maj 2005r. w Fotometria Gwiazd napisał/a Marcin SzulcAtmosfera ziemska osłabia blask ciał niebieskich i to osłabienie nosi nazwę ekstynkcji atmosferycznej. Znajomość wartości ekstynkcji ma ogromne znaczenie w badaniach fotoelektrycznych, a znaczenie to wzrosło wraz z rozpowszechnieniem się fotometrii fotoelektrycznej. Zwiększona bowiem dokładność pomiarów fotoelektrycznych wymaga dokładniejszych znajomości ekstynkcji.
Atmosfera ziemska osłabia blask ciał niebieskich i to osłabienie nosi nazwę ekstynkcji atmosferycznej. Znajomość wartości ekstynkcji ma ogromne znaczenie w badaniach fotoelektrycznych, a znaczenie to wzrosło wraz z rozpowszechnieniem się fotometrii fotoelektrycznej. Zwiększona bowiem dokładność pomiarów fotoelektrycznych wymaga dokładniejszych znajomości ekstynkcji. Po uwzględnieniu ekstynkcji możemy poznać pozaatmosferyczne wielkości i barwy gwiazd, to jest takie wielkości, jakie obserwowalibyśmy, gdyby Ziemia była pozbawiona atmosfery, co jest zasadniczym celem badan fotometrycznych.
Światło ciał niebieskich dochodzi do obserwatora na Ziemi po przebyciu dość grubej warstwy atmosfery ziemskiej pochłaniającej je i rozpraszającej. Stopień osłabienia światła w atmosferze, czyli wartość ekstynkcji zależy od grubości warstwy atmosferycznej, którą światło przechodzi, zanim dotrze do obserwatora. Ponieważ przy pionowym padaniu promienia świetlnego droga światła w atmosferze jest najkrótsza, przeto w zenicie ekstynkcja jest najmniejsza i rośnie wraz ze wzrostem odległości zenitalnej. Ekstynkcja zmienia nie tylko widomy blask gwiazd, ale również i ich barwę, atmosfera bowiem rozprasza światło tym silniej, im krótsza jest jego długość fali.
Dokładne wyznaczanie chwilowej wartości ekstynkcji atmosferycznej jest zagadnieniem trudnym, bo stopień przezroczystości atmosfery ziemskiej zależy od wielu czynników określających jej stan, jak np. zawartość pyłu i kropelek wody w atmosferze, zawartość pary wodnej itp., a czynniki te ulegają zmianom nawet w ciągu jednej nocy obserwacyjnej. Dlatego przy wyprowadzaniu wzorów wyrażających zależność ekstynkcji od odległości zenitalnej uciekamy się do upraszczających założeń, podobnie jak to się czyni przy wyprowadzaniu wzorów na refrakcję atmosferyczną.
Załóżmy, że skończona atmosfera otacza Ziemię warstwami kulistymi o jednakowym składzie. Wówczas stosunek obserwowanego natężenia światła Iz w odległości zenitalnej z do natężenia jego I nie osłabionego przez atmosferę wyraża się wzorem
Jeżeli podobnie jak to zrobiliśmy przy wprowadzeniu wzorów na refrakcję założymy, że atmosfera składa się z warstw płaskorównoległych do płaszczyzny horyzontu i jeżeli pominiemy zakrzywienie promienia świetlnego w atmosferze na skutek refrakcji, to możemy napisać
Wyrażenie to jest wystarczająco dokładne do odległości zenitalnej 60o, nawet w przypadku fotometrii fotoelektrycznej.
Wartość K ulega zmianom czasie zależnie od zmian w przeźroczystości atmosfery, przybierając różne wartości dla różnych dziedzin spektralnych. Na przykład dla wielkości fotograficznych (mpg) współczynnik K jest około dwa razy większy niż dla wielkości fotowizualnych (mpv), dla których w przypadku dobrej przejrzystości powietrza w warunkach nizinnych jest rzędu 0m,2. W ogóle ekstynkcja przybiera wartości tym większe, im krótsza jest długość fali, w której prowadzone są obserwacje. Ekstynkcja zależy poza tym od rozkładu natężenia w widmie gwiazdy, czyli od klasy widmowej, a więc od wskaźnika barwy. Jest ona większa dla gwiazd gorących, których promieniowanie krótkofalowe jest bardziej intensywne niż dla gwiazd chłodnych. Przyjmuje się, że współczynnik K jest funkcją liniową wskaźnika barwy, co piszemy w postaci
Referencje:
Eugeniusz Rybka: "Astronomia Ogólna" wyd. VI
Światło ciał niebieskich dochodzi do obserwatora na Ziemi po przebyciu dość grubej warstwy atmosfery ziemskiej pochłaniającej je i rozpraszającej. Stopień osłabienia światła w atmosferze, czyli wartość ekstynkcji zależy od grubości warstwy atmosferycznej, którą światło przechodzi, zanim dotrze do obserwatora. Ponieważ przy pionowym padaniu promienia świetlnego droga światła w atmosferze jest najkrótsza, przeto w zenicie ekstynkcja jest najmniejsza i rośnie wraz ze wzrostem odległości zenitalnej. Ekstynkcja zmienia nie tylko widomy blask gwiazd, ale również i ich barwę, atmosfera bowiem rozprasza światło tym silniej, im krótsza jest jego długość fali.
Dokładne wyznaczanie chwilowej wartości ekstynkcji atmosferycznej jest zagadnieniem trudnym, bo stopień przezroczystości atmosfery ziemskiej zależy od wielu czynników określających jej stan, jak np. zawartość pyłu i kropelek wody w atmosferze, zawartość pary wodnej itp., a czynniki te ulegają zmianom nawet w ciągu jednej nocy obserwacyjnej. Dlatego przy wyprowadzaniu wzorów wyrażających zależność ekstynkcji od odległości zenitalnej uciekamy się do upraszczających założeń, podobnie jak to się czyni przy wyprowadzaniu wzorów na refrakcję atmosferyczną.
Załóżmy, że skończona atmosfera otacza Ziemię warstwami kulistymi o jednakowym składzie. Wówczas stosunek obserwowanego natężenia światła Iz w odległości zenitalnej z do natężenia jego I nie osłabionego przez atmosferę wyraża się wzorem
Iz/I = e-kMz
gdzie e jest podstawą logarytmów naturalnych, Mz oznacza tzw. masę atmosferyczną proporcjonalną w przybliżeniu do długości drogi promienia świetlnego w atmosferze dla odległości zenitalnej z, k jest stałym współczynnikiem proporcjonalności. Dla zenitu (z = 0) stosunek ten piszemy w postaci:I0/I - e-kM0 = p
przy czym M0 oznacza masę atmosferyczną przy pionowym padania światła, którą przyjmować będziemy za jedność (M0 = 1). Współczynnik p nazywamy współczynnikiem przezroczystości. Przy założeniu, że M0 = 1, współczynnik ten wyrażamy wzoremp = e-k
Z powyższego wzoru przy uwzględnieniu wcześniejszych wzorów otrzymamyIz/I = pMz
czyli zgodnie z prawem Pogsonam'z - m = 2,5log(pMz)
gdzie m oznaczyliśmy jako wielkość pozaatmosferyczną gwiazdy, a przez m'z - jej wielkość widomą w odległości zenitalnej z.Jeżeli podobnie jak to zrobiliśmy przy wprowadzeniu wzorów na refrakcję założymy, że atmosfera składa się z warstw płaskorównoległych do płaszczyzny horyzontu i jeżeli pominiemy zakrzywienie promienia świetlnego w atmosferze na skutek refrakcji, to możemy napisać
Mz = 1/cosz = secz
A więc na ekstynkcję mamy wyrażenieE = m' - m = K*secz
gdzie przez K oznaczamy wartość 2,5logp.Wyrażenie to jest wystarczająco dokładne do odległości zenitalnej 60o, nawet w przypadku fotometrii fotoelektrycznej.
Wartość K ulega zmianom czasie zależnie od zmian w przeźroczystości atmosfery, przybierając różne wartości dla różnych dziedzin spektralnych. Na przykład dla wielkości fotograficznych (mpg) współczynnik K jest około dwa razy większy niż dla wielkości fotowizualnych (mpv), dla których w przypadku dobrej przejrzystości powietrza w warunkach nizinnych jest rzędu 0m,2. W ogóle ekstynkcja przybiera wartości tym większe, im krótsza jest długość fali, w której prowadzone są obserwacje. Ekstynkcja zależy poza tym od rozkładu natężenia w widmie gwiazdy, czyli od klasy widmowej, a więc od wskaźnika barwy. Jest ona większa dla gwiazd gorących, których promieniowanie krótkofalowe jest bardziej intensywne niż dla gwiazd chłodnych. Przyjmuje się, że współczynnik K jest funkcją liniową wskaźnika barwy, co piszemy w postaci
K = K0 + Kc*CI
Z powyższego wzoru wynika, że przy sprowadzaniu wielkości gwiazdowych lub wskaźników barwy do wartości pozaatmosferycznych należy znać wartości liczbowe dwóch współczynników Ko i Kc. Wartości te uzyskujemy drogą obserwacyjną przez pomiary fotometryczne gwiazd z dobrze wyznaczonymi wielkościami wskaźnikami barwy przeprowadzane w różnych odległościach zenitalnych. Referencje:
Eugeniusz Rybka: "Astronomia Ogólna" wyd. VI
Komentarze użytkowników
( DODAJ SWÓJ )
Nikt jeszcze nie napisał komentarza do tego materiału.Napisz komentarz
Odpowiedz na pytanie zadane w sondzie.
Zjawiska oraz wydarzenia w nadchodzącym miesiącu.
Zagłosuj lub zgłoś swoją stronę.
Ostatnio pisaliście:
Twoje Imię
18.08.2022, 10:13