Обозначим расстояние точки пересечения преломленного луча

Автор: 21.05.2014

Обозначим расстояние точки пересечения преломленного луча с прямой Су от точки С через у. Рассмотрим вступающий в атмосферу элементарный пучок лучей, имеющий форму узкой горизонтальной полосы шириной dR и произвольной длиной z. Если блеск звезды равен Е, то в этом пучке содержится световой поток d<L> = EzdR. Предположим, что экстинкции нет. Тогда после преломления заключенный в пучке поток останется прежним, но, достигнув плоскости Су, он будет иметь вместо прежнего сечения zdR большее сечение zdy (ввиду малости & изменение угла падения мы можем не учитывать). Таким образом, величина ослабления блеска зависит от геоцентрического расстояния L, градиента плотности р и горизонтальной рефракции & = Ъ». Последние две величины связывают ослабление с физическими свойствами атмосферы. Однако воспользоваться этим для практического исследования атмосферы затруднительно, поскольку нет возможности получить точное значение R. Наблюдения покрытий звезд при надлежащей их постановке могут дать кривую изменения блеска Е со временем t. Покажем, как можно использовать такой материал.
Как например успешного применения такой методики укажем наблюдения покрытия о Овна Юпитером, происходившего 20 ноября 1952 г. Бом и Каде сделали на 60-дюймовом рефлекторе обсерватории Маунт Вилсон фотоэлектрическую запись блеска звезды в кальциевой линии К, которая была выбрана в целях ослабления рассеянного света от Юпитера, поскольку спектр звезды В5, и, следовательно, этой линии не содержит. Сравнение полученной кривой с вычисленными привело к значению 3=0,12. Поскольку для Юпитера §=2600 см/сек2 и Т=86° К, это дает д=3,3. Отсюда следует заключение, что внешние слои атмосферы Юпитера должны в основном состоять из смеси молекулярного водорода (i=2) и гелия (а=4), причем отношение Не: Н2 в случае отсутствия более тяжелых компонентов получается порядка 3:1.