0929DRUK00001735

223

REFRAKCJA ASTRONOMICZNA

51. Kilka uwag o spółczynniku załamania światła. Ze wzoru (i) wnioskujemy, że wartdść refrakcji jest tem większa, im większy jest spólczynnik załamania ji₀. Światło, które wysyłają gwiazdy, nie jtst jednorodne, lecz składa się z promieni różnej długości fali X, a wiadomo, że im mniejsza jest długość fali, tem większy jest spólczynnik załamania. Skutkiem tego światło, przychodzące od gwiazd, tdega w atmosferze ziemskiej nietylko załamaniu, t. j. refrakcji, ale także rozszczepieniu czyli dyspersji. Obraz gwiazdy, widziany przez obserwatora ziemskiego, jest więc w istocie widmem tej gwiazdy. W widmie tem, zgodnie ze wzorem (i), najwyżej przez refrakcję jest wzniesiona ta część, dla której spólczynnik załamania jest największy, t. j. część, utworzona z promieni o najmniejszej długości fali X. Obraz gwiazdy jest zatem w idmem, rozciągniętem wzdłuż kola wierzchołkowego, w którem część czerwona zajmuje położenie najniższe.

Naturalnie rozciągłość tego widma jest bardzo niewielka, a w znaczniejszej wysokości nad horyzontem trudno je wogóle stwierdzić obserwacją. O rozciągłości widma atmosferycznego gwiazd wnioskować możemy na podstawie wartośoi spółczynnika załamania dla promieni różnych długości fali. Spólczynniki załamania suchego powietrza przy temperaturze 0°C i ciśnieniu 7 60 mm. dla głównych linij Praunhofera są podane w następującej tabelce :

Lin ja Fraunhoiera	X W fJLJJl *)	1
B	687	0.0002911
C	656	0.0002914
D	589	0.0002922
E	527	0.0002983
F	486	0.0004943
G	431	0.0002962
H	397	0.0002978

t. j. w miljonowych częściach milimetra.