0929DRUK00001741

229

REFRAKCJA ASTRONOMICZNA

tego musimy się w tym względzie uciekać do hipotez, dążąc oczywiście do tego, ażeby hipotezy te oprzeć było można na znanych faktach, lub też przynajmniej aby hipotezy te były w zgodzie ze znanemi faktami.

Druga trudność jest natury czysto matematycznej. Z postaci wzoru (86) wynika, że nawet gdy za podstawę obliczenia bierzemy taką hipotezę, której postać matematyczna jest o ile możliwości najprostsza, to pomimo to całkowanie w zamkniętej postaci jest niewykonalne; tet ono zadaniem skomplikowanem nawet wtedy, gdy chodzi o osiągnięcie wartości przybliżonej, ale posiadającej dokładność dostateczną.

Ze względu na wspomniane trudności cały szeląg najwybitniejszych uczonych zajmował się teorją refrakcji, dążąc do jej udoskonalenia. Odsyłając ciekawego czytelnika do nader bogatej literatury tego przedmiotu, oprzemy się w dalszym wykładzie głównie na cennych pracach z dziedziny teorji refrakcji Ii a d a u'a, uzupełnionych przez L. de Bali a, mody filcując je w sposSb stosowny.

Wspomnieliśmy, że zmienna s jest zawsze małym ułamkiem. Z określenia tej wielkości wypływa, że posiada ona największą wartość na granicy atmosfery, t. j. gdy A = II. Nie wiemy, do jakiej odległości od powierzchni ziemi sięga atmosfera ziemska? ale gdy weźmiemy pod uwagę, w jaki sposób maleje gęśtość powietrza w miarę wznoszenia się nad powierzchnię ziemi, to można z wieikiem prawdopodobieństwem wnioskować, że w odległości 60—70 km od powierzchni ziemi gę-stc^ć powietrza jest już tak mała, iż spółezynnik załamania tam nie różni się praktycznie od jedności. Możemy więc przyjąć

H— r₀ 66 km = 1.01 r_w

t. j. że największa zachodząca praktycznie w rachubę wartość zmiennej s wynosi co najwyżej 0.01.

Również stała a ma wartość małą. Według określenia

jest a = ——, a że w przybliżeniu |j,₀ = 1.0003, więc także Ihi

w przybliżeniu a = 0.0003 = p,, — 1.