La rifrazione atmosferica è la deviazione del percorso della luce rispetto alla linea retta, quando essa attraversa l‘atmosfera terrestre.

Quando il raggio di luce proveniente da un astro penetra l’atmosfera, incontra strati d’aria di crescente densità e quindi il suo percorso si incurva per il fenomeno della rifrazione. Come risultato, un osservatore al livello del suolo vede l’astro in posizione più elevata rispetto alla sua posizione reale.

La luce proveniente dal Sole (linea incurvata $SO$) è rifratta dall’atmosfera terrestre e giunge all’osservatore ($O$) come se provenisse da $S’$ (la retta $S’O$ è tangente alla curva $SO$ nel punto $O$) . Così, il Sole appare ancora sopra l’orizzonte (linea blu) mentre in realtà è già tramontato e l’intero disco è al di sotto dell’orizzonte (immagine da wikimedia).

La rifrazione atmosferica è nulla per gli astri che si trovano allo zenit e cresce con il diminuire della loro altezza. A $45^\circ$ l’altezza apparente degli astri è maggiore di circa un primo rispetto alla loro altezza vera. All’orizzonte l’effetto della rifrazione “solleva” gli astri di circa $35$ primi. Di conseguenza gli astri sono visibile anche quando, in realtà, si trovano appena al di sotto dell’orizzonte. Nel caso della Luna e del Sole al tramonto o all’alba, l’elevato gradiente di rifrazione atmosferica verso l’orizzonte, fa sì che i loro dischi ci appaiano deformati.

La rifrazione atmosferica è influenzata da numerosi fattori tra i quali la temperatura e la pressione dell’aria. Essa  aumenta con l’aumentare della pressione e con il diminuire della temperatura. A complicare le cose, la rifrazione dipende dalla lunghezza d’onda della radiazione considerata.

La varianzione di altezza di un astro dovuta alla rifrazione può essere calcolata ma la precisione del risultato diminuisce drasticamente con il diminuire dell’altezza: l’istante del sorgere e del tramontare apparente di un astro si può esprimere con un errore minimo di un minuto.

Una delle formule empiriche per calcolare la rifrazione atmosferica è quella di Saemundsson:

$$R = 1\text{,02}\cot \left( h+\frac{10\text{,3}}{h+5\text{,11}}\right)$$

dove $h$ è l’altezza vera di un astro espressa in gradi. Il valore $R$ che si ottiene è l’effetto di rifrazione in primi d’arco, cioè quanti primi d’arco si devono aggiungere all’altezza vera per ottenere l’altezza apparente. I valori di $R$ così ottenuti sono calcolati presupponendo una pressione atmosferica di $101\text{,0}$ kPa (= $1010$ millibar) e una temperatura di $10^\circ C$. Per ottenere $R$ a diverse pressioni e temperature è necessaria una correzione moltiplicando $R$ per:

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

Ecco alcuni valori di esempio (a pressione e temperatura standard) ottenuti con questa formula:

altezza dell’astro
(in gradi)
effetto di rifrazione
(in primi d’arco)
$0$
$34.5$
$1$
$24.4$
$2$
$18.3$
$3$
$14.4$
$4$
$11.8$
$5$
$10.0$
$10$
$5.5$
$20$
$2.9$
$45$
$1.5$

E’ interessante notare che all’orizzonte ($0^\circ$ di altezza) la rifrazione è di $34\text{,5}$ primi d’arco, maggiore quindi del diametro apparente del Sole e della Luna (entrambi di circa mezzo grado). Perciò, ad esempio, quando vediamo che al tramonto il Sole tocca l’orizzonte con il suo bordo inferiore, in realtà l’intero suo disco è già al di sotto.

La rifrazione atmosferica è responsabile anche dello scintillio delle stelle. La luce delle stelle attraversa strati di atmosfera la cui densità varia continuamente provocandone rapidi cambiamenti di direzione.

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