miniatura|340x340px| Diagrama que mostra el desplaçament de la imatge del Sol a l'alba o al vespre . Quan el limbe inferior del Sol () toca l'horitzó del mar realment ja no hi és. El que estem veient és la seva imatge refractada a , i l'estrella ja està completament sota el nostre horitzó, a . La refracció atmosfèrica és la desviació de la llum o una altra ona electromagnètica d'una línia recta a mesura que travessa l'atmosfera a causa de la variació en la densitat de l'aire en funció de l'alçada.It is common in studies of refraction to use the term height to express vertical distance above the ground, or vertical datum and altitude to express angular height above the horizon. Aquesta refracció és perquè la velocitat de la llum a través de l'aire disminueix (l'índex de refracció augmenta) amb l'augment de la densitat. La refracció atmosfèrica prop del sòl produeix miratges. Aquesta refracció també pot pujar o baixar, o estirar o escurçar, les imatges d'objectes distants sense involucrar miratges. L'aire turbulent pot fer que els objectes distants semblin centellejar o brillar. El terme també s'aplica a la refracció del so. La refracció atmosfèrica es considera en mesurar la posició dels objectes celestes i terrestres.
La refracció astronòmica o celeste fa que els objectes astronòmics semblin més alts sobre l'horitzó del que realment hi són. La refracció terrestre generalment fa que els objectes terrestres semblin més alts del que realment són, encara que a la tarda, quan l'aire prop del terra s'escalfa, els raigs poden corbar cap amunt fent que els objectes semblin més baixos del que realment estan .
Hi ha moltes maneres d'esbrinar la refracció atmosfèrica o astronòmica, la més indicada en astronomia resulta de la comparació entre l'alçada real (sense considerar l'atmosfera) d'un astre i l'aparent (considerant atmosfera). A aquesta diferència d'alçades la denominarem R i la seva unitat de mesura serà la mateixa que la d'un angle, a causa de la seva petita escala s'empra sovint segons sexagesimals . L'efecte de la refracció R sobre l'alçada d'un astre fa que l'alçada aparent sigui més gran que la real, eleva a l'astre, de manera que es donarà la relació: h real = h aparent - R
Aquest fenomen fa que el Sol, la Lluna i les estrelles es vegin sempre per sobre de la seva posició real i per això s'anomena en astronomia la posició dels astres posició aparent (modificada per la refracció) o posició real (considerant que no n'hi ha atmosfera). Per exemple: un eclipsi selenelion, un fals clarejar i un fals capvespre .
La refracció no només afecta els raigs de llum visible, sinó tota la radiació electromagnètica, encara que en major o menor grau. Per exemple, a l'espectre visible, el blau es veu més afectat que el vermell. Això pot fer que els objectes astronòmics apareguin dispersos en un espectre en imatges d'alta resolució. miniatura|L'atmosfera refracta la imatge d'una llunac reixent quan es posa a l'horitzó. Sempre que sigui possible, els astrònoms programaran les seves observacions al voltant dels moments de culminació, quan els objectes celestes estan més alts al cel. Així mateix, els navegants no apunten amb un sextant una estrella per sota dels 20° sobre l'horitzó. Si no es poden evitar les observacions dobjectes a prop de lhoritzó, és possible equipar un telescopi òptic amb sistemes de control per compensar el canvi causat per la refracció. Si la dispersió també és un problema (en el cas d'observacions d'alta resolució de banda ampla), també es poden fer servir correctors de refracció atmosfèrica (fets de parells de prismes de vidre giratoris).
Atès que la quantitat de refracció atmosfèrica és una funció de la taxa de lapse adiabàtic, la temperatura, la pressió i la humitat (la quantitat de vapor d'aigua, que és especialment important en les longituds d'ona infraroja mitjana), la quantitat d'esforç necessari per a una compensació reeixida pot ser prohibitiva. Els topògrafs, per altra banda, solen programar les seves observacions a la tarda, quan la magnitud de la refracció és mínima.
La refracció atmosfèrica es torna més severa quan els gradients de temperatura són forts, i la refracció no és uniforme quan l'atmosfera és heterogènia, com quan passa turbulència a l'aire. Això provoca condicions de visió subòptimes, com el centelleig de les estrelles i diverses deformacions de la forma aparent del Sol poc abans de la posta del sol o després de la sortida del sol.
Refracció astronòmica miniatura|219x219px| La refracció atmosfèrica distorsiona el disc solar i lunar en una forma desigual a mesura que es posa a l'horitzó inferior. miniatura|Timelapse d'imatges de la Lluna distorsionada gradualment per l'atmosfera preses de l'Expedició 15 a l'Estació Espacial Internacional per Clayton Anderson. La refracció astronòmica s'ocupa de la posició angular dels cossos celestes, la seva aparença com a font puntual i, a través de la refracció diferencial, la forma de cossos estesos com el Sol i la Lluna.
La refracció atmosfèrica de la llum d'una estrella és zero al zenit, menys d'1 ′ (un minut d'arc ) a 45° d'altitud aparent, i encara només 5,3 ′ a 10° d'altitud; augmenta ràpidament a mesura que l'altitud disminueix, aconseguint 9,9' a 5° d'altitud, 18,4' a 2° d'altitud i 35,4' a l'horitzó; tots els valors són per a 10 °C i 1013,25 hPa a la part visible de l'espectre.
A l'horitzó, la refracció és lleugerament més gran que el diàmetre aparent del Sol, de manera que quan la part inferior del disc solar sembla tocar l'horitzó, l'altitud real del Sol és negativa. Si l'atmosfera desaparegués sobtadament en aquest moment, no es podria veure el sol, ja que estaria completament sota l'horitzó. Per convenció, la sortida i la posta del sol fan referència als moments en què l'extremitat superior del Sol apareix o desapareix de l'horitzó i el valor estàndard de l'altitud real del Sol és −50': −34' per a la refracció i −16' per a la reflexió del semidiàmetre del Sol. L'altitud d'un cos celeste normalment es dona pel centre del disc del cos. En el cas de la Lluna, es necessiten correccions addicionals per al paral·laxi horitzontal de la Lluna i el seu semidiàmetre aparent; tots dos varien amb la distància Terra-Luna.
La refracció a prop de l'horitzó és molt variable, principalment a causa de la variabilitat del gradient de temperatura prop de la superfície de la Terra i la sensibilitat geomètrica dels raigs gairebé horitzontals a aquesta variabilitat. Ja en 1830, Friedrich Bessel va descobrir que fins i tot després d'aplicar totes les correccions de temperatura i pressió (però no per al gradient de temperatura) a l'observador, els mesuraments de refracció altament precises variaven en ±0,19 ′ a dos graus sobre el horitzó i en ±0.50 ′ a mig grau sobre l'horitzó. Per sota de l'horitzó s'han observat valors de refracció significativament més alts que el valor nominal de 35,4' en una àmplia gamma de climes. Georg Constantin Bouris va mesurar una refracció de fins a 4° per a les estrelles a l'horitzó a l' Observatori d'Atenes i, durant la seva desafortunada expedició Endurance, Ernest Shackleton va registrar una refracció de 2°37 & #x2032; :
“El sol que havia fet 'positivament la seva última aparició' set dies abans ens va sorprendre en aixecar més de la meitat del disc sobre l'horitzó el 8 de maig. Una resplendor a l'horitzó nord es va convertir en el sol a les 11 am d'aquell dia. Un quart d'hora després, el visitant irraonable va tornar a desaparèixer, només per aixecar-se novament a les 11:40, posar-se a la 1:00 pm, aixecar-se a les 1:10 pm i posar-se lentament a les 1:20 pm Aquests curiosos fenòmens es devien a la refracció que pujava a 2° 37' a les 13:20 hores. La temperatura estava 15° per sota de 0° F., i calculem que la refracció estava 2° per sobre del normal”.
Les variacions diàries en el clima afectaran les hores exactes de la sortida i la posta del sol, així com la sortida i la posta de la lluna i, per aquesta raó, generalment no té sentit donar la sortida i la posta amb major precisió. que el minut més proper. Els càlculs més precisos poden ser útils per determinar els canvis diaris en els temps de pujada i posada que ocorrerien amb el valor estàndard de refracció si s'entén que els canvis reals poden diferir a causa de variacions impredictibles en la refracció.
Com que la refracció atmosfèrica és nominalment 34 & #x2032; a l'horitzó, però només 29 & #x2032; a 0,5 ° per sobre d'ell, el sol ponent o naixent sembla aplanar-se uns 5 & #x2032; (al voltant de 1/6 del seu diàmetre aparent).
Càlcul de la refracció miniatura|Coeficient de refracció a la baixa atmosfera. Young va distingir diverses regions en què s'aplicaven diferents mètodes per calcular la refracció astronòmica. A la porció superior del cel, amb una distància zenital de menys de 70° (o una altitud superior a 20°), diverses fórmules de refracció simples basades en l'índex de refracció (i per tant en la temperatura, pressió i humitat) a l'observador són adequats. Entre 20° i 5° de l'horitzó el gradient de temperatura es converteix en el factor dominant i la integració numèrica, usant un mètode com el d'Auer i Standish i emprant el gradient de temperatura de l'atmosfera estàndard i les condicions mesurades en l'observador, cal. Més a prop de l'horitzó, els mesuraments reals dels canvis amb l'alçada del gradient de temperatura local s'han de fer servir en la integració numèrica. Per sota de l'horitzó astronòmic, la refracció és tan variable que només es poden fer estimacions aproximades de la refracció astronòmica; per exemple, l'hora observada de l'alba o del vespre pot variar uns quants minuts d'un dia a l'altre. Com assenyala The Nautical Almanac, "els valors reals de... la refracció a baixes altituds poden, en condicions atmosfèriques extremes, diferir considerablement dels valors mitjans utilitzats a les taules". miniatura|Gràfic de refracció davant d'altitud utilitzant la fórmula de Bennett de 1982. S'han desenvolupat moltes fórmules diferents per calcular la refracció astronòmica; són raonablement consistents, es diferencien entre si per uns pocs minuts d'arc a l'horitzó i es tornen cada cop més consistents a mesura que s'acosten al zenit. Les formulacions més simples implicaven només la temperatura i la pressió a l'observador, les potències de la cotangent de l'altitud aparent del cos astronòmic i, en termes d'ordre superior, l'alçada d'una atmosfera homogènia fictícia. La versió més simple d'aquesta fórmula, que Smart va sostenir que només cal dins dels 45° del zenit, és:
on R és la refracció en radians, n0 és l'índex de refracció a l'observador (que depèn de la temperatura, la pressió i la humitat) i h a és l'angle d'altitud aparent del cos astronòmic.
George Comstock va desenvolupar una primera aproximació simple d'aquesta manera, que incorporava directament la temperatura i la pressió a l'observador:
on R és la refracció en segons d'arc, b és la pressió atmosfèrica en mil·límetres de mercuri i t és la temperatura en Celsius. Comstock va considerar que aquesta fórmula donava resultats dins d'un segon d'arc dels valors de Bessel per a la refracció des de 15° sobre l'horitzó fins al zenit.
Una expansió addicional en termes de la tercera potència de la cotangent de l'altitud aparent incorpora H 0, l'alçada de l'atmosfera homogènia, a més de les condicions habituals a l'observador:
Una versió d'aquesta fórmula es fa servir als Estàndards d'Astronomia Fonamental de la Unió Astronòmica Internacional (UAI); una comparació de l'algorisme de la UAI amb procediments de traçat de raigs més rigorosos va indicar un acord dins dels 60 mil·lisegons d'arc a altituds superiors a 15°.
Fórmula de Bennett miniatura|400x400px| Taula que mostra l'altura observada (AO, o aparent), la refracció atmosfèrica corresponent i l'alçada veritable segons la fórmula de Bennett: R = (1/tan((AO+73.1/(AO+4.4))*3.1459/180) )/60