Mécanique céleste


Introduction de corrections optiques (1/3)

La réfraction atmosphérique

Dans ses calculs, un tel logiciel se doit de tenir compte des corrections liées au phénomène de réfraction atmosphérique : à l'interface milieu interstellaire / milieu interplanétaire, puis milieu interplanétaire / atmosphère terrestre, enfin lors de la traversée de couches atmosphériques de compositions chimiques différentes, les rayons lumineux issus des objets célestes subissent des déviations, dont les importances respectives augmentent proportionnellement aux écarts de densités chimiques. Ce phénomène, connu sous le nom de réfraction atmosphérique, a pour effet d'attribuer à l'astre observé depuis la surface de la Terre, une hauteur h généralement supérieure à sa hauteur vraie hvraie.



Le rayon lumineux issu de l'étoile E subit, à la traversée des différentes couches atmosphériques, de multiples déviations qui ont pour effet d'apercevoir cette étoile en E', soit à une hauteur h supérieure à sa hauteur vraie. Cette différence de hauteur fournit la valeur correspondante du coefficient de réfraction R, défini par : R(h) = h - hvraie.

L'erreur résultante, directement proportionnelle au nombre de strates composant l'atmosphère terrestre, dépend donc de l'angle d'incidence de cette vibration lumineuse, soit de la hauteur mème de l'astre observé au-dessus de l'horizon local. Ainsi les conséquences de cette réfraction, très importantes pour un objet situé à proximité de l'horizon terrestre - de l'ordre de 0°36'36'' -, s'amenuisent-elles à mesure que ce mème objet s'élève dans le ciel, pour finalement se révéler inexistantes à l'approche de la direction zénithale. D'où la nécessaire introduction, dans le calcul théorique des coordonnées horizontales locales - azimut et hauteur - de l'objet observé, d'une véritable correction optique, d'un coefficient de réfraction défini par R(h) = h - hvraie. L'astronome danois Tycho Brahé fut le premier, au cours du XVIIIème siècle, à établir les tables de réfraction.

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