Réfraction terrestre

Photographie de la Lune partiellement obscurcie par l'atmosphère terrestre, prise depuis la navette spatiale Discovery. On remarque que la forme apparente de la Lune dans sa partie basse n'est plus circulaire en raison de la réfraction atmosphérique.

La réfraction atmosphérique est un phénomène optique qui consiste en une trajectoire non-rectiligne de la lumière à la traversée de l'atmosphère et qui est dû à la variation de la densité de l'air avec l'altitude. Pour les objets immergés dans l'atmosphère, le phénomène prend le nom de réfraction terrestre et conduit aux mirages ainsi qu'à des effets de miroitement et d'ondulation pour les objets lointains. En astronomie d'observation la réfraction astronomique conduit à une erreur dans l'évaluation de la position angulaire réelle de l'astre observé^[1] : il est vu plus haut dans le ciel qu'il ne l'est réellement. Il faut donc effectuer une correction de hauteur dite de réfraction atmosphérique.

Ce phénomène n'affecte pas que les rayons lumineux mais de manière générale toutes les ondes électromagnétiques. L'effet est aussi fonction de la longueur d'onde (phénomène de dispersion). Ainsi la lumière bleue est plus affectée que la lumière rouge par le phénomène. C'est pourquoi les objets astronomiques, en raison de leur spectre, peuvent voir leurs images en haute résolution s'étaler. Le rayon vert peut en partie aussi être interprété par la réfraction atmosphérique et la dispersion^[1].

Le fait de voir le Soleil à l'horizon sous une forme oblongue, légèrement aplatie, est un autre effet de la réfraction atmosphérique, observable également pour la Lune.

La réfraction atmosphérique est beaucoup plus importante pour des objets proches de l'horizon que pour des objets plus près du zénith. Ainsi pour en limiter les effets, les astronomes programment autant que possible leurs observations d'objet au point culminant de leur trajectoire dans le ciel. De la même façon, pour se guider, les marins ne visent pas les étoiles proches de l'horizon, mais uniquement des étoiles au moins 20° au dessus. Si les observations proches de l'horizon ne peuvent être évitées, il est possible sur certains instruments d'optique de compenser les décalages dus à la réfraction atmosphérique ainsi que les effets de la dispersion. Néanmoins la réfraction atmosphérique dépendant également de la pression atmosphérique et de la température, les systèmes permettant de compenser correctement tous les effets sont technologiquement compliqués et souvent d'un coût prohibitif. Le problème est encore plus compliqué lorsque la réfraction atmosphérique est non-homogène notamment à la rencontre de turbulences dans l'air. Ces turbulences sont à l'origine du phénomène de scintillation des étoiles.

Valeurs numériques

Diagramme montrant le décalage entre la position réelle et la position apparente du Soleil à l'horizon. S (en jaune) est la position réelle. S' (en rouge) est la position apparente vue par l'observateur O situé au sol. La ligne bleue représente l'horizon.

La réfraction dépendant de la pression et de la température, les valeurs ci-dessous sont données pour 10°C et 100,3 kPa. Ajouter 1 % à la réfraction pour chaque 3°C de baisse de température ; le soustraire pour une augmentation de température de 3°C (l'air chaud étant moins dense, l'effet est plus faible). On ajoute (respectivement soustrait) également 1 % pour chaque 0,9 kPa d'augmentation (respectivement diminution) de pression.

Si l'étoile est au zénith, il n'y a aucune correction à faire, le rayon lumineux n'étant pas dévié en incidence normale. À 45° de hauteur, la correction vaut près d'une minute d'arc (1/60 de degré). À l'horizon (0° de hauteur), elle vaut 34' soit à peu près un demi degré. Le diamètre apparent du Soleil étant également proche du demi degré (32'), ceci explique pourquoi il est parfois dit que : « lorsque le Soleil touche l'horizon il est en réalité déjà couché ».

Pour le calcul des heures de lever et de coucher du Soleil la réfraction atmosphérique est également prise en compte. L'heure calculée ne correspond pas au moment où le Soleil atteint l'altitude 0°, mais au moment où il atteint l'altitude -50' : -16' pour tenir compte du rayon angulaire du Soleil (les tables astronomiques donnant généralement la position du centre de celui-ci) et -34' pour la réfraction atmosphérique à l'horizon. Dans le cas de la Lune il faut tenir compte du phénomène de parallaxe, du diamètre angulaire et de la phase lunaire (même si ce dernier point est rarement pris en compte).

Cas des ondes électromagnétiques

Les grandes ondes ont un indice n inférieur à 1 : le mirage devient très grand et même on peut parler de quasi-réflexion de l'onde sur l'ionosphère : on peut entendre la radio du Japon, le soir en particulier.

Histoire

L'astronome chinois Shen Kuo a proposé, vers l'an 1050, une interprétation de l'arc-en-ciel utilisant la réfraction atmosphérique^[2].

L'arabe Alhazen aurait également, vers l'an 1050, étudié le phénomène en s'intéressant au crépuscule et en découvrant que le phénomène cesse (ou commence) quand le Soleil passe par une position 19° au dessus de l'horizon^[3].

Kepler dans les Paralipomènes à Vitellion (1604) publie la première table en Occident, après avoir lu en 1603 l'oeuvre d'Alhazen et consulté les observations de son maître Tycho Brahé.

Laplace puis Biot (1828) finissent par donner la théorie complète (assez complexe) du phénomène ^[4]

Notes et références

Références

Notes

• (en) Cet article est partiellement ou en totalité issu d’une traduction de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « Atmospheric refraction ».

Voir aussi

Articles connexes

• Réfraction

Liens externes

• (en) « Astronomical refraction », sur le site mintaka.sdsu.edu.

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