miniaturadeimagen|Diagrama del Sol al amanecer o al atardecer que muestra los efectos de la refracción atmosférica, cambiando su posición aparente (véase falso amanecer y atardecer).miniaturadeimagen| La atmósfera refracta la imagen de una Luna creciente cuando se pone en el horizonte. miniaturadeimagen|Distorsión del disco solar a medida que se pone en el horizonte. La refracción atmosférica es un fenómeno óptico que consiste en la desviación de la luz u otra onda electromagnética de una línea recta a medida que atraviesa la atmósfera debido a la variación en la densidad del aire en función de la altura y, por tanto, de su índice de refracción.En los estudios de refracción, es común utilizar el término altura para expresar la distancia vertical sobre el suelo, o datum vertical y altitud para expresar la altura angular sobre el horizonte.
Históricamente, los efectos de la refracción en los astros se estudiaron desde la Antigüedad, aunque no fue hasta la Edad Moderna cuando se comenzó a medirlos calcularlos mediante cálculos matemáticos para tablas en efemérides.
La refracción atmosférica se considera al medir la posición de los objetos astronómicos y terrestres. La refracción astronómica o celeste hace que los astros, como estrellas, parezcan más altos sobre el horizonte de lo que realmente están. Ejemplos de la refracción son un eclipse lunar selenelion y un falso amanecer o atardecer. Esto se debe a que la velocidad de la luz a través de la atmósfera terrestre disminuye (el índice de refracción aumenta) con el aumento de la densidad del aire. La refracción atmosférica se vuelve más severa cuando los gradientes de temperatura son fuertes. Por ello en astronomía se diferencia la posición aparente de los astros (modificada por la refracción) de su posición real (considerando que no hay atmósfera). Aproximadamente el desplazamiento es de un minuto de arco entre el cenit y el horizonte astronómico, pero normalmente es de más de 30 minutos de arco (medio grado) en el horizonte. A veces la refracción horizontal del Efecto Nueva Zembla puede superar los dos grados.
La refracción terrestre se refiere a los efectos producidos en las imágenes los objetos sumergidos en la atmósfera terrestre. Generalmente hace que los objetos parezcan más altos de lo que realmente son dado que los rayos de luz se curvan por encima de la curvatura de la Tierra (véase espejismo superior). Durante el atardecer, cuando el aire cerca del suelo se calienta, los rayos pueden curvarse hacia arriba, haciendo que los objetos parezcan más bajos de lo que realmente son (véase espejismo inferior). La refracción terrestre es menor que la astronómica y apenas perceptible a simple vista, de unos pocos segundos de arco o menos, pero "es enorme en comparación con los errores de medición en la topografía" La refracción es un problema más serio para en geodesia que en astronomía. Sin embargo, los topógrafos suelen programar sus observaciones por la tarde, cuando la magnitud de la refracción es mínima (véase: Refracción de nivelación). Dado que la atmósfera es heterogénea, como cuando ocurre turbulencia en el aire, la refracción no es uniforme. Esto provoca condiciones de visión subóptimas, como el centelleo de las estrellas y varias deformaciones de la forma aparente del Sol poco antes de la puesta del Sol o después de la salida del sol. Como la cantidad de refracción es una función de la gradiente de temperatura, la temperatura atmosférica, la presión atmosférica y la humedad del aire (la cantidad de vapor de agua, que es especialmente importante en las longitudes de onda infrarroja promedia), la cantidad de esfuerzo necesario para una compensación exitosa puede ser prohibitiva. Es común considerar una atmósfera homogénea ideal para facilitar los cálculos en altura inferiores a la troposfera. miniaturadeimagen|Imagen animada de cámara rápida que muestra los efectos de la turbulencia atmosférica en los objetos astronómicos. Una aproximación rápida para calcular la cantidad de refracción astronómica en segundos de arco a una altitud superior de unos 20 grados, asumiendo una refracción "estándar", es , donde la altura real del objeto. Para calcular el efecto de la refracción terrestre en la visibilidad un método conveniente es considerar el arco del rayo de luz refractado como el radio de la Tierra incrementado en proporción al índice de refracción atmosférico. De ello se obtiene la fórmula , donde es el radio de la Tierra y es el coeficiente de refracción. En una "refracción estándar", donde 0.17, el radio del rayo de luz refractado es 7 veces el radio de la Tierra.
La refracción atmosférica no solo afecta a los rayos de luz visible, sino a toda radiación electromagnética en mayor o menor grado. Por ejemplo, en el espectro visible, el azul se ve más afectado que el rojo. Esto puede hacer que los objetos astronómicos aparezcan dispersos (es decir, rojizos) de lo que son. La refracción atmosférica también afecta a la refracción del sonido.
Historia miniaturadeimagen|Tabla de refracciones según Cassini (1684) y Lacaille (1750), ed. 1763.
El astrónomo griego Claudio Ptolomeo explicó en su obra el Almagesto acerca del aumento del tamaño aparente de los astros debido a "exhalaciones de humedad" cuando están cerca del horizonte. Aunque la refracción deforma los astros, esta explicación física y óptica de dicho fenómeno es incorrecta. Fue en su trabajo posterior Óptica sobre la luz y sus propiedades como la refracción y la reflexión donde explicó correctamente como una ilusión óptica (véase: Ilusión lunar).Almagesto: Libro I - Capítulo 03 - Wikisource
En el , el matemático persa Ibn Sahl, descrito como el descubridor de la ley de refracción, analizó la óptica de Ptolomeo en su estudio de las propiedades ópticas de espejos curvos y lentes, el cual fue influyente en el Libro de Óptica del físico árabe Ibn Al-Haytham (Alhacén). En él se trató la refracción atmosférica centrándose en el crepúsculo y descubriendo que el fenómeno cesa (o comienza) cuando el Sol pasa por una posición a 19° sobre el horizonte.
El astrónomo chino Shen Kuo también propuso, alrededor del año 1050, una interpretación del arcoíris usando la refracción atmosférica.
El astrónomo danés Tycho Brahe fue el primero en determinar el valor de la refracción en su tratado Astronomiae instauratae progymnasmata (1602). Brahe midió el acimut del Sol o de una estrella para deducir su distancia cenital real, y luego midió la distancia cenital aparente del mismo cuerpo celeste. La diferencia entre ambas distancias cenitales proporciona el ángulo de refracción correspondiente.
El astrónomo alemán Johannes Kepler, en su Paralipomena de Vitellion (1604), publicó la primera tabla numérica de refracciones que indica cuánto se desvía (o “eleva”) la posición aparente de un astro debido a la refracción de la atmósfera terrestre tras haber leído la obra de Alhacén en 1603 y consultado las observaciones de su maestro Brahe.
Durante el , el astrónomo y matemático neerlandés Willebrord Snel van Royen enunció la ley de la refracción de la luz cuando pasa por un medio de densidad diferente a su medio inicial, posteriormente desarrollada por el físico y matemático francés René Descartes en su tratado La Dióptrica en su Discurso del método (1637).
En 1662, el astrónomo francés Giovanni Cassini estudió la refracción a partir de dos observaciones: una en el horizonte, donde la refracción fue de 32' 20"; y otra a 80° de distancia cenital, donde fue de 5'28". A partir de esto modeló una atmósfera del grosor de 4 km que supuso como homogénea para simplificar los cálculos. Esto último le permitió obtener el valor de la refracción para cada grado y extraer una primera tabla de refracciones de él. Una segunda tabla, más precisa, se publicó en 1684.Brahe, Descartes, Cassini: Pascal Descamps, Jean-Dominique Cassini, la première théorie de la réfraction astronomique, vol. 82, Paris, Société astronomique de France, coll. «Revue: L'Astronomie», 2015, p. 30-32
En 1814, Jean-Baptiste Joseph Delambre simplificó el método de Cassini proponiendo la fórmula general : , donde es la refracción en segundos de arco y es el ángulo entre el astro y el cenit.
Pierre-Simon Laplace y luego Jean Baptiste Biot (1828) acabaron dando la teoría completa más compleja del fenómeno.{Danjon,astronomie, chap IX,1959} Laplace abandonar la idea de una atmósfera homogénea al considerar que la densidad del aire varía con la altura, aplicando la ley de los gases, hidrostática y óptica física al problema. Biot tomó el marco físico de Laplace y lo llevó a una formulación matemática más rigurosa.
El índice de refracción (siendo su símbolo habitual ) de la superficie terrestre, el cual contrarresta la curvatura de la Tierra, fue determinado por primera vez con precisión por el matemático y físico alemán Carl Friedrich Gauss alrededor de 1826. En el estudio topográfico del Estado de Hannover, Gauss recibió un valor promedio del 13% de la curvatura de la Tierra ( = 0,14).
Refracción astronómica miniaturadeimagen|250x250px|La refracción distorsiona el disco solar y lunar en una forma desigual a medida que se pone en el horizonte inferior. La refracción astronómica se ocupa de la posición angular de los cuerpos celestes, su apariencia como fuente puntual y, a través de la refracción diferencial, la forma de cuerpos extendidos como el Sol y la Luna.miniaturadeimagen|Timelapse de imágenes de la Luna distorsionada gradualmente por la atmósfera tomadas de la Expedición 15 en la Estación Espacial Internacional por Clayton Anderson.
La refracción atmosférica de la luz de una estrella es cero en el cenit, menos de 1′ (un minuto de arco ) a 45° de altitud aparente, y todavía solo 5,3′ a 10° de altitud; aumenta rápidamente a medida que la altitud disminuye, alcanzando 9,9' a 5° de altitud, 18,4' a 2° de altitud y 35,4' en el horizonte; todos los valores son para 10 °C y 1013,25 hPa en la parte visible del espectro.
En el horizonte, la refracción es ligeramente mayor que el diámetro aparente del Sol, por lo que cuando la parte inferior del disco solar parece tocar el horizonte, la altitud real del Sol es negativa. Si la atmósfera desapareciera repentinamente en este momento, uno no podría ver el sol, ya que estaría completamente debajo del horizonte. Por convención, la salida y la puesta del Sol se refieren a los momentos en los que la extremidad superior del Sol aparece o desaparece del horizonte y el valor estándar de la altitud real del Sol es −50': −34' para la refracción y −16' para la reflexión del semidiámetro del Sol. La altitud de un cuerpo celeste normalmente se da para el centro del disco del cuerpo. En el caso de la Luna, se necesitan correcciones adicionales para el paralaje horizontal de la Luna y su semidiámetro aparente; ambos varían con la distancia Tierra-Luna.
Siempre que sea posible, los astrónomos programarán sus observaciones alrededor de los momentos de culminación, cuando los objetos celestes están más altos en el cielo. Asimismo, los navegantes no apuntan con un sextante una estrella por debajo de los 20° sobre el horizonte. Si no se pueden evitar las observaciones de objetos cerca del horizonte, es posible equipar un telescopio óptico con sistemas de control para compensar el cambio causado por la refracción. Si la dispersión también es un problema (en el caso de observaciones de alta resolución de banda ancha), también se pueden emplear correctores de refracción atmosférica (hechos de pares de prismas de vidrio giratorios).