Gök aydınlığı

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Atla: kullan, ara

Gök Aydınlığı veya Gece Aydınlığı, gezegensel atmosferin yaydığı çok zayıf bir ışıktır. Dünya’yı ele alıcak olursak, bu olgu geceleri gökyüzünün hiçbir zaman tamamen karanlık olmamasına neden olur. (Bu durum yıldızlardan gelen ışıkları ve güneş ışınlarının atmosferde yayılımını çıkardığımızda dahi geçerlidir.)

Gelişme[değiştir | kaynağı değiştir]

Bu olgu ilk kez 1868 yılında İsveçli bilim insanı Anders Ângström tarafından belirlendi. O zamandan beri bu konu hakkında laboratuarlarda çalışılmış, ve sürecin parçası olan çeşitli kimyasal reaksiyonların elektromanyetik enerji yaydığı gözlemlenmiştir. Bilim insanları Dünya’nın atmosferinde olabilecek süreçlerden bazılarını belirlemiş ve gözbilimciler (astronomlar) bu enerji yayılımlarının olduğunu doğrulamıştır.

Tanımı[değiştir | kaynağı değiştir]

Gök aydınlığı üst atmosferdeki çeşitli süreçlerin sonucudur. Gün boyu güneş ışınları tarafından elektriksel olarak yüklenmiş moleküllerin veya atomların eski konumlarına dönmeleri, kozmik ışınların üst atmosfere çarpması, ve birkaç yüz kilometre yükseklikte ana olarak oksijen ve nitrojen moleküllerinin hidroksil iyonlarıyla reaksiyonu bu süreçlere örnek olarak verilebilir. Güneşten gelen dağınık ışıklarından dolayı, bu olgu gündüzleri fark edilemez.

En iyi (yere konuşlandırılmış) gözlemevlerinde bile, gök aydınlığı teleskopların hassaslığını görülebilir dalga boylarında kısıtlar. Kısmen bu sebepten dolayı, uzaya konuşlandırılmış Hubble Uzay Teleskopu gibi teleskoplar görünür dalga boylarında dünya yüzeyindeki teleskoplardan silik(belirsiz) nesneleri gözlemlemede çok daha iyidir.

Geceler gök aydınlığı çıplak gözle görülmeye yetecek kadar parlak olabilir ve genellikle mavimsi renktedir. Gök aydınlığı yayılımı oldukça düzenli olmasına rağmen, yerdeki bir gözlemciye en parlak ufuk çizgisinin 10 derece yukarısında görünür. Bunun nedeni biri ne kadar yatay bakarsa o kadar derin bir gökyüzüne bakmış olur. Ancak çok düşük açılarda atmosferik radyasyon azalımı gök aydınlığının görünür parlaklığını düşürür.

Gök aydınlığı oluşma mekanizmalarından biri nitrojen atomunun oksijen atomuyla birleşip nitrik oksit (NO) oluşturmasıdır. Bu süreç sırasında bir foton yayılır ve bu fotonun dalga boyu nitrik oksidin karakteristik dalga boylarından biridir. Güneş enerjisi üst atmosferde bulunan nitrojen (N2) ve oksijen (O2) moleküllerini atomlarına ayrıştırdığından dolayı, bu işlem için gerekli olan serbest halde atomlar mevcuttur. Ve bu atom birbirlerine rastlayıp nitrik oksit oluşturabilir. Gök aydınlığına neden olabilecek diğer atom ve ya moleküllere hidroksil (OH)[1] [2] ,[3] molecular oxygen (O), sodium (Na) and lithium (Li),[4] moleküler oksijen(O2), sodyum (Na) ve lityum (Li) örnek olarak verilebilir. Bakınız Sodium Katmanı.

Gökyüzünün parlaklığının birimi genel olarak astronomik büyüklükler bölü saniye’nin(açı ölüçüsü) karesidir.

Gök Aydınlığının Etkilerinin Hesaplanması[değiştir | kaynağı değiştir]

Öncelikle görünür büyüklükleri foton akılarına çevirmemiz lazım: bu açıkça kaynağın spectrumuna(tayf) bağlıdır, ama bunu başlangıçta göz ardı edelim.-Bu çevirme için- Görünür dalga boylarında S0(V), diyaframın santimetre karesi ve dalga boyunun mikrometresi başına düşen sıfırıncı-kadir(parlaklık birimi) yıldızları tarafından oluşan güç miktarı parametresine ihtiyacımız vardır.S_{0}(V)=4.0\times 10^{-12} W cm−2 µm−1.[5] Örneğin V=28 yıldızı normal bir V bandı filtresinden (B=0.2 µm bant genişliği, frekansı \nu \sim 6\times10^{14} Hz) gözlemlenirse, teleskop aparatına saniyede santimetrekareye düşen foton sayısı N_{s} :

N_{s}=10^{-28/2.5}\times\frac{S_{0}(V) \times B}{h\nu}

(burada h planck sabiti, h \nu ise tek bir fotonun enerjisidir.)

V bandında aysız bir gecede yüksek-irtiba gözlemevinde gökaydınlığından gelen yayılım V = 22 dir.(saniye kare başına) Mükemem gözlem koşullarında, bir yıldızın görüntüsü boylamasına 0.7 saniye ve alanı 0.4 saniye karedir. Yani gök aydınlığından gelen yayılım V = 23 e karşılık gelir. Foton sayısını hesaplayacak olursak N_{a}:

N_{a}=10^{-23/2.5}\times\frac{S_{0}(V) \times B}{h\nu}

Karada bulunan bir gözlemevinde A alanlı bir teleskopta sinyalin gürültüye oranı, Poisson istatistiğine göre: (kayıpları ve detektörün gürültüsünü ihmal edersek)

S/N = \sqrt{A}\times\frac{N_{s}}{\sqrt{N_{s}+N_{a}}}

dir.

Eğer 10m çaplı karada bulunan ideal bir teleskop ve çözümlenmemiş bir yıldız varsayarsak: her saniye, büyütülmüş yıldız görüntüsünden 35, gök aydınlığından ise 3500 foton gelir. Böylece bir saatte yaklaşık 1.3\times 10^7 \pm 3500 foton gök aydınlığından, 1.3 \times 10^5 kaynaktan(yıldızdan) gelir; böylece S/N oranı yaklaşık 35 olur.

Bunu maruz kalma zamanı hesaplayıcılarıyla(exposure time calculators(ETC)) bulunan “gerçek” cevaplarla kıyaslayabiliriz. 8m lik VLT teleskopu, FORS hesaplayıcısına göre 40 saatlik bir gözlem sonucu V=28’e ulaşılır. Ancak, Hubble aynı gözlem için sadece 4 saat harcaması gerekir.(ACS hesaplayıcısına göre). Farazi bir 8m lik Hubble teleskobunun ise sadece 30 dakikaya ihtiyacı vardır.

Bu hesaplamalardan da açıkça görülmelidir ki gözlenen alanı azaltmak silik nesnelerin gökaydınlığından daha rahat ayırt edilmesini sağlar. Fakat uyarlanabilir optik teknikleri sadece kızılötesi bölgede çalışır ve bu bölgede gök yüzü çok daha aydınlıktır. Uzay teleskoplarında görüntü alanını kısıtlamak gibi bir sorun yoktur, zira gök aydınlığı onları etkilemez.

Uyarılmış Gök Aydınlığı[değiştir | kaynağı değiştir]

Yüksek-güçlü radyo sinyalleri kullanılarak Dünya’nın iyonosferinde gök aydınlığını uyarmak deneyler yapılmıştır. Bu radyo dalgaları iyonosferle etkileşerek zayıf ama görülebilir belirli dalgaboylarında ki optik ışınları uyarırlar.

Gök Aydınlığının Öteki Güneş Sistemi Gezegenlerinde Gözlemlenmesi[değiştir | kaynağı değiştir]

Venus Express adlı uzay aracı Venüs’ün üst atmosferinde kızılötesine yakın ışık yayılımları tespit etti. Bu yayılım nitric oksit (NO) ve moleküler oksijenden geliyordu.[6] Bilim insanları benzer bir olayı laboratuarda gözlemledi: NO üretimi sırasında mor ötesi ve kızılötesine yakın yayılımlar gözlemlediler. Bu gözleme kadar atmosferde oluşan kızıl ötesine yakın ışımalar sadece teorikti.[7]

Daha çok bilgi için[değiştir | kaynağı değiştir]

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ A. B. Meinel (1950). "OH Emission Bands in the Spectrum of the Night Sky I.". Astrophysical Journal 111: 555. Bibcode 1950ApJ...111..555M. doi:10.1086/145296. 
  2. ^ A. B. Meinel (1950). "OH Emission Bands in the Spectrum of the Night Sky II.". Astrophysical Journal 112: 120. Bibcode 1950ApJ...112..120M. doi:10.1086/145321. 
  3. ^ F. W. High et al. (2010). "Sky Variability in the y Band at the LSST Site". The Publications of the Astronomical Society of the Pacific 122 (892): 722–730. Bibcode 2010PASP..122..722H. doi:10.1086/653715. 
  4. ^ www.nature.com/nature/journal/v183/n4673/abs/1831480a0.html
  5. ^ High Energy Astrophysics: Particles, Photons and Their Detection Vol 1, Malcolm S. Longair, ISBN 0-521-38773-6
  6. ^ Proc.Nat.Acad.Sci.USA, DOE:10.1073/phas.0808091106
  7. ^ Planetary Science, Elizabeth Wilson, Chemical & Engineering News, 87, 4, p. 11

Dış bağlantılar[değiştir | kaynağı değiştir]