Gök aydınlığı

Vikipedi, özgür ansiklopedi

Gök aydınlığı veya gece aydınlığı, gezegen atmosferlerinin yaydığı çok zayıf bir ışıktır. Dünya ele alınacak olursa, bu olgu geceleri gökyüzünün hiçbir zaman tamamen karanlıkta kalmamasına neden olur. Bu durum yıldızlardan gelen ışıklar ve güneş ışınlarının atmosferde yayılımı denklemden çıkarıldığında dahi geçerlidir.

Gelişme[değiştir | kaynağı değiştir]

Bu olgu ilk kez 1868 yılında İsveçli bilim insanı Anders Ângström tarafından belirlendi. Bu olgu keşfedildiğinden beri konu hakkında laboratuvarlarda çalışılmış, ve sürecin parçası olan çeşitli kimyasal reaksiyonların elektromanyetik enerji yaydığı gözlemlenmiştir. Bilim insanları Dünya'nın atmosferinde olabilecek süreçlerden bazılarını belirlemiş ve astronomşar bu enerji yayılımlarının varlığını 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. Güneş'ten gelen dağınık ışıklardan dolayı, bu olgu gündüzleri fark edilemez.

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

Geceleri 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 atomlar birbirleriyle tepkimeye girip nitrik oksit oluşturabilir. Gök aydınlığına neden olabilecek diğer atom veya moleküllere hidroksil (OH),[1][2][3] moleküler oksijen (O), sodyum (Na) and lityum (Li),[4] örnek olarak verilebilir (bknz. Sodyum katmanı).

Gökyüzünün parlaklığının birimi genel olarak astronomik büyüklükler bölü saniyenin (açı ölüçüsü) karesidir.

Etkilerinin hesaplanması[değiştir | kaynağı değiştir]

Öncelikle görünür büyüklükleri foton akılarına çevirmemiz lazım: bu açıkça kaynağın spektrumuna (tayf) bağlıdır, ama bunu başlangıçta göz ardı edelim. 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. W cm−2 µm−1.[5] Örneğin V=28 yıldızı normal bir V bandı filtresinden ( µm bant genişliği, frekansı Hz) gözlemlenirse, teleskop aparatına saniyede santimetrekareye düşen foton sayısı  :

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

V bandında aysız bir gecede yüksek irtifa gözlemevinde gök aydınlığından gelen yayılım V = 22'dir (saniye kare başına). Mükemmel 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 :

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

dir.

Eğer 10 m 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 foton gök aydınlığından, kaynaktan (yıldızdan) gelir; böylece S/N oranı yaklaşık 35 olur.

Bunu maruz kalma zamanı hesaplayıcılarıyla bulunan “gerçek” cevaplarla kıyaslayabiliriz. 8m'lik VLT teleskobu, FORS hesaplayıcısına göre 40 saatlik bir gözlem sonucu V=28’e ulaşılır. Ancak Hubble'ın 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 gökyüzü 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 dalga boylarındaki 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 nitrik oksit (NO) ve moleküler oksijenden geliyordu.[6] Bilim insanları benzer bir olayı laboratuvarda gözlemledi: NO üretimi sırasında morötesi ve kızılötesine yakın yayılımlar gözlemlediler. Bu gözleme kadar atmosferde oluşan kızılötesine 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. Cilt 111. s. 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. Cilt 112. s. 120. Bibcode:1950ApJ...112..120M. doi:10.1086/145321. 
  3. ^ F. W. High; ve diğerleri. (2010). "Sky Variability in the y Band at the LSST Site". The Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 122 (892). ss. 722-730. Bibcode:2010PASP..122..722H. doi:10.1086/653715. 
  4. ^ "Arşivlenmiş kopya". 12 Nisan 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Nisan 2015. 
  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]