Gök aydınlığı

Bu olgu ilk kez 1868 yılında İsveçli bilim insanı Anders Ângström tarafından belirlendi. O zamandan beri bu 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 gözbilimciler (astronomlar) bu enerji yayılımlarının olduğunu doğrulamıştır.

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 veya 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.

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.${\displaystyle S_{0}(V)=4.0\times 10^{-12}}$ W cm⁻² µm⁻¹.[5] Örneğin V=28 yıldızı normal bir V bandı filtresinden (${\displaystyle B=0.2}$ µm bant genişliği, frekansı ${\displaystyle \nu \sim 6\times 10^{14}}$ Hz) gözlemlenirse, teleskop aparatına saniyede santimetrekareye düşen foton sayısı ${\displaystyle N_{s}}$ :

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

(burada ${\displaystyle h}$ planck sabiti, ${\displaystyle h\nu }$ 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 ${\displaystyle N_{a}}$:

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

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

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

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 ${\displaystyle 1.3\times 10^{7}\pm 3500}$ foton gök aydınlığından, ${\displaystyle 1.3\times 10^{5}}$ 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 gökyüzü çok daha aydınlıktır. Uzay teleskoplarında görüntü alanını kısıtlamak gibi bir sorun yoktur, zira gök aydınlığı onları etkilemez.

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.

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 laboratuvarda gözlemledi: NO üretimi sırasında mor ötesi ve kızılötesine yakın yayılımlar gözlemlediler. Bu gözleme kadar atmosferde oluşan kızıl ötesine yakın ışımalar sadece teorikti.[7]

• Kutup ışıkları

• Description and Images27 Kasım 2014 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
• Sky Brightness Information27 Şubat 2014 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. for Roque de los Muchachos Observatory
• Night-side Glow Detected at Mars Space.com interview24 Ekim 2010 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
• Stereoscopic Observations of HAARP Glows from HIPAS, Poker Flat, and Nenana, Alaska by R.F. Wuerker et Al.
• An improved signal-to-noise ratio of a cool imaging photon detector for Fabry - Perot interferometer measurements of low-intensity air glow by T P Davies and P L Dyson
• Space Telescope Imaging Spectrograph Instrument Handbook for Cycle 13