İçeriğe atla

Atmosferik kırılım

Atmosferik kırılım (ya da atmosferik kırılma) ışığın ya da diğer bir elektromanyetik dalganın atmosferden geçerken ilerlediği düz çizgiden sapmasına verilen isimdir. Bu sapma havanın yoğunluğunun yüksekliğe bağlı olarak değişmesinden kaynaklanır. Yere yakın bölgelerde meydana gelen atmosferik kırılım serpalara neden olur ve uzaktaki cisimlerin parıldamasına ya da dalgalanmasına; yüksek veya alçak görünmesine; genişlemiş veya daralmış görünmesine sebep olur. Atmosferik kırılım terimi ışığın kırılmasında da kullanılır.

Atmosferik kırılım astronomik cisimlerin olduğundan daha yukarıda görünmelerine sebep olur. Aynı derecede olmasa da, sadece ışınları değil bütün elektromanyetik ışımaları etkiler. Örneğin görülür ışıklardan mavi ışık kırmızıdan daha çok etkilenir bu kırılımdan. Bu durum yüksek çözünürlüklü görüntülerde atmosferik cisimlerin renk renk görülmesine sebep olur. (Renkler bir spektrum halinde görülür.)

Gökbilimciler bir cismi gözlemleyecekleri zaman, gözlem zamanını cismin yücelim vaktine yakın seçerler. Bu vakit cismin gökyüzünde en yüksekte olduğu zamandır. Benzer bir biçimde hiçbir denizci ufuktan yirmi derece aşağıdaki bir cisme göre gözlem yapmazlar. Eğer ufuk çizgisine yakın bölgelerde gözlem yapılacaksa, kırılım yüzünden ortaya çıkabilecek kaymaları düzelten kontrol sistemlerine sahip teleskoplar kullanılabilir. Eğer dağılma da söz konusuysa (yüksek çözünürlüklü görüntülerde olduğu gibi), yine atmosferik kırlımı düzelten araçlar kullanılabilir. Bir çift dönen cam prizmadan oluşur bu araçlar. Atmosferik kırılım sıcaklığa, basınca ve neme de (özellikle orta-kızılötesi dalgaboylarında) bağlıdır, bu yüzden başarılı bir düzeltme yapmak için harcana çaba fahiş olabilir.

Hava boşlukları (türbülans) gibi atmosferin homojenliğinin bozulduğu durumlarda, düzeltme işi gerçekten zorlaşır. Doğuş ve batış sırasında güneşin şeklinin bozulmasının ve yanıp sönen yıldız ışıklarının sebebi budur.

Değerler

Atmosferik kırılım başucu noktasında(90°) sıfır, 1′ dakikadan 45° görünür yükseklikte 1′ den daha az, 10° de hala 5.3′; bu noktadan sonra yükseklik azaldıkça etki giderek artıyor, 5° de 9.9′, 2° de 18.4′ ve ufukta ise (0° de) 35.4′ dir.[1] (10 °C ve 101.3 kPa içindir.)

Ufukta kırılım Güneş'in görünür çapından az da olsa daha fazladır. Bu yüzden güneş ufukta tam batıyor ise, bu gerçekte çoktan batmıştır demektir. Genelde, güneş batış ve doğuş vakitleri Güneş'in en üst noktasının ortaya çıktığı ya da yok olduğu zamanları ifade eder. Güneşin gerçek yüksekliğinin standart değeri -50′ dir. (-34′ kırılımdan ve -16′ güneşin yarıçapından) Benzer bir durum Ay için de geçerlidir, fakat bazı ek düzeltmeler gerekir: Ayın yatay ıraklık açısı ve görünür yarıçapı; her ikisi de Dünya Ay uzaklığıyla değişir.

Havadaki günlük değişimler de Güneş'in batma ve doğma vakitlerini etkiler, aynı zamanda Ay batışı ve doğuşunu da.[2] Bu yüzden bu zamanları birkaç dakikadan daha hassas vermek çok anlamlı değildir.[3] Daha hassas ölçümler bu vakitlerin günlük değişimlerini belirlemede kullanışlıdır. Tabi bu değerler kırılımdaki öngörülemez değişimler yüzünden farklılık gösterebilir.[4]

Atmosferik kırılım ufukta 34′ iken, ufkun 0.5° üzerindeyken sadece 29′ dir. Batış veya doğuş sırasında 5′ lık bir düzleşme görülür. (Yaklaşık Güneş'in çapının 6 da biridir.)

Kırılımın Hesaplanması

Kırılımın tam olarak hesaplanması sayısal entegral almayı gerektirir, Auer ve Standish methodu gibi.[5] Bennett (1982)‘in geliştirdiği basit deneysel formül,[6] görünür yükseklik ve Garfinkel (1967)‘in algoritmasını kullanarak kırılımı hesaplar.[7] Eğer ha görünür yükseklik ise (derece biriminde), kırılımın birimi dakika olarak şöyle bulunur:

Bu formül 0.07′ ya kadar doğru sonuçlar verir, 0°–90° arasındaki yükseklikler için (Meeus 1991, 102). Sæmundsson[8] (1986) gerçek yükseklik kullanılarak kırılımın hesaplanması için şu formülü geliştirdi:

Burada h derece cinsinden gerçek yükseklik, R ise dakika biriminde kırılımdır. Bu formül Bennett’in formülüyle 0.1′ ya kadar tutarlıdır. Her iki formül atmosfer basıncını 101.0 kPa ve sıcaklığı 10 °C alır. Farklı basınç ve sıcaklıklar için bulunan kırılımın aşağıdaki oranla çarpılması gerekir.

(Meeus 1991, 103)

Kırılım artan (ya da azalan) her 0.9 kPa basınç için, yaklaşık 1% artar (ya da azalır). Benzer biçimde, artan (ya da azalan) her 3 °C sıcaklık için 1%,yaklaşık 1% artar (ya da azalır).

Rastgele Kırılım Etkileri

Türbülans (hava boşlukları) yıldızların görüntüleri birkaç milisaniye aralıklarla büyütür ve küçültür, onları daha çok ya da daha az parlak yapar. Nispeten daha az yavaş olan değişim bizde parıldama, ışıldama olarak anlaşılır.

Türbülans aynı zamanda yıldızların görüntülerinde rastgele hareketlere sebep olur. Bu etki çıplak gözle görülmez, ama küçük teleskoplarda bile kolaylıkla görülebilir. Gökbilimciler tarafından bu olaya İngilizce “seeing” denir.

Ayrıca bakınız

  • Gök bilimsel görme
  • Ibn al-Haytham
  • Shen Kuo

Kaynakça

  1. ^ Allen, C. W. 1976. Astrophysical Quantities, 3rd ed. 1973, reprinted with corrections, 1976. London: Athlone. ISBN 0-485-11150-0
  2. ^ Schaefer, Bradley E., and William Liller. 1990. Refraction near the horizon. Publications of the Astronomical Society of the Pacific 102: 796–805, July 1990
  3. ^ Meeus, Jean. 1991. Astronomical Algorithms. Richmond, Virginia: Willmann-Bell, Inc. ISBN 0-943396-35-2
  4. ^ Meeus, Jean. 2002. More Mathematical Astronomy Morsels. Richmond, Virginia: Willmann-Bell, Inc. ISBN 0-943396-74-3
  5. ^ Auer, Lawrence H., and E. Myles Standish. 2000. Astronomical Refraction: Computation for All Zenith Angles. Astronomical Journal 119, no. 5 (May):2472–2474.
  6. ^ Bennett, G.G. 1982. The Calculation of Astronomical Refraction in Marine Navigation. Journal of Navigation 35:255–259. DOI (payment required)
  7. ^ Garfinkel, B. 1967. Astronomical Refraction in a Polytropic Atmosphere. Astronomical Journal 72:235–254.
  8. ^ Sæmundsson, Þorsteinn. 1986. Astronomical Refraction. Sky and Telescope 72 (July):70.

İlgili Araştırma Makaleleri

<span class="mw-page-title-main">Foton</span>

Foton, Modern Fizik'te ışık, radyo dalgaları gibi elektromanyetik radyasyonu içeren Elektromanyetik Alan kuantumu yani ışığın temel birimidir. Ayrıca, Elektromanyetik Kuvvet'lerde kuvvet taşıyan, kütlesiz temel parçacıktır. Parçacık terimi; genelde kütlesi olan veya ne kadar küçük olursa olsun bir cismi var olan anlamıyla kullanılır. Ancak, fotonlar için kullanılırken "en küçük enerji yumağı"nı temsil eden bir birimi ifade eder. Fotonlar Bozon sınıfına aittir. Kütlesiz oldukları için boşluktaki hızı 299.792.458 m/s dir.

<span class="mw-page-title-main">Yerçekimi</span> Dünyanın kütleçekimi

Yer çekimi, kütleçekimi ve merkezkaç kuvvetinin birleşik etkisi nedeniyle nesnelere aktarılan net ivmedir. Yönü bir şakul topuzuyla çakışan, gücü veya büyüklüğü normuyla temsil edilen vektörel bir niceliktir.

<span class="mw-page-title-main">Gökyüzü</span> Dünya yüzeyinin üzerinde olan her şey

Gökyüzü ya da gökkubbe, çeşitli nedenlerden ötürü tanımlaması zor bir kavramdır. Kabaca kişinin açık alanda yukarı baktığında gördüğü, tüm gök cisimlerini çevrelediği gözlemlenen boşluk olarak nitelendirilebilir. Bu tanıma göre kuşların ve uçakların gökyüzünde uçtuğu, yağmur ve gökkuşağı gibi atmosferik olayların yanı sıra güneşin batışının veya yıldız kaymasının da gökyüzünde gerçekleştiği varsayılır.

<span class="mw-page-title-main">Rayleigh saçılması</span>

Rayleigh saçılımı, ışığın veya diğer elektromanyetik radyasyonun, ışığın dalga boyundan daha küçük tanecikler tarafından saçılımını ifade eder. Bu isim, İngiliz fizikçi Lord Rayleigh'ın adına ithafen verilmiştir.

<span class="mw-page-title-main">Yapay uydu</span> bir astronomik cismin yörüngesine oturtulmuş insan yapımı nesne

Yapay uydular, insanoğlunun geliştirip Dünya'nın veya başka gezegenlerin yörüngesine yerleştirdiği uydulardır. Bu uydular genellikle yarı-bağımsız bilgisayar kontrollü sistemlerdir.

Çukur ayna üzerine gelen ışınları belli bir noktada toplayan ayna.

Yıldız ışıitısı Astronomide bir gökcisminin yaydığı ışık akısıdır. Bu akı logaritmik ölçekte gösterilir. Kimi kaynaklarda ışıltı yerine büyüklük de denilmektedir. Ancak, burada büyüklük sözüyle, hacim değil, ışık akısı kastedilmektedir.

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.

<span class="mw-page-title-main">Atmosfer optiği</span>

Atmosfer optiği Dünya atmosferinin kendine özgü optik özelliklerinin nasıl geniş ölçüde optik olgulara yol açtığını inceler. Gökyüzünün mavi rengi, yüksek frekanstaki mavi güneş ışığını gözlemcinin görüş alanına yönlendiren Rayleigh dağılımının direkt bir sonucudur. Mavi ışık kırmızıdan daha kolay dağılıma uğradığı için güneş kalın bir atmosferden gözlendiğinde kırmızı bir ton alır, bu da gündoğumu veya günbatımında olur. Ek olarak gökyüzündeki parçacıklar farklı renkleri farklı açılarda kırarak akşam veya şafak vaktinde rengarenk parlayan bir gökyüzü meydana getirebilir. Haleler, günbatımı parlaklığı, koronalar, güneş ışınları ve yalancı güneşlerin oluşmasında buz kristallerinden ve diğer parçacıklardan saçılım sorumludur. Bu olgulardaki çeşitlilik parçacık boyut ve geometrilerine bağlıdır.

Etkin sıcaklık genel olarak bir cismin emisyon eğrisi ya da dalga boyu fonksiyonu, bilinmediği zaman, o cismin sıcaklık değerini tahmin etmek amacıyla kullanılır. Yıldız ya da gezegen gibi bir cismin etkin sıcaklığı, bir kara cismin yaydığı toplam radyasyon enerjisinin bu cismin yaydığı enerjiye eşit olduğu zamanki sıcaklık değeridir.

<span class="mw-page-title-main">Kara cisim ışınımı</span> opak ve fiziksel yansıma gerçekleştirmeyen siyah cisimden yayılan ve sabit tutulan tekdüze ısı

Siyah cisim ışıması içinde elektromanyetik ışıma ya da çevresinde termodinamik dengeyi sağlayan ya da siyah cisim tarafından yayılan ve sabit tutulan tekdüze ısıdır. Işıma çok özel bir spektruma ve sadece cismin sıcaklığına bağlı olan bir yoğunluğa sahiptir. Termal ışıma, birçok sıradan obje tarafından kendiliğinden yayılan bir siyah cisim ışıması sayılabilecek türden bir ışımadır. Tamamen yalıtılmış bir termal denge ortamı siyah cisim ışımasını kapsar ve bir boşluk boyunca kendi duvarını yaratarak yayılır, boşluğun etkisi göz ardı edilebilecek kadar küçüktür. Siyah cisim oda sıcaklığında siyah görünür, yaydığı enerjinin çoğu kızılötesidir ve insan gözü ile fark edilemez. Daha yüksek sıcaklıklarda, siyah cisimlerin özkütleleri artarken renkleri de soluk kırmızıdan kör edecek şekilde parlaklığı olan mavi-beyaza dönüşür. Gezegenler ve yıldızlar kendi sistemleri ve siyah cisimler ile termal dengede olmamalarına rağmen, yaydıkları enerji siyah cisim ışımasına en yakın olaydır. Kara delikler siyah cisim olarak sayılabilirler ve kütlelerine bağlı bir sıcaklıkta siyah cisim ışıması yaptıklarına inanılır . Siyah Cisim terimi, ilk olarak Gustav Kirchhoff tarafından 1860 yılında kullanılmıştır.

Isıl ışınım maddedeki yüklü parçacıkların ısıl hareketiyle meydana gelmiş elektromanyetik ışınımdır. Isısı mutlak sıfırdan büyük olan her madde ısıl ışınım yayar. Isısı mutlak sıfırdan büyük olan maddelerde atomlar arası çarpışmalar, atomların ya da moleküllerin kinetik enerjisinde değişime neden olur.

<span class="mw-page-title-main">Atmosferik dağılım</span>

Atmosferik dağılım başlıca şu şekilde gösterilir:

<span class="mw-page-title-main">Göreli Doppler etkisi</span>

Relativistik Doppler Etkisi ya da Göreli Doppler etkisi, adını ünlü bilim insanı ve matematikçi Christian Andreas Doppler'dan almakta olup, kısaca dalga özelliği gösteren herhangi bir fiziksel varlığın frekans dalga boyu Dalga boyu, bir dalga görüntüsünün tekrarlanan birimleri arasındaki mesafedir. Yaygın olarak Yunanca lamda (λ) harfi ile gösterilmektedir. hareketli bir gözlemci tarafından farklı zaman ve/veya konumlarda farklı algılanması olayıdır. Bu da göreli olduğunu belirtir. Herhangi bir A konumundan B konumuna gitmek icin fiziksel bir dalga ortamı'na ihtiyaç duyan dalgalar icin Doppler Etkisi hesaplamaları yapılırken, dalga kaynağı ve gözlemcinin birbirine göre konum, yön ve hızlarının yanında dalganın içinde veya üzerinde hareket ettiği dalga ortamının da fiziksel yapısı dikkate alınmak zorundadır. Eğer söz konusu dalga herhangi bir A konumundan B konumuna gitmek için fiziksel bir dalga ortamına ihtiyaç duymuyor ise Doppler Etkisi hesaplamalarında sadece dalga kaynağının ve gözlemcinin birbirine göre birim zamandaki konumlarının değerlendirilmesi yeterlidir. Göreli doppler olayı değişikliği olduğu frekansa ışık kaynağının göreceli hareketine göredir ve, Göreli Doppler etkisi relativistik olmayan farklı Doppler etkisi denklemleri dahil olarak zaman genişlemesi etkisini özel görelilik ve referans noktası olarak yayılma ortamı dahil değildir. Lorentz simetri gözlenen frekanslar için toplam farkı anlatır.

Astronomik Obje Yanılsamaları Bir astronomik objenin yanılsaması doğada oluşabilen bir optik fenomenidir. Bu olay astronomik objenin ışığın kırınımı sebebi bozuk görüntüsü ya da birden fazla görülmesi olarak açıklanabilir. Bu yanılsamalar Güneş, Ay, gezegenler, parlak yıldızlar ya da çok parlak kuyruklu yıldızlar ile gözlemlenebilir. Yaygın olarak Güneş'in doğuşu ve batışı sırasında gözlemlenir.

<span class="mw-page-title-main">Gökyüzü parlaklığı</span>

Gökyüzü parlaklığı; gökyüzünün görsel parlaklığı, ışığı nasıl yansıttığı ve yaydığı. Gökyüzünün gece tamamen karanlık olmadığı gerçeği kolaylıkla gözlemlenebilir. Eğer ışık kaynakları gökyüzünden uzaklaştırılsaydı, gökyüzü tamamen kirli gözükürdü. Gökyüzüne doğru olan cisimlerin silüetleri mümkün olmazdı.

<span class="mw-page-title-main">Zodyak ışığı</span>

Zodyak ışığı, sabah güneş doğmadan önce veya akşam battıktan hemen sonra, ufukta Güneş’in yakınından gökyüzüne doğru yükselen, hemen hemen üçgen şeklindeki sönük ışıktır. En güzel gözüktüğü zamanlar ilkbahar ve sonbahar aylarıdır çünkü o aylarda ekliptik denilen tutulma düzlemi ufka dik olur. Güneş ışınlarının tutulma düzlemindeki tozlardan saçılması sonucu oluşur ve o kadar sönüktür ki Ay ışığı veya ışık kirliliği varsa görünmesi çok zordur.

<span class="mw-page-title-main">Doğrudan ve dolaylı bant aralığı</span>

Doğrudan ve dolaylı bant aralığı yarı iletken fiziğinde iki bant aralığı tiptir. Hem iletim bantındaki minimum enerji durumu, hem değerlik bantındaki maksimum enerji durumu, Brillouin bölgesinde belirli bir kristal momentumu (k-yöney) ile karakterize edilir. K-yöneyleri aynı ise, buna "doğrudan bant aralığı" denir. Eğer farklısa, “dolaylı bant aralığı” denir. Elektronların ve deşiklerin kristal momentumu, hem iletim bandında hem de değerlik bantında aynı ise, bant aralığı "doğrudan bant aralığı" olarak adlandırılır; elektron doğrudan foton yayabilir. Bir "dolaylı bant aralığında", bir foton yayıla bilinmez, zira elektron bir ara durumdan geçmeli ve momentumu kristal kafesine aktarmalıdır. Doğrudan bant aralıklı malzeme örnekleri, InAs, GaAs gibi bazı III-V materyallerini içerir. Dolaylı bant aralıklı malzemeleri Si, Ge içerir. Bazı III-V materyalleri de, örneğin AlSb gibi dolaylı bant aralıklıdır.

Yorgun ışık astronomide kırmızıya kayma olgusunu açıklamak için ortaya atılan kuramlardan biridir. Günümüzde büyük ölçüde terk edilmiştir

<span class="mw-page-title-main">Ammi-Şaduqa Venüs tableti</span> Venüsün astronomik gözlemlerine ilişkin Antik Yeni-Asur kayıtları

Ammi-Şaduqa Venüs tableti, MÖ 1. bin yıldan kalma çok sayıda çivi yazılı tablette korunduğu gibi, Venüs'ün astronomik konumlarının bir kaydıdır. Bu astronomik kaydın ilk kez Hammurabi'den sonra dördüncü hükümdar olan Kral Ammi-Şaduqa döneminde derlendiğine inanılmaktadır. Dolayısıyla bu metnin kökeni için iki farklı tarihten söz etmek mümkün olsa da muhtemelen MÖ 17. yüzyılın ortalarına tarihlendirilebilir.