Gökyüzü parlaklığı

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

Gökyüzü gün içinde büyük ölçüde değişir ve bunun yannında ana sebebi farklılıklara sebep olur. Gündüz boyunca, Güneş ufku geçtiğinde, Güneş ışınlarının doğrudan saçılması (Rayleigh scattering),  baskın ezici ışık kaynağıdır. Alacakaranlıkda, Güneş'in doğuşu ve batışı arasındaki sürede, durum daha karışıktır ve ileri farklılaşım gereklidir. Alacakaranlık Güneş'in ufuk üzerinden 6° segmentte ne kadar yukarı çıktığına göre üç bölüme ayrılır.

Gün batımından sonra, sivil alacakaranlık setleri ve güneş ufukta  6 ° den fazla düştüğünde biter. Bu Güneş  –6° ve –12° yüksekliğine ulaştığında, –12° ve –18° periyodu olarak tanımlanan astronomik Alacakaranlık geldikten sonra, nautical twilight tarafından takip edilir. Güneş ufuktan 18° aşağı battığında, gökyüzü genelde minimum parlaklığını elde eder. 

Bazı kaynaklar, gökyüzü parlaklığının esas kaynağını, gök aydınlığı adı verilen, güneş ışınlarının, yıldız ışıklarının, yapay ışık kirliliğinin doğrudan olmayan saçılımı olarak tanımlar.^[1]

Fizikçi Anders Jonas Ångström Kutup ışıkları spekturumunu incelediğinde, çift gecelerde, aura olmadığında, onun yeşil karakteristik çizgisinin hala hazırlandığını keşfetti. 1920 lere kadar bilim insanları  auraların ve gökyüzünün kendisinin yayılan çizgilerini ve onlara neyin sebep olduğunun anlamamış ve tanımlamamıştı. Yeşil çizgi Angstrom dalga boyu 557.7 nm olan yayılan bir dalga olarak gözlemlenmişti, bu yukarı atmosferdeki oksijenlerin yeniden birleşmesinden kaynaklanmıştı.

Gök aydınlığı foton yayılımı, Güneş'ten gelen ana UV ışıması olan itici güçün sonucunda yüksek atmosferde meydana gelen çeşitli işlemlerin kolektif ismidir. Bazı yayılan ışınlar, yeşil çizgiden oksijene 557.7 nm, sarı çizgiden sodyum dubletinde 589.6 nm ve kırmızı çizgiden oksijene 630.0 ve 636.4 nm şeklinde baskındır.

Mezapoz üstünde ve iyonosfer D-tabakasında, 100 km - sodyum emisyonları 90 rakımda ince sodyum tabakasının yaklaşık 10 km kalınlığına gelir.   Kırmızı oksijen hatları F-katmanda, yaklaşık 300 km irtifada kaynaklanır. Yeşil oksijen emisyonları daha uzaysal dağıtılır. Sodyumun mezosfer yüksekliğinde nasıl dağıldığı hala tam anlaşılmadı, ama deniz tuzu ve meteora ait yukarı taşıma kombinasyonu olduğuna inanılıyor.

Gündüz, sodyum ve kırmızı oksijen baskınken, gündüzleri gece yayılmasından yaklaşık 100 kaz fazla ışık çıkarır, yukarı atmosferin tamamen UV ışımasına maruz bırakılır. Ancak, bu etki direkt saçılan güneş ışınlarının göz alan parlaklığının tamamen rengini soldurduğundan insan gözüyle fark edilemez.

Dolaylı Güneş ışığı saçılması iki yönden gelir. Atmosferin kendisinden ve uzayın dışından. İlk durumda, ama,  Güneş yukarı atmosferi direkt olarak aydınlatmaya devam etmektedir. Çünkü yayılan ışık miktarı görüş alanı çizgilerindeki yayılma sayısıyla (örneğin hava molekülleri) orantılıdır, Güneş ufuktan aşağı battığında ve atmosferdeki aydınlanma azaldığında, bu ışıkların yoğunluğu aniden düşer.

Güneş'in Dünya'nın gölgesindeki Zenith 'deki atmosferinin %99 undaki rakımı -6° küçük olur ve ikinci dereceden yayılma düşer. Ufukta, ancak, görüş alanı çizgileri boyunca olan atmosferin %35'i direkt aydınlanır ve Güneş -12° ye ulaşana kadar devam eder. -12° ve -18° de ufuktaki atmosferin sadece an baştaki, Güneş'in olduğu lekenin direkt üzerinde olduğunda, aydınlanmaya devam eder. Bundan sonra, bütün direkt aydınlanmalar yansıma ve astronomik karanlık setleri sona erer.

İkinci Güneş ışığı kaynağı yansımadan ve gezegenler arası toz bulutundan kaynaklanan Zodyak ışığıdır. Zodyak ışığı Dünya'nın pozisyonuna, gözlemcinin yerine, yılın zamanına, kompozisyon ve yansıyan tozun yayılımına bağlı olarak çok fazla çeşitlenir.

Havadaki moleküller tarafından sadece güneş ışınları yayılmaz. Yıldız ışınları ve Samanyolu galaksisinin yayılan ışınları da hava tarafında yayılır ve V büyüklüğündeki 16 ışın, yıldız ışını yayılması için katkı sağlamıştır.

Galaksi ve nebulalar gibi diğer kaynakların buna önemli ölçüde katkıları yoktur.

Bütün yıldızların toplam parlaklığı 1899 yılında Burns tarafından, daha sonraki ölçümleri ile 2000 ilk yıldızla eşdeğer^[2] olduğu başkaları tarafından^[3] hesaplanacak şekilde, ölçülmüştür.

Işık kirliliği şehirleşmiş bölgelerde giderek artan ıık kaynağıdır. Yoğun nüfuslu ışık kirliği kontrolü olmayan bölgelerde, gelen gece ışığı, bütün lambalar kapatıldığında, ışık kirliliğinde çok etkilenerek, 5 ten 50 kata kadar daha parlaktır. (ay dahil)

Güneş ortaya çıktığında, gökyüzünün parlaklığı ani düşer, dolayısıyla bize Güneş ufukta 12 dereceden daha fazla batana kadar hala tamamen gündüz olmasıyla yuksek irtifa sonucunda gök aydınlığını görme fırsatı verir. o zaman zarfında, sodyum katmanından gelen sarı yayılımlar  ve 630 nm boyundaki oksijen çizgilerinden gelen kırmızı yayılımlar baskın olur ve civil ve nautical alacakaranlık boyunca bazen morumsu renkte görülürler.

Nautical alacakaranlığın sonunda bu irtifalar için Güneş çıktıktan sonra, daha önceden azalan çizgilerden yayılan ışınların yoğunluğu,oksijen - yeşil sabit kalana kadar baskın kaynak olur.

Astronomik karanlık başladığında, yeşil 557.7 nm dalga boylu oksijen çizgisi baskın olur ve yıldız ışınlarının atmosfer yayılımı ortaya çıkar.

Aşağıdaki tablo zenitteki ay ışığı olmaksızın enlem ortasındaki tam karanlıktaki ve ışık kirliliği yokluğundaki gece karanlığına dair kesin ve ilgili katkılar verir.

Zenith'deki toplam gökyüzü parlaklığı V bandında ~220 S10 or 21.9 mag/arcsec² şeklindedir. Gök aydınlığı ve Zodyak ışığının zamanla çeşitlenmesinden, güneş çemberinden, gözlemcinin enleminden doğan katkıları kabaca şöyle not edin:

${\displaystyle {\rm {Airglow}}/{\rm {S}}_{10}=145+108(S-0.8)}$

S in olduğu yer  MJy'deki 10.7 cmlik akı, 0.8 ve 2.0 arasında 11 güneş çemberi yılıyla  çeşitlenen sinüs grafiği, güneş maksimumunda yaklaşık 270 S1 yüksek katkısını sonucunu verir.

Zodyak ışığını yoğunluğu gökyüzünün gözlemlenmeye başladığı noktadaki eliptik enleme ve boylama bağlıdır. Helioecliptic boylamın 90 dereceden büyük olduğu yerde şöyle çeşitlenir:

${\displaystyle {\rm {ZodiacalLight}}/{\rm {S}}_{10}=140-90\sin(|\beta |)}$

betanın eliptik enlem ve 60 dereceden küçük olduğu verildiği yerde, 60 dereceyi geçtiği yerdeki katkısı tabloda verilmektedir. Zodyak ışığının Güneş'in yanında çok parlak olduğu ve Güneş'e 180 derece boylamında zıt olduğu ki maksimum durumunda eliptik düzlemde artırma vardır.

Ekstrem durumlarda, doğal zenith gökyüzü parlaklığı  ~21.0 mag/arcsec² yüksekliğinde ve yaklaşık temsili koşulların kabaca iki katı şeklindedir.