공기 광택

Airglow
"밤의 빛"은 여기서 리다이렉트 됩니다.열기구 이벤트는 풍선 글로우를 참조하십시오.인공 광원에 의한 밤하늘의 휘도는 스카이글로우(skyglow)를 참조해 주세요.
VLT 플랫폼의[1] 에어글로우
남아프리카 상공에서 궤도를 돌면서 국제우주정거장의 고개구 줌 카메라를 사용하여 본 에어글로우.이 산소 및 나트륨 이온 대역의 고도는 약 110-140km입니다(카르만 선 근처).

공기광은 행성 대기에 의해 희미하게 빛을 방출하는 것입니다.지구 대기의 경우, 이러한 광학 현상으로 인해 밤하늘은 별빛과 멀리 떨어진 곳에서 확산된 햇빛의 영향을 제거한 후에도 완전히 어두워지지 않는다.이 현상은 자체 조명 가스에서 시작되며 지구의 자기 및 태양 흑점 활동과는 아무런 관계가 없습니다.

역사

2015년 8월 13일 프랑스 오베르뉴의 에어글로우

공기 광택 현상은 1868년 스웨덴의 물리학자 안데르스 옹스트롬에 의해 처음 확인되었다.이후 연구실에서 연구돼 그 과정에서 전자기 에너지를 방출하는 다양한 화학반응이 관찰됐다.과학자들은 지구 대기에 존재할 수 있는 일부 과정을 확인했고 천문학자들은 그러한 방출이 존재함을 확인했다.사이몬 뉴컴은 1901년에 공기의 빛을 과학적으로 연구하고 기술한 최초의 사람이었다.

공기는 산업화 이전의 사회에 존재했고 고대 그리스인들에게 알려져 있었다."아리스토틀과 플리니가 부분적으로 오로라로, 일부는 밝은 공기의 밤으로 식별될 [3]수 있는 카스마타의 현상을 묘사했습니다."

묘사

2011년 12월 22일 지구의 공기 빛을 지나 ISS에서 포착된 러브조이 혜성

대기광은 낮에 태양에 의해 광이온화된 원자의 재결합, 우주선이 상층 대기에 충돌하여 발생하는 발광, 수백 k의 고도에서 산소와 질소가 반응하여 발생하는 화학 발광 등 지구 상층 대기권의 다양한 작용에 의해 발생한다.마이크로미터낮에는 햇빛의 눈부심과 산란으로 인해 눈에 띄지 않습니다.

지상 최고의 관측소에서도, 공기 광택은 광학 망원경의 광감도를 제한한다.부분적으로 이러한 이유로, 허블과 같은 우주 망원경은 눈에 보이는 파장에서 현재 지상 망원경보다 훨씬 희미한 물체를 관찰할 수 있다.

밤의 공기는 지상 관측자가 알아차릴 정도로 밝을 수 있으며 일반적으로 푸르스름하게 보입니다.대기에서 방출되는 공기는 상당히 균일하지만, 관측자의 지평선 위로 약 10°에서 가장 밝게 나타납니다. 왜냐하면 낮은 쪽일수록 대기의 질량이 더 크기 때문입니다.그러나 매우 낮은 곳에서는 대기 중 소멸로 인해 공기의 겉으로 보이는 밝기가 감소합니다.

하나의 공기 광택 메커니즘은 질소 원자가 산소 원자와 결합하여 산화질소 분자(NO)를 형성하는 것입니다.이 과정에서 광자가 방출된다.이 광자는 산화질소 분자의 특징인 몇 가지 다른 파장 중 하나를 가질 수 있다.질소(N2)와 산소(O2) 분자는 대기 상층부에서 태양 에너지에 의해 분리되고 서로 만나 NO를 형성할 수 있기 때문에 자유 원자는 이 과정에 이용 가능하다.대기 중에 빛을 낼 수 있는 다른 화학 물질로는 히드록실,[4][5][6] 원자 산소, 나트륨, 리튬 등이 있다.[7]

상세 정보:나트륨층

하늘 밝기는 일반적으로 1평방아크초당 겉보기 등급 단위로 측정됩니다.

계산

ISS에서 포착한 수평선 위의 공기 빛.
공기 광택
557.7nm의 NRL 냉각 CCD 이미저를 사용한 HARPGakona 시설 상공의 두 이미지.시야는 약 38°입니다.왼쪽 이미지는 HF 송신기가 꺼진 배경별 필드를 보여줍니다.오른쪽 이미지는 63초 후에 HF 트랜스미터가 켜진 상태에서 촬영되었습니다.배출 영역에서 구조가 뚜렷합니다.
다음 항목도 참조하십시오.겉보기 등급

공기의 상대적인 강도를 계산하기 위해서는 겉보기 크기를 광자의 플럭스로 변환해야 합니다.이것은 분명히 소스의 스펙트럼에 따라 다르지만, 처음에는 무시합니다.가시 파장에서, 우리는 겉보기 크기를 플럭스로 변환하기0 위해 S(V) = 4.0×10−12−2 W cm−1 [8]µm로 변환하기 위해 조리개 1평방센티미터 당 및 파장의 마이크로미터 당 파워인 파라미터 S0(V)가 필요하다.정상 V 밴드 필터(B = 0.2 μm 밴드 패스, 주파수 δ 6×10Hz14)를 통해 관측된 V=28 별의 예를 들면, 선원에서 망원경 구멍의 평방 센티미터 당 광자의 수는 Ns:

(여기서 h는 플랑크 상수, hθ는 주파수 θ의 단일 광자의 에너지이다.)

V 대역에서 공광 방출은 달이 없는 밤에 고고도 관측소에서 평방 아크초당 V = 22이며, 시야가 좋은 상태에서는 별의 지름이 약 0.7 아크초이고, 0.4 평방 아크초이므로 영상 영역에서의 공광 방출은 약 V = 23에 해당한다.이 값은 공기의 광자 수a, N:

포아송 통계에서 발생하는 영역 A(손실 무시 및 검출기 소음)의 망원경으로 이상적인 지상 관측을 위한 신호 대 잡음은 다음과 같다.

지름이 10m인 이상적인 지상 망원경과 분해되지 않은 별이라고 가정하면, 매초 항성의 확대 이미지 크기의 패치 위에 35개의 광자가 별에서, 3500개의 광자가 공기 광택에서 도착한다.따라서 1시간 이상 경과하면 약 1.3×10이7 공기 광선으로부터 도착하고 약 1.35×10이 소스에서 도착합니다. 따라서 S/N 비율은 대략 다음과 같습니다.

이를 노출 시간 계산기의 "실제" 답변과 비교할 수 있습니다.8m 단위 초대형 망원경의 경우, FORS 노출 시간 계산기에 따르면 V = 28에 도달하는 데 40시간의 관찰 시간이 필요한 반면, ACS 노출 시간 계산기에 따르면 2.4m 허블 망원경은 4시간 밖에 걸리지 않습니다.허블망원경은 8미터로 가정하면 30분 정도 걸릴 것이다.

시야 크기를 줄이면 더 희미한 물체를 공기 광택에 대해 더 잘 탐지할 수 있다는 것이 이 계산에서 분명해질 것입니다. 불행히도, 지구 기반 망원경의 시야 직경을 크기가 훨씬 더 큰 적외선에서만 작동하는 적응 광학 기술입니다.우주 망원경은 공기의 영향을 받지 않기 때문에 시야의 제약을 받지 않는다.

유도 공기 광택

2011년 3월 3일 캡처된 SwissCube-1의 첫 지구 공기 광채 이미지(적외선 부근에서 녹색으로 변경).

지구 전리층에서 [9]고출력 전파 방출을 유도하는 과학 실험이 실시되었다.이러한 전파는 전리층과 상호작용하여 특정 [10]조건에서 특정 파장에서 희미하지만 가시적인 광학 빛을 유도합니다.이 효과는 이오노존드를 사용하여 무선 주파수 대역에서도 관찰할 수 있다.

실험 관찰

스위스 큐브-1은 에콜 폴리테크니크 페데랄 드 로잔이 운영하는 스위스 위성이다.이 우주선은 지구 대기 중의 공기 광택에 대한 연구를 수행하고 미래 우주선을 위한 기술을 개발하기 위해 고안된 단일 유닛 큐브샛이다.SwissCube-1은 다소 작고(10 x 10 x 10 cm) 무게가 1 kg 미만이지만 공기 광택 이미지를 얻기 위한 작은 망원경을 가지고 있습니다.첫 번째 SwissCube-1 이미지는 2011년 2월 18일에 다운되었으며 약간의 열 노이즈가 있는 검은색이었습니다.첫 번째 공광 이미지는 2011년 3월 3일에 공개되었습니다.이 이미지는 근적외선 측정에서 인간 광학 범위(녹색)로 변환되었습니다.이 이미지는 근적외선에서의 기광 현상의 강도를 측정합니다.측정 범위는 500 ~61400 광자이며 분해능은 500 [11]광자입니다.

다른 행성의 공기 광채 관측

비너스 익스프레스 우주선에는 금성 대기권 상층부의 적외선(IR)에 가까운 방출을 감지하는 적외선 센서가 탑재되어 있다.배출물은 질소산화물(NO)과 분자산소에서 [12][13]나온다.과학자들은 이전에 실험실에서 NO를 생성하는 동안 자외선 방출과 근적외선 방출이 발생한다는 것을 밝혀냈다.자외선은 대기 중에 검출되었지만, 이 임무까지 대기 중 근적외선 방출은 [14]이론적인 수준에 불과했다.

갤러리

  • Hues of red and green lighting up the sky are produced by airglow.[15]

    하늘을 비추는 빨강과 초록의 빛깔은 공기 [15]광택에 의해 만들어진다.

  • Airglow over Paranal Observatory.[16]

    파라날 천문대 [16]상공의 공기빛.

  • Airglow in Auvergne (France) on 13 August 2015.

    2015년 8월 13일 프랑스 오베르뉴의 에어글로우.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ "Austrian Software Tools Developed for ESO". www.eso.org. European Southern Observatory. Retrieved 6 June 2014.
  2. ^ M. G. J. Minnaert, De Natuurkunde van't vrije veld, Deel 2: Geluid, warmte, Electricite.§ 248: 헴 이오노스페를리히트
  3. ^ [Google Books: Sciences Of the Earth, An Encyclopedia of Events, People, and Events, 1998, Garland Publishing, 35페이지]https://books.google.com/books?id=vdqXVddh0hUC&pg=PA35&lpg=PA35&dq=Simon+Newcomb+airglow&source=bl&ots=eKALZp7l-Y&sig=ACfU3U1dB8ILSp_K_HkOxSNxkOnjzgHNwQ&hl=en&sa=X&ved=2ahUKEwiqtsiO5Mn4AhU0JEQIHVYGAaIQ6AF6BAh7EAM#v=onepage&q=Simon%20Newcomb%20airglow&f Google Books] 접속일 = 2022년 6월 25일..
  4. ^ Meinel, A. B. (1950). "OH Emission Bands in the Spectrum of the Night Sky I". Astrophysical Journal. 111: 555. Bibcode:1950ApJ...111..555M. doi:10.1086/145296.
  5. ^ 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.
  6. ^ High, F. W.; 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. arXiv:1002.3637. Bibcode:2010PASP..122..722H. doi:10.1086/653715. S2CID 53638322.
  7. ^ Donahue, T. M. (1959). "Origin of Sodium and Lithium in the Upper Atmosphere". Nature. 183 (4673): 1480–1481. Bibcode:1959Natur.183.1480D. doi:10.1038/1831480a0. S2CID 4276462.
  8. ^ 고에너지 천체물리학: 입자, 광자와 그 검출 제1권, 말콤 S.Longair, ISBN 0-521-38773-6
  9. ^ 자기 천정에서의 HF 유도 공기 광택: 전자 자이로 고조파 근처의 열 및 파라메트릭 불안정성.E.V. Mishin et al., 지구물리연구편지 제32권, L23106, doi:10.1029/2005GL023864, 2005
  10. ^ NRL HAARP 개요 2009년 3월 5일 Wayback Machine에서 아카이브 완료.해군 연구소.
  11. ^ SwissCube 공식 웹사이트
  12. ^ Garcia Munoz, A.; Mills, F. P.; Piccioni, G.; Drossart, P. (2009). "The near-infrared nitric oxide nightglow in the upper atmosphere of Venus". Proceedings of the National Academy of Sciences. 106 (4): 985–988. Bibcode:2009PNAS..106..985G. doi:10.1073/pnas.0808091106. ISSN 0027-8424. PMC 2633570. PMID 19164595.
  13. ^ Piccioni, G.; Zasova, L.; Migliorini, A.; Drossart, P.; Shakun, A.; García Muñoz, A.; Mills, F. P.; Cardesin-Moinelo, A. (1 May 2009). "Near-IR oxygen nightglow observed by VIRTIS in the Venus upper atmosphere". Journal of Geophysical Research: Planets. 114 (E5): E00B38. Bibcode:2009JGRE..114.0B38P. doi:10.1029/2008je003133. ISSN 2156-2202.
  14. ^ Wilson, Elizabeth (2009). "PLANETARY SCIENCE Spectral band in Venus' 'nightglow' allows study of NO, O". Chemical & Engineering News. 87 (4): 11. doi:10.1021/cen-v087n004.p011a. ISSN 0009-2347.
  15. ^ "La Silla's Great Dane". www.eso.org. Retrieved 26 March 2018.
  16. ^ "Anything But Black". www.eso.org. Retrieved 20 September 2016.

외부 링크

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