Teja udara

Daripada Wikipedia, ensiklopedia bebas.
Jump to navigation Jump to search
Teja udara di atas pelantar VLT[1]

Teja udara ataupun pijaran udara (Bahasa Inggeris: airglow[2]) adalah pancaran cahaya yang lemah oleh atmosfera planet. Dalam perihal atmosfera Bumi, fenomena optik ini menyebabkan langit malam tidak pernah menjadi gelap sepenuhnya, walaupun selepas kesan cahaya bintang dan cahaya matahari yang terbaur disingkirkan.

Perkembangan[sunting | sunting sumber]

Teja udara di Allier, Perancis, pada malam 13 Ogos 2015

Fenomena teja udara dikenal pasti pada tahun 1868 oleh seorang ahli fizik Sweden, Anders Ångström. Sejak itu, ia telah dikaji di mana pelbagai tindak balas kimia yang telah diperhatikan mengeluarkan tenaga elektromagnet sebagai sebahagian daripada prosesnya. Para saintis telah mengenal pasti beberapa proses itu hadir di atmosfera bumi, dan ahli astronomi telah mengesahkan pancaran seperti ini wujud.

Penerangan[sunting | sunting sumber]

Comet Lovejoy melintas di sebalik teja udara di Bumi pada 22 Disember 2011.

Teja udara adalah disebabkan oleh pelbagai proses di atmosfera atas, seperti penggabungan semula atom-atom yang difotoionkan oleh matahari pada siang hari, pemendarcahayaan yang disebabkan oleh pancaran sinar kosmos pada atmosfera atas, dan kimipendarcahaya yang disebabkan oleh oksigen dan nitrogen yang bertindak balas dengan ion hidroksil di ketinggian beberapa ratus kilometer. Ianya tidak kelihatan pada siang hari kerana cahaya yang tersebar dari matahari.

Tidak kira jika balai cerap bumi digunakan, teja udara mengehadkan kepekaan teleskop pada panjang gelombang yang boleh dilihat. Oleh kerana ini, teleskop angkasa seperti Teleskop Angkasa Hubble dapat melihat benda-benda yang lebih samar daripada teleskop bumi pada panjang gelombang terlihat yang sama.

Pijaran ini boleh menjadi cukup terang untuk dapat dilihat dalam langit malam oleh mata kasar dan pada selalunya berwarna biru. Walaupun pancaran teja udara agak seragam di seluruh atmosfera, pada pemerhati di atas tanah ia kelihatan paling terang pada kira-kira 10 darjah di atas ufuk, kerana yang lebih rendah sudut darjah, semakin besar kedalaman atmosfera yang kita lihat. Namun jika terlalu rendah, pemadaman atmosfera mengurangkan kecerahan teja udara.

Satu proses teja udara adalah apabila satu atom nitrogen bergabung dengan satu atom oksigen untuk membentuk molekul nitrik oksida (NO). Dalam proses itu, satu foton dipancarkan. Foton ini boleh mempunyai mana-mana panjang gelombang yang berbeza dari ciri-ciri molekul nitrik oksida. Atom bebas tersedia untuk proses ini, kerana molekul nitrogen (N2) and oksigen (O2) dipisahkan oleh tenaga suria di atmosfera atas dan mungkin akan boleh bertembung antara satu sama lain untuk membentuk NO. Jenis-jenis sebatian lain yang boleh menjadikan teja udara di atmosfera ialah hidroksil (OH),[3][4][5] satu oksigen (O), natrium (Na) and litium (Li).[6] Lihat lapisan Natrium.

Kecerahan langit biasanya dipetik dalam unit magnitud astronomi setiap arka-saat persegi langit.

Pengiraan kesan teja udara[sunting | sunting sumber]

Teja udara di atas ufuk, gambar ditangkap dari Stesen Angkasa Antarabangsa (ISS).
Dua imej langit di atas pusat HAARP di Gakona menggunakan pengimej peranti terganding cas (CCD imager) sejukan-NRL pada 557.7nm. Bidang pandangan adalah lebih kurang 38°. Imej kiri menunjukkan medan bintang latar tanpa dimatikan pemancar HF ll. Imej sebelah kanan diambil 63 saat kemudian dengan pemancar HF. Struktur itu terbukti dalam kawasan pelepasan.

Untuk mengira keamatan relatif teja udara, magnitud perlu ditukar dengan ketaranya menjadi fluks foton; ini bergantung kepada spektrum sumber, tetapi kita akan mengabaikannya buat masa sekarang. Pada panjang gelombang yang kelihatan, kita perlu parameter S0(V), kuasa per sentimeter persegi apertur (bukaan) dan per mikrometer panjang gelombang yang dihasilkan oleh bintang magnitud sifar, untuk mengubah magnitud ketara menjadi fluks — S0(V) = 4.0×10−12 W cm−2 µm−1.[7] Jika kita mengambil contoh bintang V=28 yang diperhatikan melalui turas jalur V normal (B = 0.2 µm lintasan jalur, frekuensi ν ≈ 6×1014 Hz), bilangan foton yang kita akan terima per sentimeter persegi bukaan teleskop sesaat daripada sumbernya adalah Ns:

(di mana h adalah Pemalar Planck; adalah tenaga foton tunggal frekuensi ν).

Pada jalur V, pancaran daripada teja udara ialah V = 22 setiap persegi arka-saat di balai cerap altitud tinggi pada malam tanpa bulan; dalam cuaca yang sangat baik, imej bintang akan menjadi kira-kira 0.7 arka-saat melintang dengan keluasan 0.4 arka-saat persegi, dan oleh itu pancaran dari teja udara dibahagi luas imej bersamaan dengan kira-kira V = 23. Ini memberikan bilangan foton daripada teja udara, Na:

Isyarat-hingar untuk pemerhatian tanah rendah yang sesuai dengan teleskop kawasan A (mengabaikan kerugian dan bunyi pengesan), yang didapati daripada statistik Poisson, hanyalah:

Jika kita mengandaikan teleskop peranti bumi diameter 10 m yang terbaik dan bintang yang tidak terlerai: setiap detik, lebih dari tompok saiz imej besar bintang itu, 35 foton tiba dari bintang dan 3500 dari cahaya udara. Jadi itu, lebih daripada sejam, kira-kira 1.3×10^7 tiba dari teja udara, dan kira-kira 1.3×10^5 tiba dari sumber; jadi nisbah S/N adalah kira-kira:

Kita boleh bandingkan ini dengan jawapan "sebenar" daripada kalkulator tempoh dedahan. Bagi teleskop Very Large Telescope unit 8 m, menurut kalkulator tempoh dedahan FORS anda memerlukan tempoh pemerhatian selama 40 jam untuk mencapai V = 28, sementara Teleskop Angkasa Hubble unit 2.4 m hanya memerlukan 4 jam mengikut kalkulator tempoh dedahan ACS. Teleskop Hubble andaian unit 8 m akan mengambil masa kira-kira 30 minit.

Ia patut dijelaskan dari pengiraan ini, mengurangkan saiz medan pengelihatan boleh menjadikan benda-benda kabur lebih mudah dibezakan daripada teja udara; malangnya, teknik optik ubah suai (adaptive optics) yang mengurangkan diameter medan pengelihatan teleskop bumi dengan urutan magnitud hanya berfungsi dengan inframerah, di mana langit lebih cerah. Teleskop angkasa tidak dihadkan oleh medan pengelihatan, kerana ia tidak terjejas oleh teja udara.

Teja udara tercetus[sunting | sunting sumber]

Imej teja udara bumi pertama SwissCube-1 (ditukarkan ke hijau dari inframerah dekat) ditangkap pada 3 Mac 2011.

Eksperimen saintifik telah dijalankan untuk mencetuskan teja udara dengan menghalakan pancaran gelombang radio berkuasa tinggi ke arah ionosfera bumi.[8] Gelombang radio ini berinteraksi dengan ionosfera untuk mencetuskan cahaya optik yang lemah tetapi kelihatan pada panjang gelombang tertentu dengan keadaan tertentu.[9]

Pemerhatian uji kaji[sunting | sunting sumber]

SwissCube-1 adalah sebuah satelit Switzerland yang dikendalikan oleh Ecole Polytechnique Fédérale de Lausanne. kapal angkasa itu adalah unit tunggal CubeSat, yang direka untuk menjalankan penyelidikan teja udara dalam atmosfera bumi dan untuk membangunkan teknologi untuk kapal angkasa masa depan. Walaupun SwissCube-1 agak kecil (10 x 10 x 10 cm) dan beratnya kurang dari 1 kg, ia membawa teleskop kecil untuk menangkap imej-imej teja udara. Imej SwissCube-1 yang pertama turun pada 18 Februari 2011 dan agak hitam dengan hingar terma (thermal noise) di atasnya. Imej teja udara pertama turun pada 3 Mac 2011. Imej ini telah ditukar kepada julat optik manusia (hijau) dari pengukuran inframerah dekatnya. Imej ini memberikan pengukuran keamatan fenomena teja udara dalam inframerah dekat. Julat yang diukur adalah dari 500 hingga 61400 foton, dengan resolusi 500 foton.[10]

Teja udara di planet-planet Sistem Suria yang lain[sunting | sunting sumber]

Kapal angkasa Venus Express mengandungi sensor inframerah yang telah mengesan pancaran inframerah dekat dari atmosfera Zuhrah. Pancaran itu berasal dari nitrik oxida (NO) dan dari oksigen molekul.[11][12] Para saintis sebelum ini telah menentukan dalam ujian makmal bahawa semasa pengeluaran NO, pancaran ultraungu dan pancaran inframerah dekat telah dihasilkan. Sinaran ultraungu telah dikesan di atmosfera, tetapi sehinggalah misi ini, pancaran inframerah dekat hasilan atmosfera hanyalah teori sahaja.[13]

Galeri[sunting | sunting sumber]

Lihat juga[sunting | sunting sumber]

Rujukan[sunting | sunting sumber]

  1. ^ "Austrian Software Tools Developed for ESO". www.eso.org. European Southern Observatory. Dicapai pada 6 June 2014.
  2. ^ http://prpm.dbp.gov.my/Cari1?keyword=Airglow Teja udara
  3. ^ A. B. Meinel (1950). "OH Emission Bands in the Spectrum of the Night Sky I.". Astrophysical Journal. 111: 555. Bibcode:1950ApJ...111..555M. doi:10.1086/145296.
  4. ^ 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.
  5. ^ F. W. High; dll. (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.
  6. ^ Origin of Sodium and Lithium in the Upper Atmosphere
  7. ^ High Energy Astrophysics: Particles, Photons and Their Detection Vol 1, Malcolm S. Longair, ISBN 0-521-38773-6
  8. ^ HF-induced airglow at magnetic zenith: Thermal and parametric instabilities near electron gyroharmonics. E.V. Mishin et al., Geophysical Research Letters Vol. 32, L23106, doi:10.1029/2005GL023864, 2005
  9. ^ NRL HAARP Overview, Naval Research Laboratory.
  10. ^ SwissCube official website
  11. ^ 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.
  12. ^ Piccioni, G.; Zasova, L.; Migliorini, A.; Drossart, P.; Shakun, A.; García Muñoz, A.; Mills, F. P.; Cardesin-Moinelo, A. (2009-05-01). "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.
  13. ^ 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.

Pautan luar[sunting | sunting sumber]