Atmosfer sönükleştirmesi
Küçük Resim Yok
Tarih
1990
Yazarlar
Dergi Başlığı
Dergi ISSN
Cilt Başlığı
Yayıncı
Ege Üniversitesi
Erişim Hakkı
info:eu-repo/semantics/closedAccess
Özet
Yıldızlardan aldığımız ışık yer atmosferini geçip gözlemciye ulaştığından yıldızın parlaklığı atmosfer dışına oranla sonükleşmiş olur. Sönükleştirme molekül saçılması, su parçacıkları ve tez parçacıkları ile soğurma, saçılma ve bazı tayf bölgelerinde atmosferdeki gazların seçici 4 soğurması ile olur. Atmosfer soğuması genel olarak l/p\ ile orantılıdır. Ayrıca atmosfer sönükleştirmesi yıldız ışığının atmosfer içinde geçtiği yola da bağlıdır. Bu çalışmada atmosfer, sönükleştirmesine neden olan etmenler. incelermiş ve sözcükleştirme katsayısının tayini yöntemleri verilmiştir. Parlaklığı zamanla değişmeyen iki yıldızın gözlemlerinden sönükleştirme katsayıları tayin edilmiştir. Seçilen yılcızlardan birisi eşlek yöresinde BD+16°515 diğeri ise eşlekten biraz daha uzak olan IT Per 'dir. BD +16°515 in 10 ve 18 Ekim 1988 gözlemleri öğlen çemberinden önce, 23 ve 30 Ocak 1989 gözlemleri ise öğlen çemberinden sonraya karşılık gelmektedir. TTPer'in 13 Ekim 1988 gözlemleri öğlen çemberinden önceyken, 14.10.1988, 31.01.1989, 13.02.1989 gözlemleri ise öğlen çemberinden sonradır. BD+16°515 sönük bir yıldız olduğundan U Süzgeçiyle gözlenememiştir. ölçülen her parlaklık değeri ona karşılık gelen hava kütlelerine göre işaretlenmiştir. Parlaklığın hava kütlesine göre değişimi doğrusal varsayılarak doğrunun eğiminden, en küçük kareler yöntemiyle gözlem yapılan her gece için sönükleştirme katsayısı hesaplanmış ve yanılgılarıyla beraber elde edilmiştir. Kısa dalgaboylarından uzun dalgaboylarına doğru gidildikçe sönükleştirme katsayılarının küçüldüğü görülmüştür. Ekim ayında bulunan katsayılar Ocak- 28 - ve Şubat ayında bulunanlara göre daha büyüktür. Bu durum, hava sıcaklığından dolayı ısınan havanın Ekim ayında daha yükseklere çıkmasının bir sonucu olabilir, ölçülen parlaklıkların hava kütlesine göre değişimi ideal bir doğru göstermemektedir. Bu durum atmosferin çalkantısından kaynaklanmıştır. Hesaplanan sönükleştirme katsayılarının geceden geceye ve gökyüzünün çeşitli bölgelerinde farklı olduğu bulunmuştur
The light of stars received by us arrives to the observer by passing through the earth's atmosphere; therefore the star's light is reduced relative to outside of the atmosphere. The extinction due to the earth's atmosphere depends mainly on molecular scattering, absorption and scattering by water and dust particles, and selective absorption of some atmospheric gases at certain spectral intervals. In general, the absorption of our atmosphere is inversely proportional with the fourth power of the wavelenght of the incident light. On the other hand, the extinction depends on the length passed by the star light in the atmosphere. In this study, the effects which cause atmospheric extinctions were examined and the methods of determination of the atmospheric extinction coefficient were given. The extinction coefficients were determined for two stars of which the brightnesses are constant. One of the stars selected is close to the celestial equator, BD+16 515, and the other is- 29 TC Per which is quite far from it. The observations of BD+16 515 on 10 and 18 October, 1988 correspond to premeridian, and on 23 and 30 January, 1989 post-meridian positions. While the observations of TTPer on 13 October, 1988 were obtained before the meridian, the others obtained on 14 October, 1988, 31 January and 13 February, 1989 correspond for the post meridian position. The star BD+16°515 is too faint to be observed in U filter. At first, the airmass has been calculated for each measurement and the magnitudes were plotted against the air masses. Assuming the variation of the brightness with the airmass is linear, from the slope of the lines the extinction coefficients were obtained with their standard deviations for each night by the linear least - squares method. As going from short to long wavelengths, it is seen that the extinction coefficients are becoming smaller. On the other hand, the coefficients obtained in October are greater in all wavelengths than those obtained in January and February. This situation may arise from the rise of heated air above the observing site. Some observations showed that the brightness variation gainst the airmass is not exactly linear. This may come from the fluctation in the atmosphere during the observations. The extinction coefficients obtained in this study indicate that their values change night to night.
The light of stars received by us arrives to the observer by passing through the earth's atmosphere; therefore the star's light is reduced relative to outside of the atmosphere. The extinction due to the earth's atmosphere depends mainly on molecular scattering, absorption and scattering by water and dust particles, and selective absorption of some atmospheric gases at certain spectral intervals. In general, the absorption of our atmosphere is inversely proportional with the fourth power of the wavelenght of the incident light. On the other hand, the extinction depends on the length passed by the star light in the atmosphere. In this study, the effects which cause atmospheric extinctions were examined and the methods of determination of the atmospheric extinction coefficient were given. The extinction coefficients were determined for two stars of which the brightnesses are constant. One of the stars selected is close to the celestial equator, BD+16 515, and the other is- 29 TC Per which is quite far from it. The observations of BD+16 515 on 10 and 18 October, 1988 correspond to premeridian, and on 23 and 30 January, 1989 post-meridian positions. While the observations of TTPer on 13 October, 1988 were obtained before the meridian, the others obtained on 14 October, 1988, 31 January and 13 February, 1989 correspond for the post meridian position. The star BD+16°515 is too faint to be observed in U filter. At first, the airmass has been calculated for each measurement and the magnitudes were plotted against the air masses. Assuming the variation of the brightness with the airmass is linear, from the slope of the lines the extinction coefficients were obtained with their standard deviations for each night by the linear least - squares method. As going from short to long wavelengths, it is seen that the extinction coefficients are becoming smaller. On the other hand, the coefficients obtained in October are greater in all wavelengths than those obtained in January and February. This situation may arise from the rise of heated air above the observing site. Some observations showed that the brightness variation gainst the airmass is not exactly linear. This may come from the fluctation in the atmosphere during the observations. The extinction coefficients obtained in this study indicate that their values change night to night.
Açıklama
Bu tezin, veri tabanı üzerinden yayınlanma izni bulunmamaktadır. Yayınlanma izni olmayan tezlerin basılı kopyalarına Üniversite kütüphaneniz aracılığıyla (TÜBESS üzerinden) erişebilirsiniz.
Anahtar Kelimeler
Astronomi ve Uzay Bilimleri, Astronomy and Space Sciences, Atmosfer, Atmosphere, Sönme, Extinction, Yıldızlar, Stars
