Kutup Işıkları (Aurora Borealis) Nedir? Nasıl Oluşur, Yapısı ve Oluşma Zamanları

Kutup ışıkları veya Aurora Borealis, Kutup bölgelerinde gökyüzünde görülen, dünyanın manyetik alanı ile Güneş’ten gelen yüklü parçacıkların etkileşimi sonucu ortaya çıkan doğal ışımalardır. Aurora kelimesi Roma Şafak Tanrıçası’nın isminden gelmektedir. Boreas’da Yunanca’da kuzey rüzgarına Pierre Gassendi tarafından 1621’de verilen isimdir. Cree (kri) halkı bu ilginç olaya Ruhların Dansı adını vermişler. Avrupa’da orta çağlarda auroraların Tanrıdan işaretler olduğuna inanılırmış. (Wilfried Schröder, Das Phänomen des Polarlichts, Darmstadt 1984). Bu ışımalar, genellikle geceleri gözlemlenir, ağırlıklı olarak iyonosfer’de meydana gelir. Kutup aurorası veya kutup ışıkları olarak da anılır. Bu olgu yaygın olarak 60 ve 72 derece kuzey ve güney enlemleri arasında görünür, bu da arktik ve antarktik kutup dairelerinin içine düşer.

Kuzey enlemlerde bu etki aurora borealis(veya kuzey ışıkları) olarak adlandırılır. Aurora borealis’in görünme olasılığı, kuzey manyetik kutbuna yaklaştıkça artar. Manyetik kutbun yakınlarında oluşan auroralar tam 90 derece, fakat uzaktan kuzey ufkunu yeşilimsi bir parlaklıkla, bazen de güneş alışılmamış bir yönden doğuyormuş gibi soluk bir kırmızıyla aydınlatırlar. Aurora borealis sıklıkla gündönümlerinde oluşur.
Güney’deki oluşum, aurora australis(güney kutup ışıkları), benzer özelliklere sahiptir. Ancak Antartika’da, Güney Amerika’da ve Avustralya’da daha yüksek enlemlerden görülebilir. Australis anlamı ‘güneyin’ olan Latince bir kelimedir.
Auroralar bütün dünyadan ve diğer gezegenlerde de gözlemlenebilir. Daha uzun süreli karanlık ve manyetik alan dolayısıyla, kutuplara yakınlaştıkça daha çok görünür olurlar.

Nasıl Ortaya Çıkar

Auroralar atmosferin üst katmanlarında, (80 km (50 mil) yükseklikten yukarısı), iyonize azot atomlarının elektron kazanması; ve uyarılmış (yüksek enerjili seviye) oksijen ve azot atomlarının temel enerji düzeyine dönmesi sonucu foton salınımı oluşmasıyla ortaya çıkar. Bunlar, solar rüzgar partiküllerinin çarpışması ve dünyanın manyetik alan çizgileri boyunca hızlanmasıyla iyonize olmuşlardır. Bir ışık fotonunun emisyonu veya başka bir atom veya molekülle çarpışması sonucu yüksek enerji seviyesi düşer:
oksijen emisyonları
Yeşil veya kahverengimsi kırmızı, yutulan enerjinin miktarına bağlı olarak.
nitrojen emisyonları
Mavi veya kırmızı. Mavi, eğer atom iyonize olduktan sonra tekrar elektron kazanırsa. Kırmızı, eğer yüksek enerji seviyesinden temel seviyeye geri dönüyorsa.
Oksijenin temel seviyeye geri dönmesi, pek alışılmış değildir. Yeşil ışık yayması bir saniyenin dörtte üçü, kırmızı ışık yayması iki dakikaya kadar bir süre alır. Başka bir atom veya molekülle çarpışmalar yüksek enerjisini emecek, ve emisyonu engelleyecektir. Atmosferin en üstünde hem yüksek oranda oksijen bulunur, hem de bu tür çarpışmalar o kadar seyrektir ki, oksijene kırmızı yaymak için zaman kalır. Giderek atmosferden aşağıya indikçe, çarpışmalar sıklaşır, böylece kırmızı emisyon oluşmasına vakit kalmaz, ve sonunda yeşil ışık emisyonu da engellenir.
İşte, yüksekliğe bağlı olarak renklerin değişmesinin nedeni budur; yükseklerde oksijen kırmızısı ağır basarken, sonra oksijen yeşili ve nihayet çarpışmalar oksijenin herhangi bir şey yaymasını engellediğinde nitrojen mavi/kırmızısı hakim olur. Yeşil tüm auroraların en yaygınıdır, ardından penbe, (açık yeşil ve kırmızı karışımı), saf kırmızı takip eder, sarı ( kırmızı ve yeşil karışımı), ve son olarak saf mavi.

Yapısı Nasıldır

Genellikle aurora ya dağınık parıltı olarak ya da “perde” şeklinde doğu-batı doğrultusunda uzanmış bir halde görünür. Bazen, “durgun ark” (dinamik aurora) meydana gelir; aslında sürekli gelişir ve değişir. Her perde, her biri manyetik alan çizgilerinin doğrultusunda sıralanmış, paralel ışınlardan oluşur. Bu durum, Dünya’nın manyetik alanı tarafından auroranın biçimlendirildiği fikrini verir. Aslında, uydular elektronlara manyetik alan çizgileri ile yol çizerler. Dünya’ya doğru yaklaşatıkça elektronlar helezonik hareket eder. Perde yapısı şekli “şeritli yapı” adı verilen dizilimle artırılır. Manyetik alan çizgileri ile yolu çizilen parlak aurora parçası dosdoğru gözlemcinin üstünde oluştuğunda, perspektif etki ile ve ışınların birbirinden uzaklaşmasıyla aurora bir “taç” olarak gözükebilir.
İlk defa Eski Yunan kaşif/coğrafyacı Pytheas, Hiorter bu olayı gündeme getirdi ve Celsius 1741’de, ne zaman tam üstte aurora gözlemlendiğinde büyük bir manyetik akımın oluştuğunu, manyetik kontrolün kanıtı olarak tanımladı. Bu, büyük elektrik akımının aurora ışığının kaynaklandığı yere doğru aktığını, aurora ile birleştiğini gösterdi. Kristian Birkeland 1908’de manyetik akımın aurora arkı boyunca, bu tür partikül hareketlerinin genellikle günışığından karanlığa doğru, doğu-batı doğrultusunda hareket ettiğini savundu. Bu yönlenmenin ismi daha sonra “aurorasal elektron hareketi” ismini aldı (ayrıca Birkeland akımı).
29 Temmuz 1998’de, THEMIS sondaları ilk kez auroraya sebep olan manyetosferik fırtınanın başlangıcını görüntülemeyi başardı. Aya üçte bir uzaklığa yerleştirilen beş sondadan ikisi Aurorasal yoğunlaşma başlamadan 96 saniye önce manyetik temas fikrini kullanarak ölçüm yaptı. Angelopoulos”Verilerimiz ilk kez açıkça gösteriyor ki manyetik temas bu olayın tetikleyicisidir.” dedi
Elias Loomis (1860)’in ardından Hermann Fritz (1881) ‘in katkılarıyla da auroranın çoğunlukla “aurorasal bölge”de görüldüğü saptandı. Aurorasal bölge Dünya’nın manyetik kutbunun çevresinde yaklaşık 2500 km çapında halka şeklinde bir bölgedir. Manyetik kutba 2000 km uzaklıkta olan cografi kutupta görünmesi neredeyse imkânsızdır. Auroranın anlık dağılımı (“aurorasal oval”, Yasha/Jakob Feldstein 1963) biraz farklıdır. (3-5 derece manyetik kutbun karanlık tarafına doğru) Böylece aurorasal ark geceyarısı civarında ekvatora en fazla yaklaşmış olur. Aurora en iyi bu zamanlarda görülebilir.

Oluşum Zamanları

Aurora çoğunlukla kutuplarda meydana gelen bir olaydır. Güçlü bir manyetik fırtına geçici olarak aurorasal ovali genişlettiğinde, nadiren ılıman enlemlerde de görülür. Büyük manyetik fırtınalar yaklaşık olarak 11 yılda bir gerçekleşen güneşlekesi döngüsü ile en yoğun fırtına ortaya çıkar ya da patlamada sonraki üç yıllık dönemde. Fakat, aurorasal bölgenin içinde auroranın meydana gelme olasılığı, genel itibariyle IMF çizgilerinin eğimine (literatürde Bz ), özellikle güney yönlü olmasına, bağlıdır.

Aurora olayını başlatan jeomanyetik fırtınalar aslında ekinoks aylarında daha belirginleşir. Kutupsal aktiviteler ile bir ilgisi olmazken, neden jeomanyetik fırtınaların Dünya’nın mevsimlerine bağlı olduğu net olarak açıklığa kavuşmamıştır. Manyetopozda, Dünya’nın manyetik alanı kuzeyi gösterir. Bz büyük ve negatif olduğunda (IMF güneye doğru), Dünya’nın manyetik alanını temas noktasında kısmen engeller. Güney yönlü Bz, güneş rüzgarının Dünya’nın daha içerideki manyetosferine ulaşabileceği bir kapı açar.

Geometrik açının bir sonucu olarak Bz bu zamanlarda en çok etkisini gösterir. Gezegenlerarası manyetik alan (IMF) Güneş’ten gelir ve güneş rüzgarı ile dışa doğru taşır. Güneş’in hareketinden sebebiyle IMF sarmal şekildedir. Nisan ve Ekim’de Dünya’nın manyetik kutup ekseni Parker sarmalı ile aynı hizada, en yakın konumuna gelir. Sonuç olarak, Bz ‘nin güney yönlü ve kuzey yönlü hareketi en büyük olur.
Fakat, Bz sadece jeomanyetik aktiviteyi etkilemez. Güneş’in dönme ekseni Dünya’nın yörüngesine göre 8 derece eğiktir. Güneş rüzgarı, güneşin ekvatoruna oranla, çok hızlı bir şekilde Güneş’in kutuplarından estiği için, her altı ayda Dünya’nın manyetosferini bastıran parçacıkların ortalama hızı artar ve azalır. Dünya heliographic enleminin en yüksek olduğu 5 Eylül ve 5 Mart günlerinde, güneş rüzgarının hızı en yüksek değerine, ortalama, 50 km/sn hızına ulaşır.
Hâlâ, ne Bz ne de güneş rüzgarı geometrik fırtınanın mevsimsel davranışını tam olarak açıklayamıyor. Bu etkenlerin hepsi ancak bir oranında gözlenen yarıdönemsel değişimlere veri sağlıyor.

Bu Yazıyı Paylaş! Google+!

Kategori: Bilim - 91 viewsYorum Yazın

Selçuk Gönültaş

DMCA.com Protection Status