Güneş

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Atla: kullan, ara
Güneş Sun symbol.svg
Güneş
Gözlem bilgileri
Ortalama uzaklık
(Dünya'dan)
1,496×1011 m
8,31 dakika ışık yılı olarak
Görünen kadir (V) −26,74m[1]
Mutlak kadir 4,83m[1]
Yıldız sınıflandırma G2V
Metallik Z = 0,0177[2]
Açısal çap 31,6' - 32,7'[3]
Yörünge özellikleri
Ortalama uzaklık
(Samanyolu merkezinden)
~2,5×1020 m
26.000 ışık yılı
Galaktik periyot 2,25–2,50×108 yıl
Hız ~2,20×105 m/s
(Gökada merkezinin çevresinde yörünge üzerinde)

~2×104 m/s
(yakınlarda bulunan yıldızların ortalama hızına göreceli olarak)
Fiziksel özellikler
Ortalama çap 1,392×109 m[1]
Dünya'nın 109 katı
Ekvator yarıçapı 6,955×108 m[4]
Ekvator çevresi 4,379×109 m[4]
Basıklık 9×10−6
Yüzey alanı 6,088×1018 m²[4]
Dünya'nın 11.900 katı
Hacim 1,4122×1027 m³[4]
Dünya'nın 1.300.000 katı
Kütle 1,9891 ×1030 kg[1]
Dünya'nın 332.946 katı
Ortalama yoğunluk ≈1,409 ×103 kg/m³[1][4][5]
Değişik yoğunluklar Çekirdek: 1,5×105 kg/m³
Aşağı Fotosfer: 2×10-4 kg/m³
Aşağı Kromosfer: 5×10-6 kg/m³
Ortalama Corona: 10×10-12kg/m³[6]
Ekvator'da yüzey çekimi 274,0 m/s2[1]
27,94 g
Kaçış hızı
(yüzeyden)
617,7 km/s[4]
Dünya'nın 55 katı
Etkin yüzey sıcaklığı 5.778 K[1]
Corona sıcaklığı ~5×106 K
Çekirdek sıcaklığı ~15,7×106 K[1]
Işınım gücü (Lsol) 3,846×1026 W[1]
~3,75×1028 lm
~98 lm/W etkin lüminozite
Ortalama Radyans (Isol) 2,009×107 W m−2 sr−1
Dönme özellikleri
Eksenel eğiklik 7,25°[1]
(tutulum düzlemine)
67,23°
(gökada düzlemine)
Sağ açıklık
(Kuzey kutbunun)[7]
286,13°
19 s 4 d 30 sn
Dik açıklık
(Kuzey kutbunun)
+63,87°
63°52' Kuzey
Yıldız dönem periyotu
(16° enlemde)
25,38 gün[1]
25 g 9 s 7 dk 13 sn[7]
(ekvatorda) 25,05 gün[1]
(kutuplarda) 34,3 gün[1]
Dönme hızı
(ekvatorda)
7,284 ×103 km/s
Fotosfer bileşimi (kütlesel olarak)
Hidrojen  % 73,46[8]
Helyum  % 24,85[8]
Oksijen  % 0,77[8]
Karbon  % 0,29[8]
Demir  % 0,16[8]
Kükürt  % 0,12[8]
Neon  % 0,12[8]
Nitrojen  % 0,09[8]
Silikon  % 0,07[8]
Magnezyum  % 0,05[8]

Güneş, Güneş Sistemi'nin merkezinde yer alan yıldız. Orta büyüklükte bir yıldız olan Güneş, tek başına Güneş Sistemi kütlesinin % 99,8'ini oluşturur. Geri kalan kütle- Güneş'in çevresinde dönen gezegenler, asteroitler, gök taşları, kuyruklu yıldızlar ve kozmik tozlardan oluşur. Gün ışığı şeklinde Güneş'ten yayılan enerji, fotosentez yoluyla Dünya üzerindeki hayatın hemen hemen tamamının var olmasını sağlar ve Dünya'nın iklimi ile hava durumunun üzerinde önemli etkilerde bulunur.

Samanyolu Gökadasında bilinen yaklaşık 200 milyar yıldızdan birisi olan Güneş'in kütlesi sıcak gazlardan oluşur ve çevresine ısı ve ışık şeklinde radyasyon yayar. Güneş'in çapı Dünya'nın çapının 109 katı (1.5 milyon km), hacmi 1,3 milyon katı ve kütlesinin 333.000 katı kadardır. Yoğunluğu ise Dünya'nın yoğunluğunun ¼’ü kadardır. Güneş kendi ekseni etrafında saatte 70.000 km hızla döner ve bir tam turunu yaklaşık 25 günde tamamlar. Güneşin yüzey sıcaklığı 5500 °C ve çekirdeğinin sıcaklığıysa 15,6 milyon °C’dir. Güneş'ten çıkan enerjinin 2,2 milyarda 1'i yeryüzüne ulaşır. Geriye kalan enerjisi uzayda kaybolur. Güneş’in üç günde yaymış olduğu enerji, Dünya'daki tüm petrol, ağaç, doğal gaz vb. yakıta eşdeğerdir. Güneş ışınları 8,44 dakikada yeryüzüne ulaşır. Güneş, Dünya'ya en yakın yıldızdır. Çekim kuvveti Dünya yer çekiminin 28 katıdır.

Güneş yüzeyi kütlesinin % 74'ünü ve hacminin % 92'sini oluşturan hidrojen, kütlesinin % 24-25'ünü[9] ve hacminin % 7'sini oluşturan helyum ile Fe, Ni, O, Si, S, Mg, C, Ne, Ca, ve Cr gibi diğer elementlerden oluşur.[10] Güneş'in yıldız sınıfı G2V'dir. G2 Güneş'in yüzey sıcaklığının yaklaşık 5.780 K olduğu, dolayısıyla beyaz renge sahip olduğu anlamına gelir. Günışığının atmosferden geçerken kırılması sonucu sarı gibi görünür. Bu mavi fotonların Rayleigh saçılımının sonucunda yeteri kadar mavi ışığın kırılmasıyla geride sarı olarak algılanan kırmızılığın kalmasıdır.

Tayfı içinde iyonize ve nötr metaller olduğu kadar çok zayıf hidrojen çizgileri de bulunur. V eki (Roma rakamıyla beş) çoğu yıldız gibi Güneş'in de ana dizi üzerinde olduğunu gösterir. Enerjisini hidrojen çekirdeklerinin füzyonla helyuma dönüşmesinden elde eder ve hidrostatik denge içindedir, yani zaman içinde ne genişler ne de küçülür. Saniyede 600 milyon ton hidrojen, helyuma dönüşür. Bu da, Güneş`in her geçen saniye 4,5 milyon ton hafiflemesine yol açar. Güneş'teki füzyon olayı sonucunda kızıl kırmızımsı bir alev 15-20 bin km yükselir ve Güneş Fırtınası meydana gelir. Galaksimizde 100 milyondan fazla G2 sınıfı yıldız bulunur. Güneş, galaksimiz içinde bulunan yıldızların % 85'inden daha parlaktır, Güneş'ten daha sönük olan bu yıldızların çoğu kırmızı cücelerdir.[11]

Güneş, Samanyolu merkezinin çevresinde yaklaşık 26.000 ışık yılı uzaklıkta döner. Galaktik merkez çevresinde bir dönüşünü yaklaşık 225–250 milyon yılda bir tamamlar. Yaklaşık yörünge hızı saniyede 220 kilometredir (+/-20 km/s). Bu da her 1.400 yılda bir 1 ışık yılıdır. Bu galaktik uzaklık ve hız bilgileri şu anda sahip olduğumuz en doğru bilgilerdir. Ancak bilimde her zaman olduğu gibi bilgi arttıkça bunlar da değişebilir.[12]

Güneş günümüzde Samanyolu'nun daha büyük olan Kahraman kolu ve Yay kolu arasında kalan Orion kolu'nun iç kısmında, Yerel Yıldızlararası Bulut içinde yüksek sıcaklıkta dağınık gaz bölgesi olan düşük yoğunluklu Yerel kabarcık içinden geçmektedir. Dünya'ya 17 ışık yılı uzaklıkta yer alan en yakın 50 yıldız içinde Güneş, mutlak kadir olarak dördüncü sıradadır. (M=4,83)

Yaşam çevrimi[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneş'in yıldız gelişimi bilgisayar modellemesi ve nükleokozmokronoloji yöntemleri kullanılarak ana dizi üzerinde hesaplanan yaşının 4,57 milyar yıl olduğu düşünülmektedir.[13] Hidrojen moleküler bulutun hızla kendi içine çökmesi sonucu üçüncü nesil, Öbek I, T Tauri yıldızı olan Güneş'in doğduğu düşünülmektedir. Bu doğan yıldızın Samanyolu gökadasının çekirdeğinden 26.000 ışık yılı uzakta hemen hemen dairesel bir yörüngeye girdiği varsayılmaktadır.

Yıldız ana dizi üzerinde yıldız evrimi aşamasının yarı yolundadır. Bu aşamada çekirdekte oluşan nükleer füzyon reaksiyonları hidrojeni helyuma dönüştürür. Her saniye Güneş'in çekirdeğinde 4 milyon ton madde enerjiye çevrilir ve ortaya nötrinolarla radyasyon çıkar. Bu hızla günümüze kadar 100 Dünya kütlesi kadar madde enerjiye çevrilmiştir. Güneş yaklaşık olarak 10 milyar yıl ana dizi yıldızı olarak yaşamına devam edecektir.

Güneş süpernova olarak patlayacak kadar fazla kütleye sahip değildir. Bunun yerine 5-6 milyar yıl içinde kırmızı dev aşamasına girecektir. Çekirdekte bulunan hidrojen yakıtı tükendikçe dış katmanları genişleyecek, çekirdeği büzüşerek ısınacaktır. Çekirdek sıcaklığı 100 MK civarına ulaştığında helyum füzyonu tetiklenecek ve karbon ile oksijen üretmeye başlayacaktır. Böylece 7,8 milyar yıl içinde gezegen bulutsu aşamasının asimptotik dev koluna girerek iç sıcaklığında oluşan kararsızlıklar nedeniyle yüzeyinden kütle kaybetmeye başlayacaktır. Güneş'in dış katmanlarının genişleyerek Dünya'nın yörüngesinin bulunduğu noktaya kadar gelmesi olasıdır ancak son zamanlarda yapılan araştırmalar, Güneş'ten kırmızı dev aşamasının başlarında kaybolan kütle nedeniyle Dünya'nın yörüngesinin daha uzaklaşacağını, dolayısıyla da Güneş'in dış katmanları tarafından yutulmayacağını önermektedir.[14] Ancak Dünya'nın üstündeki suyun tamamı kaynayacak ve atmosferinin çoğu uzaya kaçacaktır. Bu dönemde oluşan Güneş sıcaklıklarının sonucunda 900 milyon yıl sonra Dünya yüzeyi bildiğimiz yaşamı destekleyemeyecek kadar ısınacaktır.[15] Birkaç milyar yıl sonra da yüzeyde bulunan su tamamen yok olacaktır.[16]

Kırmızı dev aşamasının ardından yoğun termal titreşimler Güneş'in dış katmanlarından kurtularak bir gezegensel bulutsu oluşturmasına neden olacaktır. Geride kalan tek cisim aşırı derecede sıcak olan yıldız çekirdeği olacaktır. Bu çekirdek milyarlarca yıl boyunca yavaş yavaş soğuyup beyaz cüce olarak yok olacaktır. Bu yıldız evrimi senaryosu düşük ve orta kütleli yıldızların tipik gelişim senaryosudur.[14][17]

Yapısı[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneş'in iç yapısı

Güneş bir sarı cücedir. Güneş Sistemi'nin toplam kütlesinin yaklaşık % 99'unu oluşturur. Güneş hemen hemen mükemmel bir küre şeklindedir, basıklığı yalnızca 9 milyonda birdir,[18] yani kutuplararası çapı ile ekvator çapı arasında bulunan fark yalnızca 10 km.'dir. Güneş plazma hâlindedir ve katı değildir; dolayısıyla kendi ekseni etrafında dönerken kademeli olarak döner, yani ekvatorda kutuplarda olduğundan daha hızlı döner. Bu gerçek dönüşün periyodu ekvatorda 25 gün, kutuplarda 35 gündür. Ancak Dünya Güneş'in etrafında dönerken gözlem noktamız sürekli değiştiği için Güneş'in görünür dönüşü ekvatorda yaklaşık 28 gün kadardır. Bu yavaş dönüşün merkezkaç etkisi Güneş'in ekvatorunda yüzey çekiminden 18 milyon kat daha güçsüzdür. Aynı zamanda gezegenlerden kaynaklanan gelgit etkisi Güneş'in şeklini belirgin derecede etkilemez.

Kayalık gezegenlerde olduğu gibi Güneş'in belirli sınırları yoktur. Dış katmanlarında, merkezinden uzaklaştıkça gaz yoğunluğu üstel olarak azalır. Ancak aşağıda açıklandığı gibi Güneş'in belirgin bir iç yapısı bulunur. Güneş'in yarıçapı merkezinden ışık küresinin (fotosfer) kenarına kadar ölçülür. Bu hemen yukarısında gazların önemli miktarda ışık saçamayacak kadar çok soğuk ya da çok ince olduğu katmandır. Işık yuvarı çıplak gözle görülen yüzeydir. Güneş çekirdeği toplam hacminin yüzde 10'una ama toplam kütlesinin yüzde 40'ına sahiptir.[19]

Güneş'in içi doğrudan gözlemlenemez ve Güneş elektromanyetik ışımaya karşı opaktır. Ancak nasıl sismoloji deprem tarafından üretilen dalgaları kullanarak Dünya'nın iç yapısını ortaya çıkarıyorsa helyosismoloji de Güneş'in içinden geçen basınç dalgalarını kullanarak iç yapısını ölçmeye ve görüntülemeye çalışır. Güneş'in bilgisayar modellemesi de iç katmanları araştırmak amacıyla kuramsal bir araç olarak kullanılır.

Çekirdek[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneş tipi bir yıldızın kesiti. (NASA)

Güneş çekirdeği merkezden 0,2 Güneş yarıçapına kadar uzanır. Yoğunluğu 150.000 kg/m³ (Yeryüzünde suyun yoğunluğunun 150 katı) civarında, sıcaklığı da 13.600.000 kelvin kadardır (yüzey sıcaklığı yaklaşık 5.800 kelvindir). Yakın zamandaki SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) misyonunun getirdiği bilgiler çekirdekte ışınsal bölgeye doğru daha hızlı bir dönme hızı olduğunu belirtmektedir[20] Güneş'in yaşamının çoğunda enerji, proton-proton zincirleme tepkimesi diye adlandırılan aşamalardan oluşan ve hidrojeni helyuma çeviren nükleer füzyon ile oluşur. Çekirdek, füzyon ile önemli derecede ısı oluşturulan tek yerdir. Yıldızın geri kalanı çekirdekten dışarıya doğru transfer edilen enerjiyle ısınır. Çekirdekte füzyonla oluşan tüm enerji arka arkaya gelen katmanlardan geçerek Güneş ışık küresine ulaşır ve buradan uzaya gün ışığı ve parçacıkların kinetik enerjisi olarak yayılır.

Güneş'te serbest olarak bulunan toplam ~8.9×1056 proton (hidrojen çekirdeği) her saniye 3,4×1038 kadarı helyum çekirdeğine dönüşür, saniyede 4,26 milyon ton madde-enerji dönüşüm oranıyla saniyede 383 yottawatt (3,83×1026 W) ya da 9,15×1010 megaton TNT enerji açığa çıkar. Bu aslında Güneş çekirdeğinde 0,3 µW/cm³ ya da 6 µW/kg madde gibi oldukça düşük bir enerji üretimi oranına karşılık gelir. Örneğin insan vücudu yaklaşık olarak 1,2 W/kg ısı üretir, yani bu da Güneş'in birim kütle başına milyonlarca katı demektir. Dünya üzerinde benzer parametreler kullanılarak plazma ile enerji üretilmesi tamamen mantıksız olacaktır çünkü orta kapasitede 1 GW'lık bir füzyon güç santralı bir küp mil hacminde 170 milyar tonluk plazmaya ihtiyaç duyacaktır. Dolayısıyla yeryüzünde bulunan füzyon reaktörleri, Güneş'in içindekinden çok daha yüksek plazma sıcaklıkları kullanmaktadır.

Nükleer füzyon hızı, yoğunluk ve sıcaklığa çok yakından bağlıdır, dolayısıyla çekirdekteki füzyon hızı kendi kendini düzenleyen bir dengeye sahiptir. Biraz yüksek bir füzyon hızı sonucunda çekirdek ısınarak dış katmanlara doğru hafifçe genişleyecek, füzyon hızını azaltacak ve kendini düzenleyecektir. Biraz düşük bir füzyon hızı da çekirdeğin soğumasına ve daralmasına dolayısyla da füzyon hızının artmasına neden olacaktır.

Nükleer füzyon tepkimeleri sonucunda açığa çıkan yüksek enerjili fotonlar (kozmik, gama ve X ışınları) Güneş plazmasının yalnızca birkaç milimetresi tarafında emilir ve tekrar rastgele yönlerde çok az enerji kaybederek tekrar yayılır, bu nedenle de ışımanın Güneş'in yüzeyine ulaşması uzun zaman alır. "Foton yolculuk zamanı" 10.000 ilâ 170.000 yıl kadar sürer.[21]

Isıyayımsal dış katmandan şeffaf "yüzey" ışık küreye doğru son bir yolculuktan sonra fotonlar görünür ışık olarak kaçar. Güneş'in merkezinde bulunan her gama ışını uzaya kaçmadan önce birkaç milyon görünür ışık fotonuna dönüşür. Nötrinolar da çekirdekteki tepkimelerde oluşur ama fotonların aksine nadiren madde ile etkileşime girer, dolayısıyla hemen hemen hepsi Güneş'ten hemen kaçabilir. Çok uzun yıllar, Güneş'te üretilen nötrinoların ölçümü kuramlar sonucu tahmin edilenden üç kat daha düşüktü. Bu tutarsızlık yakın zamanda nötrino salınım etkilerinin keşfiyle çözüldü. Güneş gerçekten de kuramlarca önerilen miktarda nötrinoyu açığa çıkarmakta, ancak nötrino algılayıcıları bunların üçte ikisini kaçırmaktadır. Bunun sebebi, nötrinoların kuantum sayılarını değiştirmeleridir.

Işınsal bölge[değiştir | kaynağı değiştir]

Yaklaşık 0,2 Güneş yarıçapından 0,7 Güneş yarıçapına kadar bulunan madde, çekirdekteki yoğun ısıyı dışarı doğru temal radyasyonla taşıyacak kadar sıcak ve yoğundur. Bu bölgede ısı yayımı yoktur, yükseklik arttıkça madde soğusa da sıcaklık düşümü adyabatik sapma oranından düşük olduğu için ısı yayımı oluşamaz. Isı ışınım yoluyla iletilir. Hidrojen ve helyum iyonları foton açığa çıkarır. Fotonlar diğer iyonlar tarafından emilmeden bir miktar yol alır. Bu şekilde enerji dışarı doğru çok yavaş bir hızla ilerler.

Işınsal ile ısıyayımsal bölge arasında "tachocline" adı verilen bir geçiş katmanı bulunur. Burada ışınsal bölgenin tekdüze dönüşüyle ısıyayımsal bölgenin kademeli dönüşü arasında oluşan ani değişiklik büyük bir kırılmaya neden olur.

Isıyayımsal bölge[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneş'in dış katmanında, yani yarıçapının % 70 aşağısına kadar olan bölgede plazma ısıyı dışarıya doğru ışıma yoluyla iletecek kadar yoğun ve sıcak değildir. Sonuç olarak sıcak sütunların yüzeye yani ışık küreye doğru madde taşıdığı ısı yayımı oluşur. Yüzeye çıkan madde soğuyunca tekrar ısıyayımsal bölgenin başladığı yere çökerek ışınsal bölgenin üst kısmından daha fazla ısı alır.

Isıyayımsal bölgede bulunan termal sütunlar Güneş'in yüzeyinde belirli bir iz bırakır. Güneş'in iç bölgesinin dış katmanı olan bu bölgedeki türbülanslı ısı yayımı küçük ölçekli bir dinamo yaratarak Güneş'in yüzeyinin tamamında manyetik kuzey ve güney kutuplar yaratır.

Işık küre[değiştir | kaynağı değiştir]

Işık küre, Güneş'in görünen yüzeyi, hemen altında görünen ışığa opak olduğu katmandır. Işık kürenin üzerinde görünen gün ışığı uzaya serbestçe yayılır ve enerjisi Güneş'ten uzaklaşır. Opaklıkta olan değişiklik görünen ışığı kolayca soğuran H- iyonlarının miktarlarının azalmasıdır. Buna karşın görünen ışık elektronların hidrojen atomlarıyla H- iyonu oluşturmak için tepkimeye girmesiyle oluşur.[22][23] Işık küre on ile yüz kilometre arasındaki kalınlığıyla Dünya üzerinde bulunan havadan daha az opaktır. Işık kürenin üst kısmının alt kısmından soğuk olması nedeniyle Güneş ortada kenarlara nazaran daha parlakmış gibi görünür. Güneş'in kara cisim ışınımı 6.000 K sıcaklığında olduğunu gösterir. Işık kürenin parçacık yoğunluğu yaklaşık 1023 m−3'dir. Bu da Dünya hava yuvarının deniz düzeyindeki parçacık yoğunluğunun % 1'i kadardır.

Işık kürenin ilk optik tayf incelemeleri sırasında bazı soğurma çizgilerinin o zamanlar Dünya üzerinde bilinen hiçbir elemente ait olmadığı anlaşıldı. 1868 yılında Norman Lockyer bunun yeni bir elemente ait olduğu varsayımını öne sürdü ve adını Yunan Güneş tanrısı Helios'tan esinlenerek "helyum" koydu. Bundan ancak 25 yıl sonra helyum yeryüzünde izole edilebildi.[24]

Gaz yuvar[değiştir | kaynağı değiştir]

Tam Güneş tutulması sırasında Güneş koronası çıplak gözle görüebilir.

Güneş'in ışık küre üzerinde bulunan bölümlerine topluca Güneş gaz yuvarı denir. Radyo dalgalarından görünür ışığa ve gama ışınlarına kadar olan elektromanyetik spektrumda çalışan teleskoplarlarla görünebilir ve başlıca beş bölgeden oluşur: Sıcaklık ineci, renk yuvarı, geçiş bölgesi, korona ve gün yuvarı. Güneş'in dış gaz yuvarı sayılan gün yuvarı Plüton'un yörüngesinin çok ötesine gündurguna kadar uzanır. Gündurgunda yıldızlararası ortam ile şok dalgası şeklinde bir sınır oluşturur. Renk yuvarı, geçiş bölgesi ve korona Güneş'in yüzeyinden daha sıcaktır. Sebebi tamamen kanıtlanmasa da kanıtlar Alfvén dalgalarının koronayı ısıtabilecek kadar enerjiye sahip olabileceğini göstermektedir.[25]

Güneş'in en soğuk bölgesi ışık kürenin yaklaşık 500 km üzerindeki sıcaklık ineci bölgesidir. Sıcaklık yaklaşık 4.000 K'dir. Bu bölge karbonmonoksit ve su gibi basit moleküllerin soğurma tayflarıyla farkedilebileceği kadar soğuktur.

Sıcaklık ineci bölgenin hemen üzerinde 2.000 km kalınlığında, yayılım ve soğurma çizgilerinin egemen olduğu ince bir katman bulunur. Adının renk yuvarı olmasının nedeni, Güneş tutulmalarının başında ve sonunda bu bölgenin renkli bir ışık olarak görülmesidir. Renk yuvarının sıcaklığı yükseldikçe artar ve en üst bölgede 100.000 K'e erişir.

Hinode'un Güneş Optik Teleskobuyla 12 Ocak 2007 tarihinde çekilen bu Güneş görselinde değişik manyetik polariteye sahip olan bölgeleri bağlayan plazmanın ipliksi yapısı görünmektedir.

Işık kürenin üzerinde, sıcaklığın çok hızla 100.000 K'den bir milyon K'e çıktığı geçiş bölgesi yer alır. Sıcaklık artışının nedeni bölgede bulunan helyumun yüksek sıcaklıklar nedeniyle tamamen iyonize olarak faz geçişidir. Geçiş bölgesi kesin belirli bir yükseklikte oluşmaz. Daha çok renk yuvarıda bulunan iğnemsi ve ipliksi yapıların çevresinde bir ayça oluşturur ve sürekli kaotik bir hareket içindedir. Geçiş bölgesi yeryüzünden kolay görülmez ama uzaydan, elektromanyetik spektrumun morötesi bölümüne kadar hassas cihazlar tarafından kolayca gözlemlenebilir.

Korona hacim olarak Güneş'ten çok daha büyük olan dış gaz yuvarı katmanıdır. Korona tüm Güneş Sistemi'ni ve gün yuvarınını kaplayan Güneş rüzgârına pürüzsüzce geçiş yapar. Korona'nın Güneş yüzeyine yakın olan alt katmanlarının parçacık yoğunluğu 1014–1016 m−3'dur. Sıcaklığı birkaç milyon kelvin civarındadır.

Gün yuvarı ise yaklaşık 20 Güneş yarıçapınden (0,1 GB) Güneş Sistemi'nin en son noktasına kadar uzanır. İç sınırlarının tanımı Güneş rüzgârının süperalfvénik akışa sahip olması yani bu akışın Alfvén dalgalarının hızından daha fazla olması ile belirlenir. Bu sınırın dışındaki türbülans ya da dinamik kuvvetler Güneş koronasının şeklini etkilemez çünkü bilgi ancak Alfvén dalgalarının hızıyla yayılabilir. Güneş rüzgârı, sürekli olarak gün yuvarı boyunca dışa doğru akar, Güneş'ten 50 GB ötede gündurguna çarpana kadar Güneş manyetik alanını spiral bir şekle sokar. Aralık 2004'te Voyager 1 uzay sondasının, gündurgun olduğuna inanılan bir şok dalgası cephesini geçtiği bildirildi. Her iki Voyager sondası da sınıra yaklaştıkça daha yüksek düzeyde enerji yüklü parçacıkların varlığını kaydetti.[26]

Kimyasal bileşimi[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneş, atomdan büyük her nesne gibi kimyasal elementlerden oluşmuştur. Birçok bilim insanı bu elementlerin bolluklarını, gezegenlerdeki elementlerle olan bağlantılarını ve Güneş'in içindeki dağılımlarını araşırmıştır[kaynak belirtilmeli].

Element bollukları[değiştir | kaynağı değiştir]

Bazı elementlerin karakteristik kütle oranları şöyledir[27][28]:

1968 yılında Belçikalı bir bilim insanı lityum, berilyum, ve bor bolluklarının önceden düşünüldüğünden daha fazla olduğunu bulmuştur[29]. 2005 yılında üç bilim insanı neon bolluğunun önceden düşünüldüğünden daha fazla olabileceğini helyosismolojik gözlemlere dayanarak önermişlerdir[30]. 1986'ya kadar Güneş'in helyum içeriğinin Y=0,25 olduğu genel kabul görmüştü ancak bu tarihte iki bilim insanı Y=0,279 değerinin daha doğru olduğunu iddia etmiştir.[31]. 1970'lerde birçok araştırma Güneş'te bulunan demir grubu elementlerin bolluğuna odaklandı.[32][32] Tek iyonlu demir grubu elementlerinin gf değerlerinin ilk 1962'de bulunmuş[32] ve geliştirilmiş f değerleri 1976'da hesaplanmıştır.[32] Kobalt ve mangan gibi bazı demir grubu elementlerinin bolluk tespitleri, çok ince yapıya sahip olmalarından ötürü zordur.[32].

Element dağılımları[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneş içinde bulunan elementlerin dağılımı birçok değişkene bağlıdır, örneğin kütleçekimi nedeniyle ağır elementler (örneğin helyum) Güneş kütlesinin merkezine yakın dururken, ağır olmayan elementler (örneğin hidrojen) Güneş'in dış katmanlarına doğru yayılır.[28] Özellikle Güneş'in içinde helyumun dağılımı özel olarak ilgi çekmektedir. Helyumun dağılma sürecinin zamanla hızlandığı ortaya çıkarılmıştır.[33] Güneş'in dış katmanını oluşturan ışık kürenin bileşimi, içinde bulunan döteryum, lityum, bor ve berilyum dışında, Güneş Sistemi'nin oluşumundaki kimyasal bileşime örnek olarak alınmaktadır.[34]

Güneş döngüleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneş lekeleri ve Güneş lekesi döngüsü[değiştir | kaynağı değiştir]

Son 30 yılda oluşan Güneş döngüsü değişiklikleri ölçümleri.

Uygun filtrelemeyle Güneş gözlemlendiğinde ilk dikkati çeken etrafına göre daha soğuk olması nedeniyle daha koyu gözüken belirli sınırlara sahip Güneş lekeleridir. Güneş lekeleri, güçlü manyetik kuvvetlerin ısı yayımını engellediği ve sıcak iç bölgeden yüzeye doğru enerji transferinin azaldığı yoğun manyetik etkinliğin olduğu bölgelerdir. Manyetik alan koronanın aşırı ısınmasına neden olur ve yoğun Güneş püskürtüleri ile koronada kütle fırlatılmasına neden olan etkin bölgeler oluşturur.

Güneş'in üzerinde görünür Güneş lekelerinin sayısı sabit değildir ama Güneş döngüsü denen 11 yıllık bir döngü içinde değişiklik gösterir. Döngünün tipik minimum döneminde çok az Güneş lekesi görünür ve hatta bazen hiç görünmez. Gözükenler yüksek enlemlerde bulunur. Güneş döngüsü ilerledikçe Spörer yasasının açıkladığı gibi Güneş lekelerinin sayısı artar ve ekvatora doğru yaklaşır. Güneş lekeleri genelde zıt manyetik kutuplara sahip çiftler olarak bulunur. Ana Güneş lekesinin manyetik polaritesi her Güneş döngüsünde değişir, dolayısıyla bir döngüde kuzey manyetik kutba sahip olan leke bir sonraki döngüde güney manyetik kutba sahip olur.

Son 250 yılda gözlemlenen Güneş lekelerinin tarihi, ~11 yıllık Güneş döngüsü görülebilmektedir.

Güneş döngüsünün uzayın durumu üzerinde büyük etkisi vardır, ve Dünya'nın iklimi üzerinde de önemli bir etki yapar. Güneş etkinliğinin minimumda olduğu dönemler soğuk hava sıcaklıklarıyla, normalden daha uzun süren Güneş döngüleri de daha sıcak hava sıcaklıklarıyla ilişkilendirilir. 17. yüzyılda Güneş döngüsünün birkaç on yıl boyunca tamamen durduğu gözlemlenmiştir; bu dönemde çok az Güneş lekesi görülmüştür. Küçük Buz Çağı ya da Maunder minimumu diye bilinen bu dönemde Avrupa'da çok soğuk hava sıcaklıklarıyla karşılaşılmıştır.[35] Daha da önceleri benzer minimum dönemler ağaç halkalarının analiziyle ortaya konmuştur ve bu dönemler normalden daha düşük global hava sıcaklıklarıyla eşleşmektedir.

Olası uzun dönem döngü[değiştir | kaynağı değiştir]

Çok yeni bir teori Güneş'in çekirdeğindeki manyetik kararsızlıkların 41.000 ya da 100.000 yıllık periyotlarda değişikliklere sebep olduğunu öne sürmektedir. Bu kuram, buzul çağlarını Milankovitch döngülerinden daha iyi açıklayabilir. Astrofizik alanındaki birçok kuram gibi bu da doğrudan test edilemez.[36][37]

Kuramsal sorunlar[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneş nötrino problemi[değiştir | kaynağı değiştir]

Uzun yıllar boyunca Dünya üzerinde tespit edilen Güneş'ten gelen nötrinoların sayısı standart Güneş modeline göre tahmin edilenin yarısı ile üçte biri arasında değişmekteydi. Bu aykırı sonuç Güneş nötrino problemi olarak bilinir. Problemi çözmek için öne sürülen kuramlar ya Güneş'in iç sıcaklığını azaltarak daha düşük bir nötrino akısını açıklamaya çalışıyordu ya da nötrinoların Güneş'ten Dünya'ya gelirken salınıma uğradığını yani varlığı tespit edilemeyen tau ve muon nötrino parçacıklarına dönüştüğünü öneriyordu.[38] 1980'lerde nötrino akısını olabildiğince tam olarak ölçebilmek için Sudbury Nötrino Gözlemevi ve Kamiokande gibi birkaç nötrino gözlemevi kuruldu. Bu gözlemevlerinden gelen sonuçlar sonunda nötrinoların çok küçük durak kütlesi ("rest mass") olduğunu ve gerçekten de salındıklarını gösterdi.[39] Hatta, 2001 yılında Sudbury Nötrino Gözlemevi doğrudan üç tip nötrinoyu da tespit etmeyi başardı ve Güneş'in toplam nötrino ışıma oranının standart Güneş modeli ile uyumlu olduğunu ortaya çıkardı. Nötrino enerjisine bağlı olarak Dünya'da görünen nötrinoların üçte biri elektron nötrino tipindedir. Bu oran maddede nötrino salınımını açıklayan, madde etkisi diye de bilinen Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein (MSW) etkisi ile tahmin edilen oranla uyumludur. Dolayısıyla problem artık çözülmüştür.

Korona ısınma problemi[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneş'in optik yüzeyi ışık küre yaklaşık 6.000 K'lik bir sıcaklığa sahiptir. Bunun üzerinde 1.000.000 K'lik Güneş koronası bulunur. Koronanın bu aşırı yüksek sıcaklığı, ışık küreden doğrudan ısı iletimi dışında başka bir kaynaktan ısıtıldığını gösterir.

Koronayı ısıtmak için gerekli olan enerjinin ışık kürenin altında bulunan ısıyayımsal bölgedeki türbülanslı hareketten kaynaklandığı düşünülmüş ve koronanın nasıl ısındığına dair iki ana işleyiş önerilmiştir. Bunlardan birincisi dalga ısınmasıdır. Isıyayımsal bölgedeki türbülanslı hareket ses, kütleçekim ve manyetohidrodinamik dalgalar üretir. Bu dalgalar yukarı doğru hareket eder ve koronada dağılarak enerjilerini ortamdaki gaza ısı olarak verir. İkincisi ise manyetik ısınmadır. Işık küresinde hareketin sürekli olarak oluşturduğu manyetik enerji Güneş püskürtüsü gibi büyük ve buna benzer birçok küçük olayla yayılır.[40]

Şu anda dalgaların etkin bir ısı yayma işleyişi olup olmadığı çok açık değildir. Alfvén dalgaları dışında tüm dalgaların koronaya ulaşmadan önce dağıldıkları ortaya çıkarılmıştır.[41] Alfvén dalgaları da korona da kolayca dağılmamaktadır. Günümüzde araştırma daha çok püskürtü yolu ile ısınma işleyişine doğru yönelmiştir. Korona ısınmasını açıklamak için olası bir görüş sürekli küçük ölçekli püskürtülerdir[42] ve hâlâ araştırılmaktadır.

Sönük genç Güneş problemi[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneş gelişiminin kuramsal modelleri 3,8 ile 2,5 milyar yıl önce Arkeyan Devir'de Güneş'in bugünkünden % 75 daha az parlak olduğunu önerir. Bu kadar zayıf bir yıldız Dünya üzerinde su varlığını destekleyemeyeceğinden hayatın da gelişememesi gerekirdi. Ancak jeolojik kayıtlar Dünya'nın tarihi boyunca oldukça sabit bir sıcaklıkta kaldığını gösterir, hatta genç Dünya bugünden biraz daha sıcaktır. Bilim insanları arasında varılan görüş birliği genç Dünyanın atmosferinde oldukça fazla miktarda sera gazlarının (karbon dioksit, metan ve/veya amonyak) bulunması nedeniyle Güneş'ten gelen az enerjiyi atmosferde hapsettikleri fazla ısıyla dengelediğidir.[43]

Manyetik alan[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneş'in dönen manyetik alanının gezegenlerarası ortamda bulunan plazma üzerindeki etkisinden kaynaklanan gün yuvarı akım katmanı Güneş Sistemi'nin en uç noktalarına kadar uzanır.[44]

Güneş içinde bulunan tüm madde yüksek sıcaklıklardan ötürü gaz ve plazma hâlindedir. Bu nedenle Güneş ekvatorda yukarı enlemlerde olduğundan daha hızlı döner. Ekvatorda dönüş hızı 25 gün iken kutuplarda 35 günde kendi etrafında döner. Bu kademeli dönüş sonucunda manyetik alan çizgilerinin zamanla kıvrılarak manyetik alan halkaları oluşturması Güneş'in yüzeyinden patlamalarla ayrılarak Güneş lekeleri ve Güneş püskürtüleri oluşumuna neden olur. Bu kıvrılma hareketi solar dinamonun oluşmasına ve 11 yıllık Güneş döngüsü ile Güneş'in manyetik alanının yön değiştirmesine neden olur.

Güneş'in dönen manyetik alanının gezegenlerarası ortamda bulunan plazma üzerindeki etkisi gün yuvarı akım katmanını oluşturur. Bu katman farklı yönleri gösteren manyetik alanları ayırır. Gezegenlerarası ortamda bulunan plazma aynı zamanda Dünya'nın yörüngesinde Güneş'in manyetik alanının kuvvetinden de sorumludur. Eğer uzay bir vakum olsaydı Güneş'in10−4 tesla manyetik dipol alanı uzaklığın kübüyle azalarak 10−11 tesla olacaktı. Ancak uydu gözlemleri bunun 100 kat daha fazla kuvvetli olduğunu ve 10−9 tesla civarında olduğunu göstermektedir. Manyetohidrodinamik (MHD) kuram manyetik alan içindeki iletken bir akışkanın (örneğin gezegenlerarası ortam) yine manyetik alan yaratan elektrik akımları indüklediğini söyler, dolayısıyla bir MHD dinamo gibi hareket eder.

Güneş gözleminin tarihçesi[değiştir | kaynağı değiştir]

İlk çağlarda Güneş[değiştir | kaynağı değiştir]

İskandinav Bronz Çağ mitolojisinin önemli bir parçası olduğuna inanılan, bir at tarafından çekilen Trundholm Güneş arabası heykeli.

Gökyüzü'nde bulunan parlak bir disk olan Güneş, ufuğun üzerindeyken gün, ortada yokken de gece olur kavrayışı İnsanoğlu'nun Güneş hakkındaki en temel görüşüdür. Tarihöncesi ve antik çağ dönemi kültürlerde Güneş'in bir tanrı olduğuna ya da diğer doğaüstü olaylara neden olduğuna inanılırdı. Güney Amerika'daki İnka ve günümüz Meksika'sındaki Aztek uygarlıklarının merkezinde Güneş'e tapınma bulunmaktadır. Birçok antik anıt Güneş ile ilgili fenomenlere göre yapılmıştır. Örneğin taş megalitler oldukça doğru bir şekilde gündönümünü işaret eder. En tanınmış megalitler Nabta Playa, Mısır, İngiltere'de Stonehenge'dedir. Meksika'da Chichén Itzá'da bulunan El Castillo piramidi, ilkbahar ve sonbahar ekinokslarında merdivenlerden yukarı yılanların çıktığını gösteren gölgeler verecek şekilde tasarlanmıştır. Sabit yıldızlara göre Güneş tutulum boyunca zodyaktan geçerek bir yıl içinde tam tur atıyormuş gibi görünür, dolayısıyla da Yunan gökbilimciler tarafından yedi gezegenden biri olarak sayılırdı. Haftanın günlerine de bu yedi gezegenin adı verilmiştir.

Bilimsel bakışla Güneş[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneş hakkında ilk bilimsel açıklamayı yapan insanlardan birisi Yunanlı filozof Anaxagoras Güneş'in tanrı Helios'un arabası olmadığını Peloponnez'den bile büyük devasa yanan bir metal top olduğunu söylemiştir. Bu sapkın düşünceyi öğrettiği için iktidardakiler tarafından tutuklanmış ve ölüm cezasına çarptırılmıştır ancak Perikles'in araya girmesiyle daha sonra serbest bırakılmıştır. Dünya ile Güneş arasındaki uzaklığı tam olarak ilk hesaplayan insan 3. yüzyılda Eratosthenes olmuştur. Bulduğu 149 milyon km uzaklık günümüzde kabul edilen uzaklık ile aynıdır.

Gezegenlerin Güneş'in etrafında döndüğü kuramı Yunan Samoslu Aristarchus ve Hintliler tarafından önerilmiştir. Bu görüş 16. yüzyılda Mikolaj Kopernik tarafından tekrar ele alınmıştır. 17. yüzyılın başında teleskobun bulunuşuyla Güneş lekeleri Thomas Harriot, Galileo Galilei ve diğer gökbilimcileri tarafından detaylı olarak gözlemlenebilmiştir. Galileo, Güneş lekelerinin Batı uygarlığında bilinen ilk gözlemlerini yapmış ve bunların Güneş ile Dünya arasında dolaşan küçük gökcisimleri olmadığını aksine Güneş'in yüzeyinde olduğunu varsaymıştır.[45] Güneş lekeleri Han hanedanından beri gözlemlenmekte ve Çinli gökbilimciler tarafından yüzyıllardır kayıtları tutulmaktaydı. 1672'de Giovanni Cassini ve Jean Richer mars olan uzaklığı belirledi, dolayısıyla da Güneş'e olan uzaklığı hesap edebildiler. Isaac Newton bir prizma kullanarak gün ışığını inceledi ve ışığın birçok renkten oluştuğunu gösterdi.[46] 1800'de William Herschel Güneş tayfının kırmızı bölümünün ötesinde kızılötesi ışımayı keşfetti.[47] 1800'lerde Güneş'in spektroskopik incelenmesinde ilerlemeler kaydedilmiştir. Joseph von Fraunhofer tayf üstünde soğurma çizgilerinin ilk gözlemlerini gerçekleştirmiştir. Tayf üzerindeki en kuvvetli soğurma çizgilerinin adı günümüzde Fraunhofer çizgileri olarak bilinir. Güneş'ten gelen ışığı tayfı genişletildiğinde kayıp birçok renk bulunabilir.

Modern bilimsel dönemin başlarında Güneş enerjisinin kaynağı hâlâ bir bilmeceydi. Lord Kelvin, Güneş'in içerisinde barındırdığı ısıyı ışıyan, soğuyan sıvı bir nesne olduğunu önerdi.[48] Kelvin ve Hermann von Helmholtz daha sonra enerji çıktısını açıklamak için Kelvin-Helmholtz işleyişini önerdi. Maalesef ortaya çıkan yaş tahmini jeolojik kanıtların önerdiği birkaç milyon yıldan çok daha az olan 20 milyon yıl kadardı. In 1890'da Güneş tayfında helyumu keşfeden Joseph Norman Lockyer, Güneş'in oluşumu ve gelişimi için kuyruklu yıldızlara dayanan bir varsayım öne sürdü.[49]

1904 yılına kadar kanıtlanmış bir çözüm getirilemedi. Ernest Rutherford Güneş'in enerji çıktısının iç ısı kaynağıyla devam ettirilebileceğini ve bunun da radyoaktif bozulma olabileceğini önerdi.[50] Ancak Güneş enerjisinin kaynağı hakkındaki en önemli ipucunu sağlayan kişi ünlü kütle-enerji denkliği bağıntısı E = mc² ile Albert Einstein olmuştur.

1920'de Arthur Eddington Güneş'in çekirdeğinde bulunan basınç ve sıcaklıkların hidrojeni helyuma dönüştürecek bir nükleer füzyon tepkimesi için yeterli olduğunu, kütledeki net değişiklikten de enerji oluşacağını önermiştir.[51] Güneş'te bulunan hidrojenin baskınlığı 1925 yılında Cecilia Payne-Gaposchkin tarafından doğrulanmıştır. Kuramsal füzyon kavramı 1930'larda astrofizikçiler Subrahmanyan Chandrasekhar ve Hans Bethe tarafından geliştirilmiştir. Hans Bethe, Güneş'in enerjisini sağlayan iki ana nükleer tepkimeyi hesaplamıştır.[52][53]

1957 yeni ufuklar açan, "Yıldızlarda Elementlerin Sentezi" başlıklı bir bilimsel makale Margaret Burbridge tarafından yayımlandı[54] Makale evrende bulunan elementlerin Güneş gibi yıldızların içinde sentezlendiğini kanıtlarıyla gösterdi. Bu açıklamalar günümüzde bilimin önemli ilerlemelerinden biri olarak sayılmaktadır.

Güneş uzay görevleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneş, bazı yıldızlar ve gezegenlerin büyüklük karşılaştırması

Güneş'i gözlemlemek için tasarlanmış ilk uydular NASA'nın 1959 ile 1968 yılları arasında fırlatılan Pioneer 5, 6, 7, 8 ve 9 uzay sondalarıdır. Bu sondalar, Dünya'nınkine benzer bir uzaklıkta Güneş'in yörüngesinde kaldılar ve Güneş rüzgârı ile Güneş manyetik alanının ilk detaylı ölçümlerini gerçekleştirdiler. Pioneer 9, özellikle uzun bir zaman çalışır durumda kaldı ve 1987'ye kadar veri göndermeye devam etti.[55]

1970'lerde Helios 1 uzay sondası ve Skylab Apollo Teleskobu bilim insanlarına Güneş rüzgârı ve korona hakkında yeni bilgiler sağladılar. ABD - Almanya ortak girişimi olan Helios 1 uzay sondası, günberi rotasında Merkür'ün yörüngesine giren bir yörüngedeydi. NASA tarafından 1973'te fırlatılan Skylab uzay istasyonunun içinde Apollo Teleskobu denen bir Güneş gözlem modülü de bulunmaktaydı. Skylab Güneş geçiş bölgesinin ve koronanın morötesi ışınımının ilk zamanlamalı göslemlerini gerçekleştirdi. Buluşlar arasında koronodan kütle fırlatılması ve şimdilerde Güneş rüzgârıyla yakın ilişkisi olduğu bilinen korona delikleri olmuştur.

1980'de NASA tarafından Solar Maksimum uzay uydusu fırlatıldı. Bu uzay aracı yüksek Güneş etkinliği sırasında Güneş püskürtülerinde ortaya çıkan gamma ışını, X ışını ve UV ışımasını gözlemlemek için tasarlanmıştı. Ancak fırlatmadan bir iki ay sonra bir elektronik hata sonucu sonda bekleme moduna girdi ve sonraki üç yılını bu şekilde geçirdi. 1984 yılında uzay mekiği Challenger STS-41C görevi uyduyu bularak onardı. Haziran 1989'da Dünya atmosferine girene kadar Solar Maximum sondası binlerce korona görseli çekebildi.[56]

Japonya'nın 1991'de fırlatılan Yohkoh (Günışığı) uydusu X ışını dalgaboyunda Güneş püskürtülerini gözlemledi. Sondadan gelen veriler sayesinde bilim insanları değişik tipte Güneş püskürtülerini tanımlayabildiler. Ayrıca doruk etkinlik bmlgelerinden uzakta olan koronanın da eskiden düşünüldüğünün aksine daha dinamik ve etkin olduğu ortaya çıkarıldı. Yohkoh tam bir Güneş döngüsünü gözlemledi ancak 2001'de Güneş tutulması sırasında bekleme moduna girdi ve Güneş ile olan bağlantısını yitirdi. 2005 yılında atmosfere yeniden girerken yok oldu.[57]

Günümüze kadar en önemli Güneş uzay görevlerinden biri Avrupa Uzay Ajansı ile NASA ortak projesi olan ve 2 Aralık 1995'te fırlatılan SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) görevidir. Başlangıcında iki yıllık bir görev için planlanan SOHO 2007 itibariyle on yılı aşkın bir süre etkinlik göstermiştir. Çok yararlı olduğunu kanıtlamasından 2008'de fırlatılacak devam görevi Solar Dynamics Observatory planlanmıştır. Dünya ile Güneş arasında Lagrange noktasına yerleştirilen SOHO fırlatıldığından beri değişik dalgaboylarında Güneş'in görüntüsünü sürekli olarak iletmektedir. Doğrudan Güneş'i gözlemleyebilmesinin yanı sıra SOHO özellikle Güneş'in yanından geçerken yanan birçok küçük kuyruklu yıldız dahil birçok kuyruklu yıldızın keşfine yaradı.[58]

Güneş'in güney kutbu. STEREO Güneş gözlem misyonu tarafından çekilmiştir. Görselin sağ alt kısmında fırlatılan madde görülebilir.

Tüm bu uydular Güneş'i tutulum düzlemi üzerinden gözlemlemiştir, yani yalnızca ekvator bölgelerinin detayları mevcuttur. 1990 yılında Güneş'in kutup bölgelerini incelemek için Ulysses uzay sondası fırlatıldı. Önce Jüpiter'e kadar giderek burada 'sapan' etkisinden faydalanarak tutulum düzleminin üstünde bir yörüngeye oturdu. Tesadüfen çok yakından 1994 yılında Shoemaker-Levy 9 kuyruklu yıldızının Jüpiter ile çarpışmasını izleyebildi. Ulysses planlanan yörüngesine girdikten sonra Güneş rüzgârını gözlemlemeye ve yüksek enlemlerde manyetik alan kuvvetini belirlemeye başladı. Yüksek enlemlerden çıkan Güneş rüzgârının beklenenden daha düşük olarak 750 km/s hızla hareket ettiğini buldu. Ayrıca yüksek enlemlerden çıkan, galaktik kozmik ışınlar saçan büyük manyetik dalgaların varlığını keşfetti.[59]

Işık kürede bulunan elementlerin bolluğu gün ışığı tayflarından çok iyi bilinmektedir ancak Güneş'in içinin bileşimi çok iyi anlaşılamamıştır. Bir Güneş rüzgârı örnek getirme görevi için kullanılan Genesis uzay aracı, gökbilimcilerinin Güneş maddesi bileşimini doğrudan ölçebilmesi için tasarlanmıştı. Genesis 2004 yılında Dünya'ya döndü ancak iniş sırasında paraşütlerinden biri açılmadığı için zarar gördü. Aşırı derecede zarara rağmen bazı işe yarar örnekler ele geçirildi ve analizleri devam etmektedir.

STEREO (The Solar Terrestrial Relations Observatory) görevi Ekim 2006'da fırlatılmıştır. İki eşlenik uzay aracı Güneş'in ve koronadan kütle fırlatımı gibi olayların stereoskopik fotoğrafını çekebilecek şekilde yörüngeye sokulmuşlardır.

Güneş gözlemi ve göze gelen zarar[değiştir | kaynağı değiştir]

Yeryüzünde, bir fotoğraf makinesi lensinden göründüğü şekliyle Güneş.

Günışığı çok parlaktır ve çıplak gözle kısa süreler için Güneş'e bakmak acı verici olabilir ama özel olarak normal gözler için zararlı değildir.[60][61] Güneş'e doğrudan bakıldığında gözde yıldız gibi parlamalar oluşur ve geçici olarak yarı körlüğe sebep olur. Aynı zamanda retinaya 4 milliwatt gün ışığı düşmesine, böylece retinanın hafifçe ısınarak, potansiyel olarak gözlerin zarar görmesine neden olur.[62][63] UV ışınlarına maruz kalma sonucu aşamalı olarak gözün lensi yıllar sonra sararır ve katarakt oluşumuna neden olabilir.[64] Doğrudan Güneş'e bakıldığında yaklaşık 100 dakika sonra UV kaynaklı Güneş yanığı benzeri lezyonlar retina üzerinde oluşur, özellikle morötesi ışınlar yoğun ise.[65][66] Gözler genç ise durum daha da kötüleşir, çünkü yaşlanan gözlerden daha fazla UV'den etkilenir.

Güneş'i dürbün gibi ışığı yoğunlaştıran optik cihazlarla izlemek eğer UV ışınları filtre edecek uygun bir filtre yoksa çok zararlıdır. Filtresiz dürbünler çıplak gözün aldığından 500 kat daha fazla enerjinin retinaya gelmesini sağlayacağından retina hücrelerinin hemen ölmesine neden olur. Öğlen güneşine filtresiz dürbünle çok kısa bir süre bakmak bile kalıcı körlüğe neden olur.[67] Güneş'i izlemenin güvenli bir yolu teleskop kullanarak görüntüsünü bir ekrana yansıtmaktır.

Kısmî Güneş tutulmalarını izlemek zararlıdır, çünkü göz bebekleri aşırı yüksek kontrasta uyumlu değildir. Göz bebeği ortamda bulunan toplam ışık miktarına göre genişler, ortamda bulunan en parlak nesneye göre değil. Kısmî tutulmalarda gün ışığının çoğunluğu Güneş'in önünden geçen Ay tarafından engellenir ama ışık kürenin örtülmemiş kısımlarının yüzey parlaklığı normal günlerdeki ile aynıdır. Ortamın loş olması nedeniyle göz bebeği ~2 mm'den ~6 mm'ye büyür, ve gün ışığına maruz kalan her retina hücresi tutulmayan normalin on katı ışık alacaktır. Bu gözlemcinin gözünde kalıcı kör noktalara neden olacak şekilde hücreleri öldürebilir ya da hücrelere zarar verebilir.[68] Hemen acı oluşmadığı için tecrübesiz gözlemciler ve çocuklar bu zararın farkına varamaz, bir kişinin görüşünün bozulması hemen farkedilmez.

Gün doğumu ve gün batımı esnasında gün ışığı Rayleigh saçılımı ve Mie saçılımı nedeniyle azalır. Dünya atmosferinden geçerken aldığı uzun yol nedeniyle çıplak gözle rahat bir şekilde seyredilebilecek kadar sönüktür. Pus, duman, toz ve yüksek nem ışığın azalmasına yardımcı olur.

Güneşi izlemek için kullanılan ışık azaltıcı filtreler bu nedenle tasarlanır. Uydurularak yapılan filtreler UV ve IR ışınları geçirebilir dolayısıyla yüksek parlaklık düzeylerinde göze zararlı olabilir. Teleskoplarda kullanılan filtreler lensin ya da açıklığın üzerinde olmalı ama oküler mercekte olmamalıdır. Çünkü emilen gün ışığından kaynaklanan aşırı ısı bu filtrelerin ânîden çatlamasına neden olabilir. 14 numaralı kaynak camı kabul edilebilir bir Güneş filtresidir ama negatif siyah fotoğraf filmi değildir çünkü çok fazla kızılötesi ışını geçirir.

Ayrıca bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ a b c d e f g h i j k l m NASA "Sun Fact Sheet"
  2. ^ Montalban, Miglio, Noels, Grevesse, DiMauro. "Solar model with CNO revised abundances". http://arxiv.org/abs/astro-ph/0408055. Erişim tarihi: 30 Kasım. 
  3. ^ National Aeronautics and Space Administration. "Eclipse 99 - Frequently Asked Questions". http://education.gsfc.nasa.gov/eclipse/pages/faq.html. Erişim tarihi: 16 Ekim. 
  4. ^ a b c d e f Sun:Facts & figures NASA Solar System Exploration page
  5. ^ The Physics Factbook™ Glenn Elert yayına hazırlanmış.
  6. ^ Michigan Üniversitesi, Astronomi Bölümü.
  7. ^ a b Seidelmann, P. K.; V. K. Abalakin; M. Bursa; M. E. Davies; C. de Bergh; J. H. Lieske; J. Oberst; J. L. Simon; E. M. Standish; P. Stooke; P. C. Thomas (2000). "Report Of The IAU/IAG Working Group On Cartographic Coordinates And Rotational Elements Of The Planets And Satellites: 2000". http://www.hnsky.org/iau-iag.htm. Erişim tarihi: 2006-03-22. 
  8. ^ a b c d e f g h i j Eddy, John (1979). A New Sun: The Solar Results From Skylab. Washington, D.C: NASA SP-402. ss. 37. http://solar-center.stanford.edu/vitalstats.html. 
  9. ^ Basu, Sarbani; Antia, H. M. (2007). "Helioseismology and Solar Abundances". Physics Reports. http://front.math.ucdavis.edu/0711.4590. Erişim tarihi: 2007-12-09. 
  10. ^ Manuel O. K. and Hwaung Golden (1983), Meteoritics, Cilt 18, Sayı 3, 30 Eylül 1983, s: 209-222. Çevrimiçi:[ http://web.umr.edu/~om/archive/SolarAbundances.pdf] (7 Aralık 2007'de erişildi ).
  11. ^ Than, Ker (January 30, 2006). "Astronomers Had it Wrong: Most Stars are Single". SPACE.com. http://www.space.com/scienceastronomy/060130_mm_single_stars.html. Erişim tarihi: 2007-08-01. 
  12. ^ Kerr, F. J.; Lynden-Bell D. (1986). "Review of galactic constants" (PDF). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 221: 1023–1038. http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1986MNRAS.221.1023K&data_type=PDF_HIGH&type=PRINTER&filetype=.pdf. 
  13. ^ Bonanno, A.; Schlattl, H.; Patern, L. (2002). "The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS" (PDF). Astronomy and Astrophysics 390: 1115–1118. http://arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/0204/0204331.pdf. 
  14. ^ a b Pogge, Richard W. (1997). "The Once and Future Sun" (lecture notes). New Vistas in Astronomy. The Ohio State University (Department of Astronomy). http://www.astronomy.ohio-state.edu/~pogge/Lectures/vistas97.html. Erişim tarihi: 2005-12-07. 
  15. ^ Guillemot, H.; Greffoz, V. (Mars 2002). "Ce que sera la fin du monde" (French). Science et Vie N° 1014. 
  16. ^ Carrington, Damian (21 Şubat, 2000). "Date set for desert Earth". BBC News. http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/specials/washington_2000/649913.stm. Erişim tarihi: 2007-03-31. 
  17. ^ Sackmann, I.-Juliana; Arnold I. Boothroyd; Kathleen E. Kraemer (11 1993). "Our Sun. III. Present and Future". Astrophysical Journal 418: 457. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?1993ApJ%2E%2E%2E418%2E%2E457S&db_key=AST&high=24809&nosetcookie=1. 
  18. ^ Godier, S.; Rozelot J.-P. (2000). "The solar oblateness and its relationship with the structure of the tachocline and of the Sun's subsurface" (PDF). Astronomy and Astrophysics 355: 365–374. http://aa.springer.de/papers/0355001/2300365.pdf. 
  19. ^ Hannah Cohen (2007-05-16). "From Core to Corona: Layers of the Sun". Princeton Plasma Physics Laboratory (PPPL). http://fusedweb.pppl.gov/CPEP/Chart_Pages/5.Plasmas/SunLayers.html. 
  20. ^ Garcia R. A. et al. "Tracking Solar Gravity Modes: The Dynamics of the Solar Core", Science, 316, 5831, 1591 - 1593 (2007)
  21. ^ "The 8-minute travel time to Earth by sunlight hides a thousand-year journey that actually began in the core". http://sunearthday.nasa.gov/2007/locations/ttt_sunlight.php. 
  22. ^ Gibson, Edward G. (1973). The Quiet Sun. NASA. 
  23. ^ Shu, Frank H. (1991). The Physics of Astrophysics. University Science Books. 
  24. ^ "Discovery of Helium". Solar and Magnetospheric MHD Theory Group. University of St Andrews. http://www-solar.mcs.st-andrews.ac.uk/~clare/Lockyer/helium.html. Erişim tarihi: 2006-03-22. 
  25. ^ De Pontieu, Bart; et al (2007-12-07). "Chromospheric Alfvénic Waves Strong Enough to Power the Solar Wind". Science 318 (5856): 1574 - 77. doi:10.1126/science.1151747. http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/318/5856/1574. Erişim tarihi: 2008-01-22. 
  26. ^ European Space Agency (2005-03-15). "The Distortion of the Heliosphere: our Interstellar Magnetic Compass". http://www.spaceref.com/news/viewpr.html?pid=16394. Erişim tarihi: 2006-03-22. 
  27. ^ Bahcall, J. N. 1990, Neutrino Astrophysics (Cambridge University Press, Cambridge)
  28. ^ a b Thoul et al 1993: http://arxiv.org/abs/astro-ph/9304005
  29. ^ Nicolas Grevesse 1968, Solar abundances of lithium, beryllium and boron, Solar Physics Journal, Volume 5, Number 2 / October, 1968, DOI 10.1007/BF00147963, pp 159-180, Springer Netherlands, ISSN 0038-0938 (Print) ISSN 1573-093X (Online), http://www.springerlink.com/content/l37qghqnm7345247/
  30. ^ Bahcall John N., Basu Sarbani, Sereneli Aldo M. 2005: What Is the Neon Abundance of the Sun?, The Astrophysical Journal, 631:1281–1285, 2005 October 1, DOI: 10.1086/431926, The American Astronomical Society (USA), http://www.journals.uchicago.edu/doi/abs/10.1086/431926
  31. ^ Lebreton, Y. & Maeder, A. (1986), The evolution and helium content of the sun, Astronomy and Astrophysics (ISSN 0004-6361), vol. 161, no. 1, June 1986, p. 119-124., http://articles.adsabs.harvard.edu//full/1986A%26A...161..119L/0000119.000.html
  32. ^ a b c d e Biemont Emile, 1978: Abundances of singly-ionized elements of the iron group in the sun, Royal Astronomical Society, Monthly Notices, vol. 184, Sept. 1978, p. 683-694, http://adsabs.harvard.edu/abs/1978MNRAS.184..683B
  33. ^ Noerdlinger, P. D., Diffusion of helium in the Sun, Astronomy and Astrophysics, vol. 57, no. 3, May 1977, p. 407-415, online: http://adsabs.harvard.edu/full/1977A&A....57..407N
  34. ^ Aller L. H. (1968): The chemical composition of the Sun and the solar system, Proceedings of the Astronomical Society of Australia, Vol. 1, p.133, http://adsabs.harvard.edu/full/1968PASAu...1..133A
  35. ^ Lean, J.; Skumanich A.; White O. (1992). "Estimating the Sun's radiative output during the Maunder Minimum". Geophysical Research Letters 19: 1591–1594. 
  36. ^ Ehrlich, Robert (2007). "Solar Resonant Diffusion Waves as a Driver of Terrestrial Climate Change". Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics. http://arxiv.org/abs/astro-ph/0701117. 
  37. ^ "Sun's fickle heart may leave us cold". New Scientist 2588: 12. 27 Jan. 2007. http://environment.newscientist.com/channel/earth/mg19325884.500-suns-fickle-heart-may-leave-us-cold.html. 
  38. ^ Haxton, W. C. (1995). "The Solar Neutrino Problem" (PDF). Annual Review of Astronomy and Astrophysics 33: 459–504. http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1995ARA%6A..33..459H&data_type=PDF_HIGH&type=PRINTER&filetype=.pdf. 
  39. ^ Schlattl, H. (2001). "Three-flavor oscillation solutions for the solar neutrino problem". Physical Review D 64 (1). 
  40. ^ Alfvén, H. (1947). "Magneto-hydrodynamic waves, and the heating of the solar corona". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 107: 211. 
  41. ^ Sturrock, P. A.; Uchida, Y. (1981). "Coronal heating by stochastic magnetic pumping" (PDF). Astrophysical Journal 246: 331. http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1981ApJ...246..331S&data_type=PDF_HIGH&type=PRINTER&filetype=.pdf. 
  42. ^ Parker, E. N. (1988). "Nanoflares and the solar X-ray corona" (PDF). Astrophysical Journal 330: 474. http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1988ApJ...330..474P&data_type=PDF_HIGH&type=PRINTER&filetype=.pdf. 
  43. ^ Kasting, J. F.; Ackerman, T. P. (1986). "Climatic Consequences of Very High Carbon Dioxide Levels in the Earth’s Early Atmosphere". Science 234: 1383–1385. 
  44. ^ "The Mean Magnetic Field of the Sun". The Wilcox Solar Observatory. http://wso.stanford.edu/#MeanField. Erişim tarihi: 2007-08-01. 
  45. ^ "Galileo Galilei (1564–1642)". BBC. http://www.bbc.co.uk/history/historic_figures/galilei_galileo.shtml. Erişim tarihi: 2006-03-22. 
  46. ^ "Sir Isaac Newton (1643–1727)". BBC. http://www.bbc.co.uk/history/historic_figures/newton_isaac.shtml. Erişim tarihi: 2006-03-22. 
  47. ^ "Herschel Discovers Infrared Light". Cool Cosmos. http://coolcosmos.ipac.caltech.edu/cosmic_classroom/classroom_activities/herschel_bio.html. Erişim tarihi: 2006-03-22. 
  48. ^ Thomson, Sir William (1862). "On the Age of the Sun’s Heat". Macmillan's Magazine 5: 288–293. http://zapatopi.net/kelvin/papers/on_the_age_of_the_suns_heat.html. 
  49. ^ Lockyer, Joseph Norman (1890). The meteoritic hypothesis; a statement of the results of a spectroscopic inquiry into the origin of cosmical systems. London and New York: Macmillan and Co.. http://adsabs.harvard.edu/abs/1890QB981.L78....... 
  50. ^ Darden, Lindley (1998). "The Nature of Scientific Inquiry". http://www.philosophy.umd.edu/Faculty/LDarden/sciinq/. 
  51. ^ "Studying the stars, testing relativity: Sir Arthur Eddington". ESA Space Science. 15 Haziran 2005. http://www.esa.int/esaSC/SEMDYPXO4HD_index_0.html. Erişim tarihi: 2007-08-01. 
  52. ^ Bethe, H. (1938). "On the Formation of Deuterons by Proton Combination". Physical Review 54: 862–862. 
  53. ^ Bethe, H. (1939). "Energy Production in Stars". Physical Review 55: 434–456. 
  54. ^ E. Margaret Burbidge; G. R. Burbidge; William A. Fowler; F. Hoyle (1957). "Synthesis of the Elements in Stars". Reviews of Modern Physics 29 (4): 547–650. http://adsabs.harvard.edu/abs/1957RvMP...29..547B. 
  55. ^ "Pioneer 6-7-8-9-E". Encyclopedia Astronautica. http://www.astronautix.com/craft/pio6789e.htm. Erişim tarihi: 2006-03-22. 
  56. ^ St. Cyr, Chris; Joan Burkepile (1998). "Solar Maximum Mission Overview". http://web.hao.ucar.edu/public/research/svosa/smm/smm_mission.html. Erişim tarihi: 2006-03-22. 
  57. ^ Japan Aerospace Exploration Agency (2005). "Result of Re-entry of the Solar X-ray Observatory "Yohkoh" (SOLAR-A) to the Earth's Atmosphere". http://www.jaxa.jp/press/2005/09/20050913_yohkoh_e.html. Erişim tarihi: 2006-03-22. 
  58. ^ "SOHO Comets". Large Angle and Spectrometric Coronagraph Experiment (LASCO). U.S. Naval Research Laboratory. http://sungrazer.nrl.navy.mil/. Erişim tarihi: 2006-03-22. 
  59. ^ "Ulysses - Science - Primary Mission Results". NASA. http://ulysses.jpl.nasa.gov/science/mission_primary.html. Erişim tarihi: 2006-03-22. 
  60. ^ T.J. White, M.A. Mainster, P.W. Wilson, and J.H.Tips (1971). "Chorioretinal temperature increases from solar observation". Bulletin of Mathematical Biophysics 33: 1. 
  61. ^ "M.O.M. Tso and F.G. La Piana (1975). "The Human Fovea After Sungazing". Transactions of the American Academy of Ophthalmology & Otolaryngology 79: OP-788. 
  62. ^ Hopeross, M. W. (1993). Ultrastructural findings in solar retinopathy. 7. ss. 29. 
  63. ^ Schatz, H. & Mendelbl, F. (1973). Solar Retinopathy from Sun-Gazing Under Influence of LSD. 57 (4). ss. 270. 
  64. ^ Chou, B. Ralph, MSc, OD (April 1997). Eye Safety During Solar Eclipses. ss. 19. http://sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/SEhelp/safety2.html. 
  65. ^ W.T. Ham Jr., H.A. Mueller, and D.H. Sliney. "Retinal sensitivity to damage from short wavelength light". Nature 260: 153. 
  66. ^ W.T. Ham Jr., H.A. Mueller, J.J. Ruffolo Jr., and D. Guerry III (1980). "Solar Retinopathy as a function of Wavelength: its Significance for Protective Eyewear". "The Effects of Constant Light on Visual Processes", edited by T.P. Williams and B.N. Baker (Plenum Press, New York): 319-346. 
  67. ^ Marsh, J. C. D. (1982). "Observing the Sun in Safety" (PDF). J. Brit. Ast. Assoc. 92: 6. http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1982JBAA...92..257M&data_type=PDF_HIGH&type=PRINTER&filetype=.pdf. 
  68. ^ Espenak, F.. "Eye Safety During Solar Eclipses - adapted from NASA RP 1383 Total Solar Eclipse of 1998 February 26, April 1996, p. 17". NASA. http://sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/SEhelp/safety.html. Erişim tarihi: 2006-03-22.