Güneş rüzgârı

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Atla: kullan, ara
Güneş'in dönüş halindeki manyetik alanının güneş rüzgarı içerisindeki plazma üzerindeki etkisinden alınan heliyosferik akım kağıdı sonuçları.

Güneş rüzgarı, Güneş'in üst atmosferinden yayılan bir plazma dalgasıdır. Çoğunlukla, enerjisi genelde 1,5 ve 10 keV arası olan elektronlar ve protonlardan oluşur. Bu parçacıkların dalgaları, yoğunluk, sıcaklık ve hız bakımından zamanla ve solar boylamda değişkenlik gösterir. Bu parçacıklar, içerisindeki yüksek sıcaklıktaki korona ve manyetik, elektriksel ve elektromanyetik fenomenden dolayı, Güneş'in kütle çekiminden yüksek enerjileri dolayısıyla kurtulabilirler.

Güneş rüzgarı süpersonik bir şekilde dışarıya doğru uzak mesafelere doğru yayılır ve bu sırada heliosfer denilen, büyük bir kabarcığa benzer ve yıldızlararası maddeyle çevrili bir alanı doldurur. Başka alakalı bir fenomen de, kuyrukluyıldızların her zaman Güneş'ten dışarıya doğru olan plazma kuyrukları olan kutup ışıkları, (Kuzey ve Güney ışıkları) manyetik alan çizgilerinin yönünü ve Dünya'nın üzerindeki güç şebekelerini değiştirebilen güçlü akımlar oluşturabilen jeomanyetik fırtınalarını içerir.

Tarihçe[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneş'ten dışarıya doğru çıkan devamlı parçacık dalgalarının var olduğu düşüncesi ilk olarak İngiliz astronom Richard C. Carrington tarafından ortaya atılmıştır. 1859'da, Carrington ve Richard Hodgson bağımsız bir şekilde daha sonra güneş patlaması adı verilen gözlemler yaptılar. Bu, Güneş'in atmosferinden gelen ani enerji patlamasıdır. Ertesi gün, bir jeomanyetik fırtına gözlemlendi ve Carrington bu iki olay arasında bir bağlantı olduğundan şüphelendi. George FitzGerald daha sonra, maddenin, Güneş'ten uzağa doğru düzenli olarak ivmelendiğini ve birkaç gün sonra da Dünya'ya ulaştığını öne sürdü.[1]

Manyetosfer'in güneş rüzgarı üzerindeki etkisinin laboratuvar simülasyonu; bu auroral benzeri Birkeland akımları, boşaltılmış bir hazne içerisinde manyetize olmuş bir anot küresi olan terrella içerisinde oluşturulmuştur.

1910 yılında İngiliz astrofizikçi Arthur Eddington, Comet Morehouse'daki bir makalenin dipnotunda, temel bir şekilde ve isim vermeden Güneş rüzgarının varlığını öne sürdü.[2] Eddington ayrıca bir önceki yıl Royal Institution adresinde benzer bir tahmin yapmış olmasına rağmen bu fikir hiçbir zaman tam olarak kavranamadı. Sonraki durumda, Comet Morehouse çalışmalarında, dışarıya fışkıran bu materyalin, içerisinde iyon olduklarını düşündüğü elektronlar içerdiği fikrini ortaya attı.[2] Bunların her ikisi de olduğu fikrini öne süren ilk kişi ise Norveçli fizikçi Kristian Birkeland'dı. Birkeland'ın jeomanyetik araştırmaları da auroral aktivitelerin kesintisiz olduğunu gözler önüne serdi. Bu görüntüler ve diğer jeomanyetik aktivite, Güneş'ten gelen parçacıklar tarafından üretildiğinden, Dünya'nın sürekli bir şekilde " Güneş'ten gelen elektrik parçacıklarından oluşan ışınlar" tarafından bombalandığı sonucuna vardı.[1] 1916 yılında, Birkeland “ Fiziksel bir bakış açısından, bu güneş ışınları sadece negatif veya pozitif ışınlar değil, her iki türdendirler.” düşüncesini öne sürdü. Başka bir deyişle, güneş rüzgarları hem negatif elektronlar, hem de pozitif iyonlar içerir.[3] 3 yıl sonra 1919'da, Frederick Lindemann da, her iki polaritedeki parçacıkların, protonların da tıpkı elektronlar gibi Güneş'ten geldiğini öne sürdü.[4]

1930'lu yıllarda bilim adamları, bu solar koronaların sıcaklıklarının, uzayın içerisinde gittikleri yollardan dolayı bir milyon Celcius olduğunu saptadılar (tam tutulmalarda görüldüğü gibi). Daha sonra spektroskopik çalışmalar da bu olağandışı sıcaklığı doğruladı. 1950'li yılların ortalarında İngiliz matematikçi Sydney Chapman, böyle bir sıcaklıktaki gazın özelliklerini hesapladı ve çok iyi bir süper iletken olduğu için Dünya'nın yörüngesinden öteye doğru bir yol izlemesi gerektiğini kararlaştırdı. Yine 1950'lerde, Alman bir bilimadamı olan Ludwig Biermann, bir kuyrukluyıldız, Güneş'e doğru veya Güneş'ten uzağa doğru gidiyor olsa da kuyruğunun her zaman Güneş'ten uzağa doğru yönlenmesi durumuna merak saldı. Biemann bu durumun sebebinin, Güneş'in dışarıya doğru, parçacıklardan oluşan sabit bir dalga yaymasından dolayı kuyrukluyıldızların kuyruklarının bu dalgalardan dolayı dışarıya doğru olması gerektiğini öne sürdü.[5] Wilfried Schröder, Who First Discovered the Solar Wind? adlı kitabında, Alman astronom Paul Ahnert'in Whipple-Fedke (1942g) kuyrukluyıldızı üzerindeki araştırmalarına dayanarak, bir güneş fırtınası ile kuyrukluyıldız kuyruğunun yönünün birbiri ile alakalı olduğunu öne süren ilk kişi olduğunu ortaya koymaktadır.[6]

Eugene Parker, Chapman'ın modelinde Güneş'te yayılan ısının ve Bermann'ın hipotezindeki kuyrukluyıldızın kuyruğunun dışarıya doğru olması durumunun aynı fenomenin sonucu olması gerektiğini fark etti ve bu terimi "güneş fırtınası" olarak isimlendirdi.[7][8] 1958'de Parker, Güneş'in koronasının Güneş'in kütle çekiminden güçlü bir şekilde etkileniyor olmasına rağmen yine de ısıyı, uzak mesafelerde halen çok sıcak olmasında rağmen, iyi ileten bir iletken olduğunu gösterdi. Güneş'ten olan uzaklık arttıkça kütle çekimi azalığı için, dışarı koronal atmosfer süpersonik bir şekilde yıldızlararası uzaya doğru kaçar. Bunun da ötesinde, yerçekiminin azalması etkisinin, bir de Laval başlığı (ses altıdan süpersonik akışa dönüşümü tetikler) gibi aynı şekilde hidrodinamik akış üzerinde de etkisi olduğunu fark eden ilk kişi Parker'dı.[9]

Parker'ın Güneş rüzgarı hipotezine muhalefet güçlüydü. Parker'ın 1958 yılında Astrophysical Journal'a sunduğu kağıt iki yorumcu tarafından şiddetle reddedildi. Bu kağıt, editör Subrahmanyan Chandrasekhar (daha sonra 1983 Nobel Fizik Ödülü'nü aldı) tarafından kurtarıldı.

Ocak 1959'da, Sovyet uydusu Luna 1 ilk doğrudan güneş rüzgarı gözlemiş ve gücünü ölçülmüştür.[10][11][12] Bu rüzgarlar yarıküre iyon tuzakları ile tespit edilmiştir. Konstantin Gringauz tarafından yapılan keşif, Luna 2, Luna 3 tarafından ve daha uzakta olan Venera 1 ölçümleri ile doğrulanmıştır. Üç yıl sonra kendi ölçümleri Mariner 2 uzay aracı kullanan Amerikalılar (Neugebauer ve iş arkadaşları) tarafından gerçekleştirilmiştir.[13]

1990'ların sonlarında SOHO uzay aracı üzerindeki Ultraviyole koronal Spektrometre (UVCS) cihazı Güneş'in kutuplarından kaynaklanan hızlı güneş rüzgarının ivmelenme bölgesini gözlemledi ve bu rüzgarın, yalnız başına termodinamik genişlemeden daha hızlı hızlandığını buldu. Parker'ın modeli, rüzgarın fotosferden yaklaşık 4 güneş yarıçapı rakımda süpersonik akışına geçiş yapması gerektiğini öngördü; ancak bu geçiş (veya "ses noktası"), belki de fotosferden sadece 1 güneş yarıçapı yukarıda, bazı ek mekanizmaların da bu güneş rüzgarını Güneş'ten uzağa hızlandırdığı düşünüldüğünde, çok daha düşük görünüyor. Hızlı rüzgarın ivmelenmesi hala tamamen anlaşılmış değildir ve Parker'ın teorisi ile bütün bir halde izah edilemez. Fakat bu hızlanma için olan yerçekimi ve elektromanyetik açıklamalar daha önce Hannes Alfvén'in 1970 Nobel ödülü kağıdında detaylı bir şekilde anlatılmıştır.[14][15]

Kapalı ve açık alan çizgileri dahil, Güneş koronasında oluşan Güneş rüzgarının ilk sayısal simülasyonu, 1971 yılında Pneuman ve Kopp tarafından gerçekleştirildi. Sabit durumdaki manyetohidrodinamik denklemleri, bir başlangıç dipolar dizilimiyle başlayıp iteratif bir şekilde çözüldü.[16]

1990 yılında, Ulysses probu kutuplara yakın yerlerdeki güneş rüzgarlarını inceleme için çalıştırıldı. Bütün öncelikli gözlemler Güneş Sistemi'nin tutulum düzlemlerinde yapıldı.[17]

Yayılım[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneş rüzgarlarının eski modelleri, materyalleri ivmelendirmek için temel olarak termal enerjiyi kullanırken 1960'larda Güneş rüzgarının yüksek hızının tek sebebinin termal ivmelenme olmadığı açıktı. Bilinmeyen ek bir ivmelendirme mekanizması gerekliydi ve bu ivmelendirme güneş atmosferindeki manyetik alanlarla ilişkiliydi.

Güneş'in koronası, veya genişletilmiş dış tabakası, plazmanın bir milyon Celciusun üzerindeki derecelere kadar ısıtıldığı bir bölgedir. Termal çarpışmaların bir sonucu olarak, iç koronadaki parçacıkların menzil ve dağılım bakımına olan hızları Maxwellian dağılımıyla tanımlanmaktadır. Bu parçacıkların ortalama hızı yaklaşık olarak 145 km/sn ve bu hız solar kurtulma hızı olan 618 km/sn'den düşüktür. Fakat parçacıkların pek bir azı kaçış hızı olan 400 km/sn'ye varabilecekleri enerjilere ulaşırlar ve bu, güneş rüzgarlarını beslemelerini sağlar. Aynı sıcaklıkta elektronlar, çok daha küçük kütlelerinden dolayı, kaçış hızına ulaşır ve Güneş'ten uzaktaki iyonları ve yüklü atomları hızlandıran bir elektrik alan oluşturur.[18]

Güneş rüzgarı tarafından Güneş'ten taşınan parçacıkların toplamı yaklaşık olarak saniye başına 1,3×1036'dır. Bu sebeple, sene başına düşen toplam kütle kaybı yaklaşık olarak (2-3)×10-14 güneş kütlesidir[19] veya saniye başına bir milyar kilogramdır. Bu, her 150 milyon yılda Dünya'nın kütlesine eşit miktarda kütle kaybına eşittir.[20] Fakat Güneş'in sadece %0,01'i güneş rüzgarlarıyla kaybedilmiştir.[21] Diğer yıldızların çok daha güçlü yıldızsal rüzgarları vardır ve bu rüzgarlar çok daha belirgin miktarda kütle kayıplarına sebep olur.

Bileşenler ve Hız[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneş rüzgarı sırasıyla, yavaş Güneş Rüzgarı ve Hızlı Güneş rüzgarı olmak üzere iki bileşene ayrılmıştır. Yavaş Güneş rüzgarı 400 km/sn hıza, 1,4–1,6×106 K sıcaklığa ve koronaya yakın eşdeğerlikte bir kompozisyona sahiptir. Buna karşın, Hızlı Güneş rüzgarı 750 km/sn hıza, 8×105 K sıcaklığa ve Güneş'in fotosferine yakın eşdeğerlikte bir kompozisyona sahiptir.[22] Yavaş Güneş rüzgarı, hızlı Güneş rüzgarına kıyasla iki kat yoğunluğa sahip olmakla beraber yoğunluk bakımına daha fazla değişkenlik gösterir. Yavaş rüzgar ayrıca türbülans alanları ve geniş ölçülü yapılarıyla beraber çok daha kompleks bir yapıya sahiptir.[23][24]

Görünüşe göre yavaş Güneş rüzgarı, Güneş'in "flama kemeri" denilen bir bölgesinden kaynaklanmaktadır. koronal flamalar kapalı manyetik döngüler boyunca iç plazmanın taşıyarak, bu bölgeden dışarıya doğru uzanır.[25][26] 1996 ve 2001 yılları arasındaki Güneş gözlemleri, yavaş Güneş rüzgarı salınımlarının, solar minimum (Solar aktivitenin en düşük olduğu dönem) sırasında ekvator etrafındaki 30–35° enlemleri arasında oluştuğunu ve minimum azaldıkça da kutuplara doğru genişlediğini göstermiştir. Solar maksimum zamanında, kutupların da yavaş Güneş rüzgarı yaydıkları tespit edilmiştir.[27]

Hızlı Güneş rüzgarının ise, Taç küre deliği denilen, Güneş'in manyetik alanındaki huni benzeri açıklıklardan kaynaklandığı düşünülmektedir.[28] Böyle açık çizgiler Güneş'in manyetik kutupları çevresinde özellikle yaygındır. Plazma kaynağı, güneş atmosferinde taşınım hücreleri tarafından oluşturulan küçük manyetik alanlardır. Bu alanlar plazmayı sınırlar ve sadece 20.000 kilometre fotosfer yukarıda bulunan koronal hunilerin dar boyunlarına içine taşırlar. Plazma, bu manyetik alan çizgileri yeniden bağlandığı zaman tekrar bu huni içine salınır.[29]

Güneş rüzgarı basıncı[değiştir | kaynağı değiştir]

Rüzgar, belirtilen menzil dışında değişkenlik göstermesine rağmen 1-6 nPa (1–6×10-9 N/m2) menzilinde 1 AU basınç uygular.

Dinamik basınç hız ve yoğunluğa bağlı bir fonksiyondur. Formülü:

P = 1.6726×10-6 * n * V2

ve bu denklemde P, nPa (nano Paskal) birimindedir ve n, parçacık/cm3 biriminde yoğunluğu temsil eder. V ise, güneş rüzgarının km/sn birimindeki hızıdır.

Koronal kütle ejeksiyonu[değiştir | kaynağı değiştir]

Hem hızlı hem de yavaş Güneş rüzgarları, gezegenler arası koronal kütle atımı veya ICME denilen hızlı hareket eden plazma saçılmaları tarafından kesintiye uğratılabilirler. ICME'ler, Güneş'teki manyetik enerji salınımları tarafından oluşan, koronal kütle salınımlarının gezegenler arası tezahürleridir. CME'lere popüler medyada genellikle "güneş fırtınaları" veya "uzay fırtınaları" denir. Bunlar bazen, ama her zaman değil, Güneş'in manyetik enerji salınımının başka tezahürü olan güneş püskürtüleri ile ilişkilidir. ICME'ler, heliyosferin ince plazmasında şok dalgalarına sebep olurlar ve bu olay elektromanyetik dalgaların ve ivmelenen parçacıkların ( çoğunlukla proton ve elektronlar) CME'nin önüne geçen, iyonize eden radyasyon akımlarının oluşmasına sebep olur.

Bir CME, Dünya'nın manyetosferini zedelediği zaman, geçici bir şekilde Dünya'nın manyetik alanını deforme eder, pusula içerisindeki iğnelerin yönünü değiştirir ve Dünya'nın içerisinde büyük elektriksel yer akımlarını tetikler. Buna, jeomanyetik rüzgar ve küresel fenomeni denir. CME etkileri, Dünya'nın manyetokuyruğunda (manyetosferin geceyarısı kısmı) jeomanyetik rüzgara yol açabilir ve bu, protonların ve elektronların auroraları oluşturduğu yere, Dünya'nın atmosferine doğru aşağıya doğru bir harekete geçmesine sebep olur.

ICME'ler uzay havasının tek nedeni değildir. Güneş'in üzerindeki farklı parçalar, yerel koşullara bağlı olarak biraz farklı hızlarda ve rüzgar yoğunluklara neden olur. İzolasyon içerisinde, her bir farklı rüzgar dalgalarının, hızlı hareket eden dalgaların daha doğrudan dışarı ve yavaş hareket eden dalgaların Güneş'in etrafını daha fazla sararak az bir açı farkıyla bir sarmal oluşturacaktır. Hızlı hareket eden dalgalar, Güneş'in üzerinde ve daha batıda oluşan yavaş dalgaları, dalga hareketlerine ve ivmelenmiş parçacıklara sebep olan ve ters dönen etkileşimdeki alanları oluşturacak, bunları bastırmak isteyecek ve bu, CE'ninkinden daha zarifçe fakat aynı şekilde Dünya'nın manyetosferini etkileyecektir.

Güneş Sistemi üzerindeki etkileri[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneşin yaşam süresi üstünde, Güneş'in yüzey katmanlarının kaçan güneş rüzgarlarıyla olan etkileşimleri, yüzey dönüş oranını görülür miktarda azalttı.[30] Rüzgar, Güneş'in radyasyonuyla beraber kuyrukluyıldızların kuyruklarından sorumlu tutuldu.[31] Güneş rüzgarı, gezegenler arası ışık titremesi etkisi ile Dünya üzerinde gözlemlenmiş devasa boyutta radyo dalgalarında dalgalanmalara sebep olmuştur.[32]

Manyetosferler[değiştir | kaynağı değiştir]

Ana madde: Manyetosfer
Dünya'nın manyetosferinin şematik görüntüsü. Güneş rüzgarı soldan sağa doğru esmektedir.

Güneş rüzgarı, gelişmiş bir manyetik alanı olan bir gezegene yaklaştıkça ( Dünya, Jüpiter ve Satürn gibi) parçacıklar Lorentz kuvveti tarafından saptırılır. Manyetosfer olarak da bilinen bu alan, atmosferi veya yüzeyi bombalamaktansa bu parçacıkların gezegen etrafında gezmelerine sebep olur. Manyetosfer kabaca, yüzeyi Güneş'e bakan bir yarıküre gibidir ve sonra zıt tarafa doğru uzun bir tarafa çekilir. Bu alanın sınır uçlarına manyetopoz denir ve bazı parçacıklar manyetik alan çizgilerinin parçalı yeniden bağlanmaları sayesinde manyetopozdan içeriye doğru bu alana girebilir.[18]

Manyetosferin öğle vakti meridyen kısmı.

Güneş rüzgarı Dünya'nın manyetosferinin genel şeklinden, hızındaki, yoğunluğundaki, yönündeki dalgalanmalardan sorumludur ve eklenen bu manyetik alan güçlü bir şekilde Dünya'nın bölgesel uzay çevresini etkilemektedir. Örneğin, iyonize radyasyonun ve radyo müdahaleleri seviyeleri yüzden bine kadar olan katlarda değişiklik gösterebilir ve manyetopozun şekli, konumu ve yukarı şok dalgası pruvası bazı Dünya yarıçapı katlarında değişebilir, bu da sabit konumda olan uyduların direkt güneş rüzgarlarına maruz kalmasına sebep olabilir.

Avrupa Uzay Ajansı'nın Cluster adlı görevinde, güneş rüzgarının manyetosfere sızmasının, daha önce inanıldığına kıyasla çok daha kolay olduğunu öne süren bir çalışma yer aldı. Bir grup bilimadamı, güneş rüzgarı içerisinde beklenmeyen kesin dalgaların varlığını gözlemledi. Jeofizik Araştırmaları Dergisi'nde basılmış yeni bir yazı, bu dalgaların güneş rüzgarından gelen yüklü parçacıkların magnetopozdan içeriye girmelerine olanak sağladığını gösterdi. Bu, manyetik kabarcıkların devamlı bir bariyerden ziyade daha çok bir filtre oluşturduğunu göstermektedir. Son zamanlardaki bu keşif, Dünya'nın yakınındaki uzayda ciddi bir şekilde kontrol edilerek uçan, tıpatıp aynı dört küme uzay aracının ayırt edici düzenlemesi sırasında yapıldı. Bunlar manyetosferden gezegenler arası uzaya geçtiklerinde tekrardan, filo, Dünya'yı Güneş'e bağlayan süreç üzerinde istisnai üç boyutlu kavrayışlar sağlar.

Bilimadamlarından oluşan bir ekip, sınır tabakasının kalınlığı ve çok sayıda diğer özelliklerin sebep olduğu farklılıklar sonucunda, Kelvin-Helmholtz dalgalarının (iki akışkanın ara yüzünde meydana gelen) etkisinde IMF oluşumundaki farklılıkları karakterize edebildiler. Uzmanlar, yüksek enlemde IMF'in aşağı yönüne doğru oluşan, magnetopozdaki Kelvin-Helmholtz dalgalarının oluşumunun ilk gerekliliğiydi. Bu dalgaların, güneş rüzgarı şartlarının altında görülemeyen yerlerde görülmeleri, önceden onların jenerasyonları için istenmiyordu. Bu görev sayesinde yapılan bu keşifler ESA projesi bilimadamları için çok büyük bir önem taşıyor çünkü Dünya'nın manyetosferinin belirli gezegenler arası manyetik alan istisnalarında solar parçacıklar tarafından nasıl içerisinden geçilebileceğini gösteriyor. Bu bulgular da güneş sistemindeki diğer gezegenlerin çevresindeki manyetosferik ilerlemeler ile ilgili olan çalışmalar alakalıdır. Bu çalışma, Kelvin-Helmholtz dalgalarının bir şekilde, güneş rüzgarlarının değişik IMF yönelimleri altındaki karasal manyetosferlere girişi için bir araç olabileceğini iddia eder ve bu dalgaların birşekilde ortak ve muhtemelen sabit olacaklarını öne sürer.[33]

Atmosferler[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneş rüzgarı, gezegenlerin atmosferine gelip etkileşime giren kozmik ışınları etkilerler. Dahası, manyetosferi zayıf veya hiç olmayan gezegenler, güneş rüzgarı tarafından atmosferik soyulmaya daha yatkındırlar.

Güneş Sistemi'nde Dünya'ya en yakın ve en benzer gezegen olan Venüs'ün atmosferi, jeo-manyetik alanı çok küçük veya hiç olmaksızın, Dünya'nınkine göre 100 kat daha yoğundur. Modern uzay araştırmaları Dünya'nın yörüngesine uzanan kuyrukluyıldız benzeri bir kuyruk keşfetmişleridir.[34]

Dünya, çoğu yüklü iyonu saptırabilen manyetik alanı sayesinde güneş rüzgarlarından büyük bir oranda korunmaktadır; fakat bazı yüklü parçacıklar Van Allen radyasyon kuşağında hapsolmuştur. Güneş rüzgarından gelen az miktarda parçacıklar, elektromanyetik enerji aktarımı çizgisi üzerinde yolculuk yaparak Dünya'da auroraların olduğu alanlardaki üst atmosfer ve iyonosfere gelirler. Dünya'da güneş rüzgarlarının gözlenebildiği tek zamanlar Dünya'nın auroraları ve jeomanyetik rüzgarları üretebilecek kadar güçlü olduğu zamanlardır. Parlak Auroralar iyonosferi güçlü bir şekilde ısıtırlar ve bu, plazmanın manyetosfere doğru genişlemesine, plazma jeosferin büyüklüğünün artmasına ve atmosferik materyalin güneş rüzgarına doğru kaçmasına sebep olur. Jeomanyetik fırtınalar, manyetosfer içinde bulunan plazmaların basınçları, jeomanyetik alanı deforme için yeterli büyüklüğe kadar şiştiğinde oluşur.

Mars, Merkür'den büyük ve Merkür'ün Güneş'e olan uzaklığına kıyasla kendisinin Güneş'e olan uzaklığı, bu uzaklığın dört katıdır ve burada hala güneş rüzgarının bu gezegenin atmosferini üç katına kadar soyduğu düşünülmekte, bunun da Dünya'nın atmosferine oranla yüzde bir oranda bir yoğunluğa kadar düşürdüğü öne sürülmektedir. Atmosferik soymadaki mekanizmanın, güneş rüzgarları tarafından alınmış olan, manyetik alan baloncuklarının içerisindeki gazlardan oluştuğu düşünülmektedir.[35]

Gezegen yüzeyleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneş'e en yakın gezegen olan Merkür, güneş rüzgarlarının bütün darbesini alır ve atmosferi artık geçirgendir ve bu sebeple de yüzeyi radyasyona maruz kalmaktadır.

Merkür'ün yapısal bir manyetik alanı vardır, bu sebeple normal güneş rüzgarı durumu altında rüzgar, gezegen etrafındaki manyetosferden içeriye giremez ve parçacıklar sadece zirve alanlardaki yüzeylere ulaşabilirler. Fakat koronal kütle salınımları sırasında, manyetopoz gezegenin yüzeyi içerisine doğru baskılanabilir ve bu şartlar altında, güneş rüzgarı özgürce gezegenin yüzeyiyle etkileşim içerisine girebilir.

Dünya'nın uydusu Ay'ın, atmosferi veya kalıcı bir manyetik alanı yoktur ve güneş rüzgarları tarafından rastgele bir şekilde bombardımana uğramaktadır. Apollo Projesi görevleri, pasif alüminyum toplayıcılarını güneş rüzgarından örnek almak için saçıldı ve üzerinde çalışılmak için getirilen ay toprağı da, ay regolitinin güneş rüzgarından arta kalmış atomik çekirdeğinden bol miktarda olduğunu doğruladı. Bu elementlerin ileriki Ay kolonileri için yararlı olabileceği bir spekülasyon konusu da olmuştur.[36]

Dış limitler[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneş rüzgarı, yıldızlararası maddeye (galaksiyi süzen hidrojen ve helyumun seyrekleştirildiği alan) "bir kabarcık üfler". Güneş rüzgarının yıldızlararası maddeyi geriye itecek kadar güçlü olmadığı yer heliyopoz olarak bilinir ve genelde Güneş Sistemi'nin dış sınırları olarak da bilinir. Heliyopoza olan uzaklık tam olarak bilinmemektedir ve muhtemelen güneş rüzgarının anlık hızına ve yıldızlararası medyumun bölgesel yoğunluğuna göre çeşitlilik göstermektedir, fakat Plüton'un yörüngesinden daha dışarda olduğu bilinmektedir. Bilimadamları, Ekim 2008'de devreye giren Interstellar Boundary Exploler(IBEX) görevi sayesinde alınan veiler ile heliyopoz hakkında daha çok perspektif elde etmeyi umuyorlar.

Önemli olaylar[değiştir | kaynağı değiştir]

  • 1999 senesinde, Mayıs 10'dan Mayıs 12'ye kadar, NASA'nın Advanced Composition Exploler(ACE) ve WIND uzayaracı, güneş rüzgarı yoğunluğunda 598 oranında bir düşüş gözlemlemiştir. Bu, Güneş'ten gelen enerjitik elektronların "strahl" denilen dar ışınların Dünya'ya doğru gelmesine olanak sağlamıştır ve bu olay, Kuzey Kutbu'nda meydana gelen görünür aurora olayının içerisinde olduğu hiç alışılmadık bir "kutup yağmuru" olayına sebep olmuştur. Buna ek olarak, Dünya'nın manyetosferi, normalinin 5 – 6 kat arasında bir rakamda artmıştır.[37]
  • 13 Aralık 2010'da, Voyager 1 Dünya'dan 10,8 milyar mil uzaklıkta güneş rüzgarı hızının sıfıra düştüğünü belirlemiştir. Voyager projesi bilimadamı Dr. Edward Stone “ Biz Güneş'ten gelen rüzgarın şimdiye kadar hep dışa doğru bir hareketinin olduğuna dair bir noktaya vardık fakat artık dışarıya doğru hareket etmiyor; kuyrukluyıldız şeklindeki gibi bir obje gibi olan heliyosfer kuyruğu şeklinde hareket ediyor halde olmak için sadece yan doğrultuda hareket ediyor”.

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ a b Meyer-Vernet, Nicole (2007). Basics of the Solar Winds. Cambridge University Press. ISBN 0-521-81420-0. 
  2. ^ a b Durham, Ian T. (2006). "Rethinking the History of Solar Wind Studies: Eddington's Analysis of Comet Morehouse". Notes and Records of the Royal Society 60: ss. 261–270. http://rsnr.royalsocietypublishing.org/content/60/3/261.abstract. 
  3. ^ Kristian Birkeland, "Are the Solar Corpuscular Rays that penetrate the Earth's Atmosphere Negative or Positive Rays?" in Videnskapsselskapets Skrifter, I Mat -- Naturv. Klasse No.1, Christiania, 1916.
  4. ^ Philosophical Magazine, Series 6, Vol. 38, No. 228, December 1919, 674 (on the Solar Wind)
  5. ^ Ludwig Biermann (1951). "Kometenschweife und solare Korpuskularstrahlung". Zeitschrift für Astrophysik 29: 274. Bibcode 1951ZA.....29..274B. 
  6. ^ Schröder, Wilfried (2008). Who First Discovered the Solar Wind?. Almanya: Darmstadt. OCLC 232645128. 
  7. ^ Christopher T. Russell. "THE SOLAR WIND AND MAGNETOSPHERIC DYNAMICS". Institute of Geophysics and Planetary Physics University of California, Los Angeles. http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/solwind_magsphere/. Erişim tarihi: 7 Şubat 2007. 
  8. ^ Roach, John (27 Ağustos 2003). "Astrophysicist Recognized for Discovery of Solar Wind". National Geographic News. http://news.nationalgeographic.com/news/2003/08/0827_030827_kyotoprizeparker.html. Erişim tarihi: 13 Haziran 2006. 
  9. ^ Eugene Parker (1958). "Dynamics of the Interplanetary Gas and Magnetic Fields". The Astrophysical Journal 128: 664. Bibcode 1958ApJ...128..664P. doi:10.1086/146579. 
  10. ^ [Brian Harvey, Russian planetary exploration: history, development, legacy, prospects. Springer, 2007, p.26. ISBN 0-387-46343-7]
  11. ^ David Darling, Internet Encyclopedia of Science.
  12. ^ "Luna 1". NASA National Space Science Data Center. http://nssdc.gsfc.nasa.gov/database/MasterCatalog?sc=1959-012A. Erişim tarihi: 4 Ağustos 2007. 
  13. ^ M. Neugebauer and C. W. Snyder (1962). "Solar Plasma Experiment". Science 138 (3545): 1095–1097. Bibcode 1962Sci...138.1095N. doi:10.1126/science.138.3545.1095-a. PMID 17772963. 
  14. ^ "Remarks on the Rotation of a Magnetized Sphere with Application to Solar Radiation". http://www.archive.org/download/RotationOfMagnetizedSphereWithApplicationToSolarRadiation/AlfvenH.RemarksOnTheRotationOfAMagnetizedSphereWithApplicationToSolarRadiationarkivForMatematikAstronomiOchFysik28a61942.pdf. 
  15. ^ Hannes Alfvén (1942). "Remarks on the Rotation of a Magnetized Sphere with Application to Solar Radiation". Arkiv for Matematik, Astronomi oct Fysik 28A (6): 1–9. 
  16. ^ G. W. Pneuman and R. A. Kopp (1971). "Gas-magnetic field interactions in the solar corona". Solar Physics 18 (2): 258. Bibcode 1971SoPh...18..258P. doi:10.1007/BF00145940. 
  17. ^ Ulysses - Science Overview, Jet Propulsion Laboratory
  18. ^ a b Encrenaz, Thérèse; Bibring, J.-P.; Blanc, M. (2003). The Solar System. Springer. ISBN 3-540-00241-3. 
  19. ^ Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. (1995). An Introduction to Modern Astrophysics. Benjamin Cummings. ISBN 0-201-54730-9. —p. 409
  20. ^ Schrijver, Carolus J.; Zwaan, Cornelis (2000). Solar and stellar magnetic activity. Cambridge University Press. ISBN 0-521-58286-5. 
  21. ^ Meyer-Vernet, Nicole (2007). Basics of the Solar Wind. Cambridge University Press. ISBN 0-521-81420-0. 
  22. ^ Feldman, U.; Landi, E.; Schwadron, N. A. (2005). "On the sources of fast and slow solar wind". Journal of Geophysical Research 110 (A7): A07109.1–A07109.12. Bibcode 2005JGRA..11007109F. doi:10.1029/2004JA010918. 
  23. ^ Kallenrode, May-Britt (2004). Space Physics: An Introduction to Plasmas and. Springer. ISBN 3-540-20617-5. 
  24. ^ Suess, Steve (3 Haziran 1999). "Overview and Current Knowledge of the Solar Wind and the Corona". The Solar Probe. NASA/Marshall Space Flight Center. 10 Haziran 2008 tarihinde özgün kaynağından arşivlendi. http://web.archive.org/web/20080610125820/http://solarscience.msfc.nasa.gov/suess/SolarProbe/Page1.htm. Erişim tarihi: 7 Mayıs 2008. 
  25. ^ Lang, Kenneth R. (2000). The Sun from Space. Springer. ISBN 3-540-66944-2. 
  26. ^ Harra, Louise; Milligan, Ryan; Fleck, Bernhard (2 Nisan 2008). "Hinode: source of the slow solar wind and superhot flares". ESA. http://www.esa.int/esaSC/SEMJQK5QGEF_index_0.html. Erişim tarihi: 7 Mayıs 2008. 
  27. ^ Bzowski, M.; Mäkinen, T.; Kyrölä, E.; Summanen, T.; Quémerais, E. (2003). "Latitudinal structure and north-south asymmetry of the solar wind from Lyman-α remote sensing by SWAN". Astronomy & Astrophysics 408 (3): 1165–1177. Bibcode 2003A&A...408.1165B. doi:10.1051/0004-6361:20031022. 
  28. ^ Hassler, Donald M.; Dammasch, Ingolf E.; Lemaire, Philippe; Brekke, Pål; Curdt, Werner; Mason, Helen E.; Vial, Jean-Claude; Wilhelm, Klaus (1999). "Solar Wind Outflow and the Chromospheric Magnetic Network". Science 283 (5403): 810–813. Bibcode 1999Sci...283..810H. doi:10.1126/science.283.5403.810. PMID 9933156. 
  29. ^ Marsch, Eckart; Tu, Chuanyi (22 Nisan 2005). "Solar Wind Origin in Coronal Funnels". ESA. http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=36998. Erişim tarihi: 6 Mayıs 2008. 
  30. ^ Endal, A. S.; Sofia, S. (1981). "Rotation in solar-type stars. I - Evolutionary models for the spin-down of the Sun". Astrophysical Journal, Part 1 243: 625–640. Bibcode 1981ApJ...243..625E. doi:10.1086/158628. 
  31. ^ Robin Kerrod (2000). Asteroids, Comets, and Meteors. Lerner Publications, Co.. 
  32. ^ Jokipii, J.R. (1973). "Turbulence and Scintillations in the Interplanetary Plasma". Annual Review of Astronomy and Astrophysics 11 (1): 1–28. Bibcode 1973ARA&A..11....1J. doi:10.1146/annurev.aa.11.090173.000245. 
  33. ^ NASA Study Using Cluster Reveals New Insights Into Solar Wind, NASA, Greenbelt, 2012, p.1
  34. ^ Grünwaldt H et al. (1997). "Venus tail ray observation near Earth.". Geophysical Research Letters 24 (10): 163–1166. Bibcode 1997GeoRL..24.1163G. doi:10.1029/97GL01159. http://scholar.google.com/scholar?num=100&hl=en&lr=&safe=active&cluster=13741676747552292586. 
  35. ^ Cosmos Online - Solar wind ripping chunks off Mars (http://www.cosmosmagazine.com/news/2369/solar-wind-ripping-chunks-mars)
  36. ^ Starukhina, L. V. (2006). "Polar regions of the moon as a potential repository of solar-wind-implanted gases". Advances in Space Research 37: 50–58. doi:10.1016/j.asr.2005.04.033.  edit
  37. ^ "The Day the Solar Wind Disappeared". NASA Science. 13 December 1999. http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/1999/ast13dec99_1/. Erişim tarihi: 5 October 2010.