Güneş fışkırması

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Boyut karşılaştırması için Jüpiter ve Dünya görüntüleriyle birlikte He II 304 Å'da görüldüğü gibi patlayan bir güneş ışığı.

Güneş fışkırması, güneş diskine karşıdan bakıldığında görülen ve filament olarak adlandırılan, Güneş'in yüzeyinden dışarı doğru uzanmış, genellikle bir halka şeklinde olan büyük, parlak, gaz özelliğinde çıkıntılardır. Fışkırmalar, fotosferde Güneş'in yüzeyine sabitlenmektedir. Dışarı doğru güneş koronasına doğru uzanmaktadır. Korona, plazma olarak bilinen ve çok fazla görünür ışık yaymayan aşırı sıcak iyonize gazlardan oluşurken, fışkırmalar, bileşim olarak kromosferinkine benzer şekilde çok daha soğuk plazma içermektedir. Önem plazması tipik olarak koronal plazmadan yüz kat daha parlak ve yoğundur.

Tüm güneş fışkırmaları; polarite ters çevirme çizgileri (PIL), polarite ters sınırları (PRB) veya nötr çizgiler olarak adlandırılan zıt fotosferik manyetik polarite bölgeleri arasındaki bölünmelerin üzerindeki filament kanallarında oluşmaktadır. Yaklaşık 1 günlük zaman dilimi içinde var olurlar ve koronada birkaç hafta veya aylarca uzayda yüz binlerce kilometre yol kat ederek kalabilmektedirler. Bazı güneş fışkırmaları parçalanır ve daha sonra koronal kitle çıkışlarına neden olabilir. Bilim insanları güneş fışkırmalarının nasıl ve neden oluştuğunu araştırmaktadır

Tipik bir fışkırma, binlerce kilometreyi aşar. Kayıtlardaki en büyüğü tahminen 800.000 km'nin (497.097 mil) üzerindedir (aşağı yukarı bir güneş yarıçapı büyüklüğünde) .[1]

Tarihçesi[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneş tutulması sırasında Güneş'in kenarında görünen güneş fışkırmaları (kırmızı).

Bir güneş fışkırmasının ilk ayrıntılı betimelemesi, 1 Mayıs 1185'teki Güneş tutulmasını anlatan 14. yüzyıl Laurentian Codex'inde yer almıştır. Burada güneş fışkırması, "canlı korların alev benzeri dilleri" olarak tanımlanmıştır.[2][3]

Güneş fışkırmaları ilk olarak 18 Temmuz 1860 güneş tutulması sırasında Angelo Secchi tarafından fotoğraflanmıştır. İlk kez bu fotoğraflardan yükseklik, emisyon ve diğer birçok önemli parametre elde edilebildi.[4]

Spektroskoplar ilk kez, 18 Ağustos 1868'deki güneş tutulması sırasında fışkırmalardan gelen emisyon çizgilerinin varlığını tespit edebildi. Bir hidrojen hattının tespiti, fışkırmaların doğada gaz halinde olduğunu doğrulanmıştır. Pierre Janssen, aynı zamanda şimdi helyum olarak bilinen, o zamanlar bilinmeyen bir elemente karşılık gelen bir emisyon çizgisini de tespit edebilmiştir. Ertesi gün, Janssen, daha önce hiç yapılmamış bir iş yaparak, artık önünde engel bulunmayan Güneş'ten gelen emisyon çizgilerini kaydedip ölçümlerini doğrulamıştır. Gökbilimciler onun yeni tekniklerini kullanarak fışkırmaları günlük olarak incelemektedirler.[5]

Sınıflandırma[değiştir | kaynağı değiştir]

Sol üstte hareketsiz fışkırmalar (kalın, koyu kümeler) ve sağda aktif bölge fışkırmaları (ince, koyu çizgiler) gösteren güneş diskinin H-alfa görüntüsü.

Günümüzde kullanılan bir dizi farklı önem sınıflandırma şeması vardır. En yaygın olarak kullanılan ve temel şemalardan biri, güneş fışkırmalarını, oluşturdukları manyetik ortama göre üç sınıfa ayırmaktadır. Bu üç sınıf, aktif bölge fışkırmaları, hareketsiz fışkırmalar ve ara fışkırmalar şeklindedir. Aktif bölge fışkırmaları, aktif bölgelerin merkezlerinde nispeten güçlü manyetik alan içinde oluşanlar olarak tanımlanırken; hareketsiz fışkırmalar, herhangi bir aktif bölgeden uzaktaki zayıf arka plan alanında oluşmuş olanlar olarak tanımlanmaktadır. Bu ikisi arasında, zayıf tek kutuplu plage bölgeleri ile aktif bölgeler arasında oluşmuş olarak tanımlanan ara fışkırmalar yer almaktadır.[6]

Aktif bölge fışkırmaları ve hareketsiz fışkırmalar arasında temel farklılıklar vardır: Birincisi, yalnızca aktif bölgeler içinde yer almalarının bir sonucu olarak, genellikle daha düşük enlemlerde bulunurken, ikincisi tipik olarak kutup tacı çevresindeki daha yüksek enlemlerde bulunmaktadır.[7][8] Ek olarak, sadece birkaç saatten güne kadar olan ömürleri olan aktif bölge fışkırmaları, ömürleri haftalar ile aylar arasında değişen hareketsiz güneş fışkırmalarından daha fazla püskürmektedir. Hareketsiz güneş fışkırmaları genellikle aktif bölge fışkırmalarından çok daha yükseklere ulaşmaktadır.[9]

Aktif bölge ve hareketsiz güneş fışkırmaları, yayılan spektrumları ile de birbirinden ayırt edilebilmektedir. Aktif bölge fışkırmalarının spektrumu, güçlü He II çizgileri olan ancak çok zayıf iyonize metal çizgileri olan üst kromosferinkiyle aynıdır. Öte yandan, hareketsiz fışkırmaların spektrumu, kromosferde 1500 km'de güçlü H, He I ve iyonize metal çizgilerle, ancak zayıf He II çizgileriyle ölçülen spektrumlarla aynıdır.[10]

Bir güneş fışkırması patlıyor.

Patlama[değiştir | kaynağı değiştir]

Bazı fışkırmalar o kadar güçlüdür ki, 600 km'den başlayan hızlarda Güneş'ten uzaya madde fırlatmaktadırlar.[11]

Ayrıca bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ Atkinson, Nancy (6 Ağustos 2012). "Huge Solar Filament Stretches Across the Sun". Universe Today (İngilizce). 9 Ağustos 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Temmuz 2021. 
  2. ^ "1185: The first description of solar prominences". Great Moments in the History of Solar Physics. Université de Montréal. 2008. 23 Eylül 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 30 Mart 2015.  See pdf version here 2 Nisan 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. (accessed 21 August 2015).
  3. ^ Poitevin, Patrick; Edmonds, Joanne (2003). "Solar Eclipse Newsletter" (PDF). 8 (5). Patrick Poitevin. 5 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 30 Mart 2015. 
  4. ^ Secchi, Angelo (1870). Le Soleil, Part 1. Paris. s. 378. 27 Ekim 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Temmuz 2021. 
  5. ^ Vial, Jean-Claude (2015). Solar Prominences. Cham: Springer. ss. 1-29. ISBN 978-3-319-10415-7. 
  6. ^ Engvold, Oddbjørn. "Observations of Filament Structure and Dynamics". International Astronomical Union Colloquium (İngilizce). 167: 22-31. doi:10.1017/S0252921100047229. ISSN 0252-9211. 14 Temmuz 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Temmuz 2021. 
  7. ^ Menzel, Donald H.; Jones, F. Shirley (December 1962). Solar Prominence Activity, 1944-1954. 2 Haziran 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Temmuz 2021. 
  8. ^ Minarovjech, M.; Rybanský, M.; Rušin, V. "Time-Latitude Prominence and the Green Corona Distribution Over the Solar Activity Cycle". International Astronomical Union Colloquium (İngilizce). 167: 484-487. doi:10.1017/S0252921100048132. ISSN 0252-9211. 14 Temmuz 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Temmuz 2021. 
  9. ^ Mackay, D. H.; Karpen, J. T.; Ballester, J. L.; Schmieder, B.; Aulanier, G. (April 2010). "Physics of Solar Prominences: II—Magnetic Structure and Dynamics". Space Science Reviews. 151 (4): 333-399. arXiv:1001.1635 $2. doi:10.1007/s11214-010-9628-0. 
  10. ^ Zirin, Harold; Tandberg-Hanssen, Einar (1960). "Physical Conditions in Limb Flares and Active Prominences. IV. Comparison of Active and Quiescent Prominences". The Astrophysical Journal. 131: 717-724. 
  11. ^ "About Filaments and Prominences". solar.physics.montana.edu. 10 Şubat 1999 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Ocak 2010. 

Konuyla ilgili yayınlar[değiştir | kaynağı değiştir]