Muammer Kaddafi (ya da Muammar Ebu Minyar el-Kaddafi) (Arapça: معمر القذافي) (d. 1942) Libya diktatör.

Libya Üniversitesi Hukuk Fakültesi Tarih Bölümü’nü bitirdi (1963). Daha sonra Bingazi’deki Askeri Akademi’ye girdi. Mezun olduktan sonra İngiltere’ye giderek askeri alanda uzmanlık eğitimi gördü (1966). 1956′da Arap milliyetçiliğinden etkilenerek antisiyonist hareketlere katıldı. Okul arkadaşlarıyla birlikte, ileride Özgür Subaylar Hareketi adını alacak gizli bir örgüt kurdu (1959). 1969′da yüzbaşılığa yükselen Kaddafi, bu gizli örgüte dayanarak, Kral I. İdris’e karşı darbe yaptı (1 Eylül 1969). Albay rütbesi alarak silahlı kuvvetler komutanı oldu. Devrim Komuta Konseyi adına denetimi ele geçirip anayasal kuruluşları feshetti. İslam ilkelerine dayanan yeşil sosyalizm kuracağını açıkladı. Arap birliği için çalışacağını, bağımsız ülkelerle birlikte ırkçılığa, sömürgeciliğe ve toplumsal ezgiye karşı çıkacağını söyledi. ABD’nin Kaddafi’yi tanıması üzerine kral görevini terketti (7 Eylül 1969).

Cemal Abdülnasır’ı örnek alan Kaddafi, Mısır’da gerçekleştirilen reformları kendi ülkesinde de uygulamaya başladı Yeni anayasa hazırlanınca başbakanlık ve savunma bakanlığı görevlerini üstlendi (16 Ocak 1970). İngiliz askeri üstlerini ve birliklerini ülkeden çıkardı. Petrol şirketlerini ulusallaştırdı. İtalyan ve Yahudi azınlığın mal varlığına el koyarak onları göçe zorladı.Kıbrıs Barış Harekatında ABD’ye kafa tutarak, Türkiye’ye yardım etmistir. Nasır’ın ölümünden sonra Arap dünyasında onun rolünü üstlenmeye çalıştı. Kimi Afrika ülkelerindeki Müslümanlara ve Arap ülkelerindeki sol eğilimli hareketlere destek oldu. SSCB’yle yakın ilişkiler geliştirdi. Afrika Birliği Örgütü’nün dönem başkanlığını yaptı (1982-1983).

Facebook da Paylas

Muhammed Hüsnü Said Mübarek (d. 4 Mayıs 1928), 1981 yılından beri Mısır’ın cumhurbaşkanı olarak görev yapan kişidir.

Kahire’deki Mısır Askeri Akademisi’ni (1949) ve Bilbays’taki Havacılık Akademisi’ni bitirdi (1950). Sovyetler Birliği’nde ileri uçuş ve bombardıman teknikleri konusunda öğrenim gördü. Mısır Hava Kuvvetleri’nde çeşitli görevler üstlendikten sonra 1966-69 arasında Hava Akademisi komutanlığını yürüttü. 1972′de Enver Sedat tarafından hava kuvvetleri komutanlığına getirildi. Ekim 1973′te İsrail’le yapılan Yom Kippur Savaşı’nın ilk günlerinde Mısır Hava Kuvvetleri’nin elde ettiği başarılarda önemli rol oynadı. Ertesi yıl mareşal oldu.

Nisan 1975′te devlet başkanı yardımcılığına atandı. Fas, Cezayir ve Moritanya arasında Batı Sahra’nın (İspanyol Sahrası) geleceğiyle ilgili anlaşmazlıkta arabuluculuk yaptı.

6 Ekim 1981′de Enver Sedat’ın bir suikast sonucunda öldürülmesi üzerine devlet başkanı oldu. Bu görevde öteki Arap ülkeleriyle ilişkileri geliştirmeye çalıştı. 1982′de Lübnan’ı işgal eden İsrail’le yakınlaşma politikasından uzaklaştı. 1987′de altı yıllık ikinci bir dönem için, oyların yüzde 97′sini alarak devlet başkanlığına yeniden seçildi. 1989′da, Enver Sedat döneminde İsrail’le yaptığı barış antlaşması yüzünden Arap Birliği’nden çıkarılmış olan Mısır tekrar birliğe kabul edildi, merkezi de Kahire’ye taşındı.

1990-91′deki Körfez Bunalımı ve onu izleyen Körfez Savaşı sırasında Arap ülkeleri, İsrail ve Filistin Kurtuluş Örgütü arasında başlıca aracı işlevini üstlendi. Suudi Arabistan’ın, uluslararası kuvvetlerin desteğine başvuru kararının desteklenmesinde öteki Arap ülkelerine öncülük etti.

Enver Sedat’a yapılan suikastın ardından Mısır Devlet Başkanlığına ve Ulusal Demokratik Parti’nin liderliğine seçilen Mübarek, 1987, 1993, 1999 ve 2005 yıllarında yapılan ve muhalefetin katılımının kısıtlandığı seçimlerde arka arkaya dört kez göreve seçildi.

Facebook da Paylas

Hürrem Sultan ya da Hürrem Haseki Sultan (d.1500 veya 1506 – ö. 1558) doğum adı: Aleksandra Lisowska, Osmanlıca adı: خرم سلطان, Avrupa’da tanındığı ad: Roxelana. Osmanlı padişahı I. Süleyman’ın eşi ve sonraki padişah II. Selim’in annesidir. Bir Osmanlı padişahıyla nikâhla evlenmiş ilk kadın olma ayrıcalığını taşır.
Lehistan Krallığı’nın sınırları içerisinde bulunan Rohatyn’da doğdu. 14 yaşındayken Tatar akıncılar tarafından 1520 tarihinde Rohatyn’den kaçırılmış, Kırım Hanı’nın himayesine girmiştir daha sonra Osmanlı sarayına sunulmuştur[kaynak belirtilmeli].

16. yüzyıl kaynaklarına göre kızlık ismi bilinmiyordu. Ama daha sonraki kayıtlara göre mesela 19. yüzyılın Ukrayna’daki ilk kayıtlarına göre Anastasia (Kısaca Nastia) Polonyalıların geleneğinde, Aleksandra Lisowska olarak bilinir. Genelde Hürrem Sultan ya da Hürrem balsaq sultan olarak bilinirdi; Avrupa dillerinde Roxolena, Roxolana,Roxelane, Rossa, Ruziac, Türkçe’de Hürrem (Farsça kökenliخرم Khurram), neşeli olan kişi ve (Arapçada Karima -كريمة) Soylu olan kişianlamına gelir. Roxelana, onun gerçek ismi olmayabilir ama takma adı onun Ukraynalı soyuna ait olan (Günümüze ait yaygın isim Ruslana) ve doğu slav ismi olan, Roxolany ya da Roxelany, şimdiki Ukrayna halkında 15. yüzyıldan sonra kullanılıyordu.

Hürrem Sultan İlk nikah kıydırtan sultandır .Hürrem Sultan Cariye maaşı alıyordu ve sarayda yaşadığı için bu paraya ihtiyacı yoktu bu yüzden diğer cariyeler gibi parasını bağışlamak istedi ve bağışınıda Mekke’ye yapmak istedi.Kölelerin dini yerlere (Mekke,Medine vb)bağış yapması dinen günahtı bu yüzden Kanunuden onu Azat etmesini rica etti ve sebebini açıkladı Kanunide bağış için Hürrem sultanı azat etti .Hürrem artık cariye değildi,Bir gün kanuni Hürrem Sultanı odasına çağırttı ama Hürrem bu teklifi redetti Kanuniye artık ben sizin malınız değilim Beni kölelikten azat ettiniz sizinle beraber olmam zinaya girer dedi Ve bu nedenle Kanuni Sultan Süleyman Hürrem Sultanı nikahına Almak zoruna kaldı . Hürrem Sultan, sarayda özel bir eğitim gördü. Güzelliği zekası ve becerisi ile padişahın dikkatini çekmeyi bildi. Harem kadınları ve saray ileri gelenleri arasında da kendine yer edindi. Hürrem Sultan saraya geldiğinde Kanuni’nin Manisa valisi iken birlikte olduğu Mahidevran Sultan’dan Mustafa isimli bir oğlu vardı.( onunla evlenmemiştir). Mustafa zamanla çok sevilen bir şehzade haline geldi. Mustafa’nın Kanuni’den sonra padişah olmasına kesin gözüyle bakılıyordu. Bu da Mahidevran Sultan’ın Valide Sultan olacağı anlamına geliyordu. Oysa Hürrem Sultan her bakımdan Mahidevran Sultan’ın önüne geçti.

Hürrem Sultan, Kanuni Sultan Süleyman’a bir kız, dört oğlan çocuğu doğurdu. En büyük oğlu Mehmet Şehzade tahta çıkamadan öldürüldü. İkinci oğlu Selim tahta çıktı. Diğer çocukları da Beyazıt ve Cihangir Şehzadelerdir. Kızı Mihrimah Sultan’ı Vezir-i Azam Rüstem Paşa ile evlendirerek Vezir-i Azam’la bir ittifak oluşturdu. Kanuni, yeniçeriler tarafından çok sevilen oğlu Mustafa’yı kendisini tahttan indirmeyi planladığı inancıyla öldürttü. Hürrem Sultan’ın Kanuni’yi bu kararda etkilediği inancı yaygındır. Şehzade Mustafa’nın öldürülmesinden sonra Mahidevran Sultan iyice gözden düştü. Yaşamının büyük bir bölümünü fakir olarak oğlunun mezarının bulunduğu Bursa’da geçirdi. Ancak Hürrem Sultan’ın ölümünden sonra Hürrem Sultan’ın oğlu padişah II. Selim Mahidevran Sultan’a maaş bağlattı ve oğlu Mustafa’nın türbesini yaptırttı.

Devlet yönetiminde etkili olan Hürrem Sultan, İran savaşını destekledi. Ruslar ve Lehlerle barış içinde yaşanılmasını sağladı. Bu dönemde Ruslar Kazan ve Astrahan Hanlıklarına hakim olup doğuya doğru yayılmaya başladılar.

Hürrem Sultan 18 Nisan 1558 tarihinde eşi Kanuni Sultan Süleyman’dan 8 sene önce 52 yaşındayken öldü. Oğlu II. Selim’in tahta çıkışını göremedi. Süleymaniye Camisi Külliyesi içinde kendisi için yaptırılan türbeye gömüldü. Türbenin iç duvarları bir cennet bahçesini tasvir eden İznik çinileriyle kaplıdır.

Hürrem Sultan İstanbul’da günümüzde onun adıyla anılan Haseki semtinde, Mimar Sinan’a Haseki Külliyesini yaptırmıştır. 1538-1550 yılları arasında inşaatı tamamlanan külliyenin içinde bir hamam, medrese ve hastane bulunmaktadır. Günümüzde T.C. Sağlık Bakanlığı Haseki Eğitim ve Araştırma Hastanesi olarak tanınan bu hastane Türkiye’de kesintisiz hizmet vermekte olan en eski hastane olma özelliğini taşır.

Hürrem Sultan ayrıca Ayasofya Camii civarında yardıma muhtaç ve fakirlerin karnını doyurmak için bir mutfak yaptırtmıştır.

Hürrem Sultan Avrupa’da, modern Türkiye’de ve batıda birçok resim, müzik ve bale gibi tarihi çalışmalara konu olmuştur. Mesela Joseph Haydn’in 63. senfonisini örnek verebiliriz. Eserler Ukraynalılar tarafından yazılmıştır ama genelde İngilizce, Almanca ve Fransızcadır.

Hürrem Sultan Anıtı

Hürrem Sultan’ın doğduğu yer olduğuna inanılan Ukrayna’nın Rohatyn kentinde bir Hürrem Sultan anıtı bulunmaktadır. 2007 yılında, Ukrayna’daki bir liman kenti olan Mariupol’daki Tatarlar Hürrem Sultan’ın onuruna bir cami açmıştır.

Facebook da Paylas

Samanyolun dan daha uzakta ve çok daha büyük bir galaksi. On dokuzuncu asrın ortalarına kadar bunun uzakta bulunan çok büyük bir yıldız kümesi mi yoksa parlak bir gaz kütlesi mi olduğu kesinlik kazanmamıştı. 1864de Sir William Higgins, bunun tayfının devamlı, bundan dolayı da ışığının yıldız ışığı olduğunu ortaya çıkardı

samanyolu sistemine dahil olmadığını ve andromedanın başka bir yıldızlar grubuna dahil olduğunu, 1920 de Edwin Hubbe 254 cmlik teleskobunu kullanarak göstermiştir. Bu grubun parlak yıldızları büyük teleskopların yardımı ile alınan fotoğraflarda görülmüştür. Bilhassa ABDnin Palomar Tepesindeki yansıtıcı teleskoplar ile yapılan çalışmalardan iyi neticeler alınmıştır.

Yapılan gözlemler neticesinde Andromedanın, dünyaya olan uzaklığının iki milyon ışık yılından daha fazla olduğu anlaşılmıştır. Başka bir deyişle şu anda teleskoplarla görülebilen yıldız kümesi, bu galaksinin iki milyon yıl önceki halidir. Şu andaki durumu ise ancak iki milyon yıl sonra gözlenebilecektir.

Bundan dolayı Samanyolundan daha büyük olduğu anlaşılmıştır. Çapı tam 180.000 ışık yılı olan Andromeda Galaksisinin, içinde 300 milyar yıldız barındırdığı hesaplanmıştır. Büyük, spiral kollu bir elips biçimindedir. Bu kadar büyük bir uzaklıkta bulunmasına rağmen çıplak gözle sadece zayıf bir ışık lekesi olarak görülür. Görünen büyüklüğü ayın yarısı kadar olup, büyük bir teleskop olmaksızın sadece merkezi görülebilir

Facebook da Paylas

Astronotların objektiflerinden gece ışıltıları

Facebook da Paylas

Halley kuyrukluyıldızı, (resmi adıyla 1P/Halley veya bu kuyruklu yıldızlar üzerine çalışmalar yapan Edmond Halley’e ithafen Comet Halley), her75–76 yılda bir görünür.Tüm periyodik kuyrukluyıldızlar arasında en meşhurudur. Her yüzyılda bir, çok uzun periyodlu kuyrukluyıldız görülmesine rağmen, Halley çıplak gözle görülebilen tek kısa periyodlu kuyrukluyıldızdır.Ayrıca insan ömründe geri dönecek çıplak gözle görülür tek kuyrukluyıldızdır.Halley kuyrukluyıldızı iç Güneş Sistemi’ne en son 1986 yılında girmiştir. Hesaplara göre 2061 yılında tekrar görülecektir.

1066 yılında görüldüğü konusunda Bayeux Halısı‘na kayıt düşülmüştür ve 1682′de yeniden ortaya çıkmıştır.Gökbilimci Edmond Halley yörüngesini hesaplamıştır. Ayrıca, bu yörüngenin 1531 ve 1607′de görülen kuyrukluyıldızların çakıştığını saptayıp, dolayısıyla bu üç kuyrukluyıldızın gerçekte aynı kuyrukluyıldız olduğunu ve 1758′de döneceğini öne sürdü; bu varsayım doğru çıktı. Kuyrukluyıldız 1835 ve 1910′da yeniden ortaya çıktı.Halley kuyruklu yıldızı Dünya’nın okadar yakınından geçtiki neredeyse dünyaya çarpacaktı.Halley kuyruklu yıldızı Dünya’ya çarpsaydı Dünya paramparça olabilirdi.

Facebook da Paylas

Samanyolu, dilimizde kehkeşan veya hacılar yolu (hacı yolu)olarakta bilinen galaksinin adıdır. Samanyolu çubuk sarmal gökada sınıfındadır. Mahalli grupta, Virgo Süperkümesinde yer alır. Güneş Sistemi’ni de içinde barındırır. İlk kez Democritus (M.Ö. 450- M.Ö 370) galaksinin varlığını iddia etmiştir. Galaksinin merkezi yaklaşık 80.000 – 100.000 ışık yılı olarak hesaplanmıştır. Yaklaşık olarak 400 milyar yıldız barındırdığı varsayılmaktadır.

Facebook da Paylas

Güneş Sistemi; Güneş‘ten ve onun çekim etkisi altında kalan sekiz gezegen ve onların bilinen 166 uydusundan, üç cüce gezegenden (Ceres, Plüton, Eris ile onların bilinen dört uydusu), ve milyarlarca küçük gökcisminden oluşur. Küçük cisimler kategorisine asteroitler, Kuiper kuşağı nesneleri, kuyrukluyıldızlar, göktaşları ve gezegenlerarası toz girer. Güneş Sistemi; Güneş, dört yerbenzeri iç gezegen, küçük taş asteroitlerden oluşan bir asteroit kuşağı, dört gaz devi dış gezegen, ve Kuiper kuşağı denen buzsu cisimlerden oluşan ikinci bir kuşaktan ibarettir. Kuiper kuşağının ötesinde ise seyrek disk, gündurgun (heliopause) ve en son olarak da varsayımsal Oort bulutu bulunur.

Güneş’ten olan uzaklıklarına göre gezegenler sırasıyla Merkür, Venüs, Dünya, Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs, ve Neptün‘dür. Bu sekiz gezegenin altısının çevresinde doğal uydular döner. Ayrıca dış gezegenlerin her birinin toz ve diğer parçacıklardan oluşan bir gezegen kuşağı vardır.

Dünya dışındaki tüm gezegenler adlarını Yunan-Roma mitolojisi tanrılarından alır. Üç cüce gezegen Kuiper kuşağında en büyük cisim olan Plüton, asteroit kuşağındaki en büyük cisim olan Ceres ve seyrek diskte yer alan ve diğer ikisinden daha büyük olan Eris’tir.

Terimler

Güneş’in yörüngesinde dönen cisimler üçe ayrılır: Gezegenler, cüce gezegenler ve Güneş Sistemi küçük gökcisimleri.

Güneş’in çevresinde dönen, kendine küresel bir biçim verecek kadar kütlesi olan ve yörüngesinin yakın çevresini (doğal uyduları dışında) temizlemiş gökcisimlerine gezegen denir. Bilinen sekiz gezegen vardır: Merkür, Venüs, Dünya, Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün.

24 Ağustos 2006′da Uluslararası Astronomi Birliği (IAU), Plüton’u dışarıda bırakarak ilk defa “gezegen” terimini tanımladı. Plüton ile birlikte, Eris ve Ceres yeni bir kategori olan cüce gezegen olarak tanımlandı. Cüce gezegenler, yörüngeleri etrafındaki diğer cisimleri temizleyecek yerçekimsel güce sahip olmayan gökcisimleridir. Cüce gezegen olarak sınıflandırılma ihtimali olan diğer gökcisimleri Sedna, Orcus, ve Quaoar’dur.

Plüton 1930 yılında keşfinden, 2006 yılına kadar geçen sürede Güneş Sistemi’nin dokuzuncu gezegeni olarak kabul edilmiştir. Ancak 20. yüzyılın sonlarında ve 21. yüzyılın başlarında Plüton’a benzer birçok gökcismi keşfedilmiştir, aralarında en çok dikkati çeken Plüton’dan birazcık daha büyük olan Eris’tir.

Bunların dışında kalan ve Güneş’in çevresinde dönen gökcisimlerine Güneş Sistemi küçük gökcisimleri denir.

Doğal uydular ya da aylar Güneş’in çevresinde değil de gezegenlerin, cüce gezegenlerin ya da Güneş Sistemi küçük gökcisimlerinin çevresinde dönen gökcisimleridir.

Bir gezegenin Güneş’ten olan uzaklığı kendi yılı boyunca değişir. Güneş’e en çok yaklaştığı duruma günberi, en uzak olduğu duruma da günöte denir.

Gökbilimciler, Güneş Sistemi içindeki uzaklıkları genellikle gök birimi (GB) ile ölçer. Bir GB, Güneş ile Dünya arasındaki yaklaşık uzaklıktır ve kabaca 149.598.000 km.’dir. Plüton Güneş’ten yaklaşık 38 GB uzaktayken Jüpiter kabaca 5,2 GB uzaklıktadır. Yıldızlararası uzaklık birimlerinin en bilineni olan bir ışık yılı kabaca 63.240 GB’dir.

Güneş Sistemi bazen gayri resmi olarak farklı bölgelere ayrılır. İç Güneş Sistemi dört yerbenzeri gezegenden ve asteroit kuşağından oluşur. Bazıları dış Güneş Sistemi tanımını asteroitlerin ötesindeki her şey olarak yapar. Diğerleri ise dört gaz devini “orta bölge” olarak tanımlayıp dış Güneş Sistemini Neptün ötesi bölge olarak nitelendirir.

Yapısı

Clementine uzay sondasından çekilen ve Ay’ın ardından gelen günışığıyla görünen tutulum çemberi. Soldan sağa: Merkür, Mars, Satürn.

Güneş Sistemi’nin asıl bileşeni elbetteki sistemin bilinen kütlesinin % 99,86′sını oluşturan ve çekim kuvveti ile sistemi bir arada tutan ana dizide yeralan G2V tipi bir sarı cüce olan Güneş’tir. Sistemin kalan kütlesinin % 90′ından fazlasını da yalnızca Güneş’in çevresinde dönen en büyük iki gökcismi olan Jüpiter ve Satürn oluşturur.

Güneş’in çevresinde dönen büyük gökcisimlerinin çoğu Dünya’nın yörüngesinin tutulum adı verilen düzleminde bulunur. Gezegenler tutuluma çok yakın bulunurken kuyruklu yıldızlar ve Kuiper kuşağı gökcisimleri tutulum çemberi ile büyük açılar yapar.

Güneş Sistemi’nde bulunan gökcisimlerinin ölçekli yörüngeleri. (Sol üstten başlayarak saat yönünde)

Gezegenlerin hepsi ve diğer gökcisimlerinin çoğu, Güneş’in kuzey kutbunun üzerindeki bir noktasından bakıldığında, Güneş’in çevresindeki yörüngede saat yönünün tersine dönmektedir. Ancak Halley kuyruklu yıldızı gibi istisnalar bulunur.

Gökcisimleri Güneş’in çevresinde Kepler yasalarına uygun olarak devinirler. Her gökcismi, odak noktalarından birinde Güneş’in bulunduğu yaklaşık bir elips yörünge üzerinde hareket eder. Güneş’e daha yakın olan gökcisimleri daha hızlı hareket eder. Gezegenlerin yörüngeleri hemen hemen daireseldir ama birçok kuyruklu yıldız, asteroit ve Kuiper kuşağı gökcisimleri oldukça dar eliptik yörüngeler izler.

Güneş Sistemi gösterimlerinde çok büyük uzaklıkları tasvir etme zorluğuna karşı, yörüngeler genellikle eşit uzaklıkta gösterilir. Gerçekte, birkaç istisna dışında bir gezegen ya da kuşağın Güneş’e olan uzaklığı arttıkça bir önceki yörünge ile olan uzaklığı da büyür. Örneğin Venüs, Merkür’den 0,33 GB daha dışarıdadır, Satürn ise Jüpiter’den 4,3 GB daha uzaktadır. Neptün de Uranüs’ten 10,5 GB daha uzaktadır. Bu yörünge uzaklıkları arasında bağıntı kurmaya çalışan Titius-Bode yasası gibi bazı girişimler olmuş ama kabul gören bir teori çıkmamıştır.

Oluşumu ve evrimi

Sanatçı gözüyle gezegen öncesi disk

Güneş Sistemi’nin ilk olarak Emanuel Swedenborg tarafından 1734 yılında öne sürülen, daha sonra Immanuel Kant tarafından 1755 yılında genişletilen bulutsu varsayıma uygun olarak oluştuğuna inanılmaktadır. Benzer bir teori Pierre-Simon Laplace tarafından bağımsız olarak 1796′da üretilmiştir. Bu teoriye göre Güneş Sistemi 4,6 milyar yıl önce dev bir moleküler bulutun çökmesi sonucu oluşmuştur. Bu ilk bulutun birkaç ışık yılı genişliğinde olduğu ve birkaç yıldızın doğumuna sebep olduğu sanılmaktadır. Çok eski göktaşlarının incelenmesi sonucunda, ancak çok büyük patlayan yıldızların merkezinde oluşabilecek kimyasal elementlere rastlanması Güneş’in bir yıldız kümesi içinde ve birkaç süpernova patlamasının yakınında oluştuğuna işaret eder. Bu süpernovalardan gelen şok dalgası çevrede bulunan bulutun içinde yüksek yoğunluk bölgeleri oluşturarak iç gaz basıncını yenecek ve içe çöküşe neden olacak kütleçekimsel kuvvetlerin oluşmasına izin vererek Güneş’in oluşmasını tetiklemiş olabilir.

Sonradan Güneş Sistemi olacak olan ve güneş öncesi bulutsu olarak bilinen bölge 7.000 ile 20.000 GB çapında ve Güneş’in kütlesinden biraz daha fazla bir kütleye sahipti (0,1 ile 0,001 güneş kütlesi kadar). Bulutsu içe doğru çöktükçe açısal momentumun korunması nedeniyle daha da hızlı dönmeye başladı. Bulutsunun içindeki maddeler yoğunlaştıkça içindeki atomlar artan frekanslarla çarpışmaya başladı. Hemen hemen kütlenin tamamının toplandığı merkezin sıcaklığı etrafındaki diske göre giderek daha da arttı. Kütleçekimi, gaz basıncı, manyetik alanlar ve dönüş küçülen bulutsuyu etkiledikçe kabaca 200 GB çapında, kendi etrafında dönen gezegen öncesi bir diske dönüştü ve merkezde sıcak ve yoğun bir önyıldız oluştu.

Güneş’in evriminin bu dönemine benzeyen, genç, birleşme öncesi güneş kütlesine sahip T Tauri yıldızları üzerine yapılan incelemeler sıklıkla gezegen oluşumu öncesi disklerin bu tür yıldızlarla bir arada bulunduğunu gösterir. Bu diskler birkaç yüz gök birimi genişliğe ve en sıcak oldukları noktada ancak bin kelvin sıcaklığa ulaşırlar.

Işık yılları genişliğinde, güneşin oluştuğu öncül bulutsuya benzeyen, Orion Bulutsusu’nda gezegen öncesi disklerin Hubble tarafından çekilmiş görseli.

Yaklaşık 100 milyon yıl sonra içeri çöken bulutsunun merkezinde bulunan hidrojenin yoğunluğu ve basıncı önyıldızın nükleer füzyona başlamasına yetecek miktara gelmişti. Termal enerjinin kütleçekimsel daralmaya karşı durabildiği hidrostatik dengeye ulaşana kadar bu artış devam etti. İşte bu noktada güneş artık tam bir yıldız olmuştu.

Geride kalan gaz ve tozdan ibaret güneş bulutsusundan çeşitli gezegenler oluşmuştur. Bu oluşumun kaynaşma süreciyle olduğuna inanılmaktadır. Kaynaşma; gezegenlerin merkezde yeralan önyıldız çevresinde dönen toz taneleri olarak başlamaları, yavaş yavaş bir ile on metre çapında topaklar hâline gelmeleri, daha sonra çarpışarak 5 km çapında gezegenciklere dönüşmeleri, ve sonraki birkaç milyon yıl boyunca çarpışmalara devam ederek her yıl kabaca 15 cm kadar büyümeleri sürecidir.

İç Güneş Sistemi, su ve metan gibi uçucu moleküllerin yoğunlaşmasına izin vermeyecek kadar çok sıcaktı, dolayısıyla oluşan gezegencikler gezegen öncesi diskin yalnızca 0,6% kütlesinden ibaretti ve genel olarak silikatlar ve metaller gibi yüksek erime noktasına sahip olan kimyasal bileşiklerden oluşmuşlardı. Bu kayasal gökcisimleri sonunda yerbenzeri gezegenler oldu. Daha ötelerde Jüpiter’in kütleçekimsel etkisi gezegen öncesi gökcisimlerinin biraraya gelmesini engelledi ve geride asteroit kuşağı kaldı.

Daha da ötede, donma hattının gerisinde, daha uçucu olan buzlu bileşiklerin katı kalabileceği yerde, Jüpiter ve Satürn gaz devi hâline geldi. Uranüs ve Neptün daha az madde yakalayabildi ve çekirdeklerinin hidrojen bileşiklerinden oluşan buzdan meydana geldiğine inanıldığı için buz devi olarak bilinirler.

Sanatçı gözüyle Güneş’in gelecekteki evrimi. Solda ana dizi, ortada kızıl dev, sağda beyaz cüce.

Genç Güneş enerji üretmeye başladıktan sonra güneş rüzgârı gezegen öncesi diskte bulunan gaz ve tozu yıldızlararası uzaya doğru gönderdi ve böylece gezegenlerin oluşumunu durdurdu. T Tauri yıldızları daha kararlı ve eski yıldızlara nazaran daha güçlü yıldız rüzgârlarına sahiptir.

Gökbilimciler Güneş Sisteminin güneş ana diziden uzaklaşmaya başlayıncaya kadar bugünkü hâliyle kalacağını tahmin etmektedir. Güneş hidrojen yakıtını yaktıkça geride kalan yakıtı yakabilmek için giderek ısınır, dolayısıyla da daha hızlı yakmaya devam eder. Sonuç olarak kabaca her 1,1 milyar yılda bir yüzde on oranında parlaklığı artmaktadır.

Tahminlere göre bugünden yaklaşık 6,4 milyar yıl sonra Güneş’in çekirdeği o kadar sıcak olacak ki daha az yoğun olan üst katmanlarda da hidrojen kaynaşması oluşmaya başlayacak. Bunun sonunda Güneş şu anki çapının kabaca 100 katı kadar genişleyecek ve bir kızıl dev olacaktır. Sonra da oldukça artmış olan yüzey alanı nedeniyle soğumaya başlayacak ve parlaklığını yitirecektir.

En sonunda Güneş’in dış katmanları ayrılacak ve geride olağanüstü derecede yoğun bir gökcismi olan beyaz cüce kalacaktır. Bu beyaz cüce Güneş’in ilk kütlesinin yarısına sahip olacak ancak büyüklüğü dünya kadar olacaktır.

Güneş

Dünya’dan görünüşüyle Güneş.

Güneş, Güneş Sistemi’nin ana yıldızı ve en önemli öğesidir. Büyük kütlesi nükleer kaynaşmayı sürdürmek için yeterince yüksek bir iç yoğunluk sağlar. Nükleer kaynaşma çok büyük miktarlarda enerji açığa çıkarır ve bu enerjinin çoğu görünür ışık gibi elektromanyetik ışımalarla dış uzaya yayılır.

Güneş kısmen büyük bir sarı cüce olarak sınıflandırılır ama galaksimizde bulunan diğer yıldızlarla kıyaslandığında bu isim yanıltıcı olabilir çünkü Güneş oldukça büyük ve parlaktır. Yıldızlar, parlaklıkları ve yüzey sıcaklıklarına göre yerleştirildikleri Hertzsprung-Russell diyagramı ile sınıflandırılır. Genel olarak daha sıcak olan yıldızlar daha parlaktır. Bu modele uyan yıldızlar ana diziyi oluşturur ve Güneş ana dizinin tam ortasında yer alır. Ancak Güneş’ten daha parlak ve sıcak yıldızlara az rastlanırken, daha az parlak ve soğuk yıldızlara sıkça rastlanır.

Hertzsprung-Russell diyagramı; ana dizi sağ alttan sol üste kadar uzanır.

Güneş’in ana dizideki konumunun bir yıldızın yaşamının en güzel dönemi olduğuna inanılmaktadır. Henüz nükleer kaynaşma için kullandığı yakıt olan hidrojen kaynaklarını tüketmemiştir. Güneş gittikçe daha parlaklaşmaktadır, yaşamının başlarında şu ankinden 75% daha az parlaktı.

Güneş’in içinde bulunan hidrojen ve helyum oranlarının hesaplanması sonucunda yaşam süresinin yarısında olduğu ortaya çıkmaktadır. Sonunda ana diziden uzaklaşacak ve daha büyük, daha parlak ama daha soğuk olacak, kızıllaşarak yaklaşık beş milyar yıl içinde de kızıl dev hâline gelecektir. Bu noktada parlaklığı şu anki değerinin birkaç bin katı olacaktır.

Güneş Öbek I yıldızıdır; yani evrenin gelişiminin son dönemlerinde doğmuştur. Daha yaşlı olan Öbek II yıldızlardan daha fazla miktarda, hidrojen ve helyumdan ağır elementler (gökbilimsel anlamda “metaller”) barındırır. Hidrojen ve helyumdan daha ağır olan elementler eski ve patlayan yıldızların çekirdeklerinde oluşmuştur. Yani evrende bu elementlerin bulunabilmesi için ilk kuşak yıldızların ölmesi gerekmiştir. En eski yıldızlarda çok az miktarda metal varken, daha sonra doğan yıldızlarda daha fazla metal vardır. Bu yüksek metallik oranının Güneş’in gezegen sistemi oluşturmasında çok önemli olduğuna inanılmaktadır çünkü gezegenler bu metallerin kaynaşmasından oluşmuştur.

Gezegenlerarası ortam

Günküresel akım katmanı

Güneş, ışığın yanı sıra plazma denen yüklü parçacıklardan oluşan güneş rüzgârını da ışıma yoluyla uzaya yayar. Bu parçacık akımı dışarı doğru saatte yaklaşık 1,5 milyon kilometre hızla yol alır ve günküre denen, Güneş Sistemi’nin içine yaklaşık 100 GB kadar giren seyrek bir atmosfer oluşturur. Buna aynı zamanda gezegenlerarası ortam adı da verilir. Güneş’in 11 yıllık güneş çevrimi, sıklıkla oluşan güneş parlamaları ve koronal kütle atımı günküreyi karıştırarak uzayda bir hava durumu oluşturur. Güneş’in dönen manyetik alanı gezegenlerarası ortamı etkileyerek Güneş Sistemi’nde en büyük yapı olan günküresel akım katmanını oluşturur.

Dünya yörüngesinden gözüken güney kutup ışıkları.

Dünya’nın manyetik alanı atmosferini, güneş rüzgârı ile etkileşime girmekten korur. Venüs ve Mars’ın manyetik alanı yoktur dolayısıyla da güneş rüzgârı bu gezegenlerin atmosferinin yavaş yavaş uzaya doğru kaçmasına neden olur. Güneş rüzgârının Dünya’nın manyetik alanıyla etkileşime geçmesi sonucunda manyetik kutuplar yakınlarında gözlemlenen kutup ışıkları oluşur.

Kozmik ışınlar Güneş Sistemi dışı kaynaklıdır. Günküre Güneş Sistemini kısmen korur, ayrıca gezegenlerin manyetik alanları (eğer varsa) da koruma sağlar. Yıldızlararası ortamda bulunan kozmik ışınların yoğunluğu ve Güneş’in manyetik alanının kuvveti çok uzun zaman dilimleri içinde değişiklik gösterir. Dolayısıyla da Güneş Sistemi içinde kozmik ışıma düzeyi değişiklik gösterir ama bunun ne kadar olduğu bilinmemektedir.

Gezegenlerarası ortamda en az iki disk tipi kozmik toz bölgesi bulunur. Birincisi iç Güneş Sistemi’nde yer alan ve zodyak ışıklarına neden olan zodyak toz bulutudur. Büyük bir olasılıkla, gezegenler arasındaki etkileşim nedeniyle asteroit kuşağında meydana gelen çarpışmalar sonucunda oluşmuştur İkincisi 10 GB ile 40 GB arasında uzanır ve büyük bir olasılıkla Kuiper kuşağında meydana gelen benzer çarpışmalar sonucunda oluşmuştur.

İç Güneş Sistemi

İç Güneş Sistemi, yerbenzeri gezegenlerin ve asteroit kuşağının bulunduğu bölgeye verilen addır. Asıl olarak silikatlar ve metallerden oluşan bu bölgedeki gökcisimleri Güneş’e oldukça yakındır. Bu bölgenin yarıçapı, Jüpiter ile Satürn arasındaki uzaklıktan küçüktür. Eskiden bu bölgeye iç uzay, asteroit kuşağının ötesindeki bölgeye de dış uzay denmekteydi.

İç gezegenler

İç gezegenler. Soldan sağa: Merkür, Venüs, Dünya, ve Mars (boyutlar ölçeklidir.)

Dört iç gezegen yoğun, kayaç bir yapıya sahiptir. Doğal uyduları ya çok azdır, ya da hiç yoktur. Gezegen halkaları bulunmaz. Yüksek ergime noktasına sahip olan minerallerden oluşmuştur. Silikatlar katı taşküreyi ve yarı akışkan mantoyu oluşturur. Demir ve nikel gibi metaller ise gezegenlerin çekirdeğini oluşturur. İç gezegenlerden üçünün (Venüs, Dünya ve Mars) önemli birer atmosferi vardır. Hepsinde göktaşlarının oluşturduğu kraterler ve yanardağlar ile yarık vadiler gibi tektonik yüzey şekilleri bulunur.

Merkür

Merkür (0,4 GB) Güneş’e en yakın ve en küçük (0,055 Dünya kütlesi) gezegendir. Doğal uydusu yoktur ve göktaşı kraterlerinden başka bilinen tek jeolojik özelliği; büyük bir olasılıkla oluşumunun başlarında geçirdiği büzülme döneminde oluşmuş olan “kırışıklık sırtları”dır. Merkür’ün önemsenmeyecek kadar az olan atmosferi güneş rüzgârı nedeniyle yüzeyinden kopan atomlardan oluşur. Görece büyük demir çekirdeği ve ince mantosu henüz tam olarak açıklanamamıştır. Varsayımlar arasında, büyük bir çarpışma nedeniyle dış katmanlarından kurtulduğu ve genç Güneş’in enerjisi yüzünden tam olarak kaynaşma yoluyla büyüyemediği vardır.

Venüs

Venüs (0,7 GB) boyut olarak Dünya’ya yakındır (0,815 Dünya kütlesi) ve Dünya’ya benzer şekilde demir çekirdeğin çevresinde kalın silikat bir mantosu, önemli ölçüde bir atmosferi vardır, ayrıca iç jeolojik etkinliğin varlığına dair kanıtlar mevcuttur. Ancak Dünya’dan çok daha kurudur ve atmosferi doksan kat daha yoğundur. Venüs’ün doğal uydusu yoktur. Yüzey sıcaklığı 400 °C’nin üzerindedir, muhtemelen atmosferdeki sera gazları miktarının sebep olduğu bu durum Venüs’ü en sıcak gezegen yapar. Günümüzde jeolojik etkinlik olduğuna dair kesin kanıtlar bulunmamakla birlikte, Venüs’ün önemli ölçüde bir atmosferi oluşturacak manyetik alanı olmamasından dolayı, varolan atmosferin ancak volkanik patlamalarla yenilendiği sanılmaktadır.

Dünya

Dünya (1 GB) iç gezegenlerin içinde en büyük ve en yoğun olandır. Jeolojik etkinliği devam ettiği ve üzerinde yaşam olduğu bilinen tek gezegendir. Sıvı suküresi (hidrosfer) yerbenzeri gezegenler arasında eşsizdir ve levha hareketlerinin gözlemlendiği tek gezegendir. Dünya’nın atmosferi diğer gezegenlerin atmosferlerinden tamamen farklıdır, yaşamın olması nedeniyle 21% serbest oksijen içerecek şekilde değişmiştir. Güneş Sistemi içindeki yerbenzeri gezegenler arasında tek büyük doğal uyduya, Ay’a sahip olan gezegendir.

Mars

Mars (1,5 GB) Dünya ve Venüs’ten küçüktür (0,107 Dünya kütlesi). Çoğunlukla karbon dioksitten oluşan önemli bir atmosferi vardır. Olympus Mons gibi yanardağlar ve Valles Marineris gibi yarık vadilerle kaplı olan yüzeyi çok yakın zamanlara kadar jeolojik etkinliğin devam ettiğini göstermektedir. Mars’ın iki çok küçük doğal uydusu vardır. Deimos ve Phobos’un Mars’ın çekimine kapılmış olan asteroitler olduğuna inanılır.

Asteroit kuşağı

Ana asteroit kuşağı ve Truvalı asteroitlerin görseli.

Asteroitler asıl olarak kaya ve uçucu olmayan minerallerden oluşan küçük, Güneş Sistemi gökcisimleridir.

Ana asteroit kuşağı Mars ile Jüpiter arasında, Güneş’ten 2,3 ile 3,3 GB uzaklıktadır. Güneş Sistemi’nin oluşumundan kaldıkları ve Jüpiter’in kütleçekim gücü nedeniyle biraraya gelip bir gezegen oluşturamadıkları düşünülmektedir.

Asteroitlerin büyüklüğü birkaç yüz kilometreden mikroskobik boyutlara kadar değişmektedir. En büyükleri olan Ceres dışında hepsi Güneş Sistemi küçük gökcismi olarak sınıflandırılır, ancak Vesta ve Hygiea gibi bazı asteroitler eğer hidrostatik dengeye ulaştıkları kanıtlanırsa cüce gezegen olarak yeniden sınıflandırılabilirler.

Asteroit kuşağı içinde çapı bir kilometreyi geçen onbinlerce belki de milyonlarca gökcismi bulunur. Buna rağmen ana asteroit kuşağının toplam kütlesinin Dünya’nın kütlesinin binde birini geçmesi pek olası değildir. Ana kuşak çok yoğun değildir ve uzay sondaları sorunsuz olarak buradan geçebilmektedir. Çapları 10 ile 10^-4 m arasında kalan asteroitler göktaşı olarak adlandırılır.

Ceres

Ceres

Ceres (2,77 GB) asteroit kuşağı içindeki en büyük gökcismidir ve cüce gezegen olarak sınıflandırılmıştır. Çapı 1000 km’nin biraz altındadır, bu da kendi yerçekiminin küresel bir şekil oluşturabilmesi için yeterlidir. Ceres 19. yüzyılda ilk keşfedildiğinde gezegen olarak düşünülmüş ancak daha sonraları diğer asteroitlerin de ortaya çıkmasıyla 1850′lerde asteroit olarak sınıflanmıştır. 2006 yılında cüce gezegen olarak yeniden sınıflandırılmıştır.

Asteroit grupları

Ana kuşaktaki asteroitler yörünge özelliklerine göre gruplara ve ailelere ayrılır. Asteroit uydular, daha büyük asteroitlerin etrafında dönen asteroitlerdir. Gezegenlerin uyduları kadar belirgin olarak ayrılamazlar, ve bazen etrafında döndükleri asteroit kadar büyük olurlar. Asteroit kuşağında ayrıca Dünya’nın suyunun kaynağı olabilecek ana kuşak kuyruklu yıldızları da bulunur.

Truvalı asteroitler Jüpiter’in Lagrange noktaları olan L₄ ve L₅ noktalarının (bir gezegenin yörüngesinde kütleçekimsel olarak kararlı bölgeler) her iki yanında yer alır. “Truvalı” terimi ayrıca diğer gezegen ve uyduların Lagrange noktalarında bulunan küçük gökcisimleri içinde kullanılır. Hilda ailesi Jüpiter ile 2:3 yörüngesel rezonans içindedir, yani Jüpiter’in Güneş’in çevresinde döndüğü her iki turda Hilda ailesi asteroitleri üç tur atar.

İç Güneş Sistemi içinde ayrıca birçok başıboş asteroit de bulunur. Bunların yörüngeleri iç gezegenlerin yörüngeleri ile kimi zaman çakışır.

Orta Güneş Sistemi

Güneş Sistemi’nin orta bölgesinde gaz devleri ve bunların gezegen boyutunda uyduları yer alır. Centaurlar gibi birçok kısa dönemli kuyruklu yıldız da bu bölgede bulunur. Bu bölgeye bazen “dış Güneş Sistemi” de denir ancak bu terim son zamanlarda Neptün ötesindeki bölge için kullanılmaktadır. Bu bölgede bulunan katı gökcisimleri iç Güneş Sistemi’nin kayalıklı üyelerinden daha yüksek oranda “buz” içeren (su, amonyak ve metan) bir yapıya sahiptir.

Dış gezegenler

Yukarıdan aşağıya: Neptün, Uranüs, Satürn, ve Jüpiter (ölçeksiz).

Dört dış gezegen ya da gaz devi Güneş’in çevresindeki yörüngede dönen kütlenin 99%’unu oluşturur. Jüpiter ve Satürn’ün atmosferleri asıl olarak hidrojen ve helyumdan oluşur. Uranüs ve Neptün’ün atmosferlerinde yüksek yüzdelerde su, amonyak ve metan “buz”u bulunur. Bazı gökbilimciler bu iki gezegenin “buz devi” adı verilen başka bir sınıfta değerlendirilmesini önermiştir. Gaz devlerinin dördünün de gezegen halkaları vardır ancak sadece Satürn’ün halkaları Dünya’dan kolaylıkla gözlemlenmektedir.

Jüpiter

Jüpiter (5,2 GB), diğer gezegenlerin tüm kütlesinin 2,5 katına denk gelen 318 Dünya kütlesiyle en büyük gezegendir. Asıl olarak hidrojen ve helyumdan oluşmuştur. Jüpiter’in kuvvetli iç ısısı atmosferinde bulut kuşakları ve Büyük Kırmızı Leke gibi yarı kalıcı oluşumlara neden olur. Jüpiter’in bilinen altmış üç doğal uydusu vardır. En büyük dört uydusu Ganymede, Callisto, İo, ve Europa yanardağ oluşumu ile içeriden ısınma gibi özellikler bakımından yerbenzeri gezegenler ile benzerlikler gösterir. Güneş Sistemi’nin en büyük doğal uydusu Ganymede Merkür’den daha büyüktür.

Satürn

Satürn (9,5 GB), geniş halkaları ile tanınır ve atmosferik içeriği gibi çeşitli noktalarda Jüpiter ile benzerlik gösterir. Satürn’ün kütlesi çok daha azdır (95 Dünya kütlesi). Satürn’ün altmış bilinen ve üç tane doğrulanmamış doğal uydusu vardır. Bunların ikisi Titan ve Enceladus buzdan oluşmalarına rağmen volkanik etkinlik gösterir. Titan, Merkür’den daha büyüktür ve Güneş Sistemi’nde önemli bir atmosfere sahip olan tek uydudur.

Uranüs

Uranüs (19,6 GB), dış gezegenlerin en hafifidir (14 Dünya kütlesi). Gezegenler arasında tutulum çemberi ile doksan derecenin üzerinde açı yapan eksenel eğikliğe sahip tek gezegendir, Güneş’in etrafında yan yatmış olarak döner. Çekirdeği diğer gaz devlerine göre daha soğuktur ve uzaya çok az ısı yayar.Uranüs’ün yirmi yedi bilinen doğal uydusu vardır. Bunlar arasında en büyükleri Titania, Oberon, Umbriel, Ariel ve Miranda’dır.

Neptün

Neptün (30 GB), Uranüs’ten biraz küçük olmasına rağmen daha ağır (17 Dünya kütlesi) ve yoğundur. Daha fazla iç ısı yaymasına rağmen bu Jüpiter ve Satürn’den daha azdır. Neptün’ün bilinen on üç doğal uydusu vardır. En büyüğü Triton sıvı nitrojenden kaynaçları ile jeolojik olarak etkindir. Triton, geri devimli yörüngeye sahip olduğu bilinen tek doğal uydudur.

Kuyruklu yıldızlar

Hale-Bopp kuyruklu yıldızı

Kuyruklu yıldızlar, yalnızca birkaç kilometre büyüklüğünde olan, asıl olarak uçucu buzlardan oluşan Güneş Sistemi küçük gökcisimleridir. Oldukça fazla dışmerkezli yörüngeleri bulunur. Genellikle günberileri iç gezegenlerin yörüngeleri yakınında, günöteleri de Plüton’un ötesindedir. Bir kuyruklu yıldız iç Güneş Sistemi’ne girdiğinde Güneş’e yakınlığı nedeniyle buzdan yüzeyleri süblimleşerek iyonize olur ve çıplak gözle görülebilen gaz ve tozdan oluşan uzun kuyruklu yıldız saçını (koma) oluşturur.

Kısa periyotlu kuyruklu yıldızlar iki yüz yıldan az süren yörüngelere sahiptir. Uzun periyotlu kuyruklu yıldızların yörüngesi binlerce yıl sürer. Kısa periyotlu kuyruklu yıldızların Kuiper kuşağında, Hale-Bopp kuyruklu yıldızı gibi uzun periyotlu kuyruklu yıldızların da Oort bulutunda doğduklarına inanılır. Kreutz grubu gibi birçok kuyruklu yıldız grubu tek bir ana kuyruklu yıldızın parçalanmasıyla oluşmuştur. Hiperbolik yörüngeye sahip bazı kuyruklu yıldızlar Güneş Sistemi dışından gelmiş olabilir ancak bunların yörüngelerini belirlemek oldukça zordur. Uçucu bileşenlerinin çoğu Güneş’e yaklaştıklarında oluşan ısınma nedeniyle artık tamamen kaybolmuş olan eski kuyruklu yıldızlar sıklıkla asteroit olarak sınıflandırılır.

Centaurlar

Centaurlar, Jüpiter ile Neptün arasındaki bölgede yörüngede olan, 9 ile 30 GB uzaklıkta bulunan, buzdan oluşan kuyruklu yıldız benzeri gökcisimleridir. Bilinen en büyük centaur 10199 Chariklo’nun çapı 200 ile 250 km arasındadır. İlk keşfedilen centaur 2060 Chiron kuyruklu yıldız olarak adlandırılmıştır çünkü Güneş’e yaklaştıkça kuyruklu yıldızlar gibi bir kuyruk oluşturur. Bazı gökbilimciler centaurları içeri doğru saçılmış Kuiper kuşağı gökcisimleri olarak sınıflandırır.

Neptün ötesi bölge

Neptün‘ün ötesindeki alan ya da “Neptün ötesi bölge”, hâlâ büyük oranda keşfedilmemiş durumdadır. En büyüğü Dünya’nın beşte biri kadar bir çapa ve Ay’dan daha küçük bir kütleye sahip, çoğunlukla kaya ile buzdan oluşmuş, oldukça çok sayıda küçük gezegencikten meydana geldiği görünmektedir. Bu bölge bazen dış Güneş Sistemi olarak ifade edilmekteyse de bazıları bu terimi asteroit kuşağının ötesi için kullanır.

Kuiper kuşağı

Bilinen tüm Kuiper kuşağı gökcisimlerinin dört dış gezegen ile birlikte görüntüsü.

Kuiper kuşağı bölgenin ilk oluşumudur ve asteroit kuşağına benzer şekilde büyük bir enkaz halkasıdır ancak büyük ölçüde buzdan oluşmuştur. Güneş’ten 30 ile 50 GB uzaklıktadır. Bu bölgenin kısa periyotlu kuyruklu yıldızların doğduğu yer olduğu düşünülmektedir. Genel olarak Güneş Sistemi küçük gökcisimlerinden oluşmuştur fakat Quaoar, Varuna, (136108) 2003 EL₆₁, (136472) 2005 FY₉ ve Orcus gibi Kuiper kuşağının en büyük cisimleri cüce gezegenler olarak tekrar sınıflandırılabilir. Çapı 50 km’nin üzerinde 100.000′den fazla Kuiper kuşağı gökcismi olduğu tahmin edilmektedir ancak Kuiper kuşağının toplam kütlesinin Dünya’nın kütlesinin onda biri hatta yüzde biri olduğu düşünülmektedir. Birçok Kuiper kuşağı gökcisminin birden fazla doğal uydusu vardır. Çoğunun yörüngesi tutulum çemberinin dışına çıkar.

Rezonant ve klasik Kuiper kuşağını gösteren diyagram

Kuiper kuşağı kabaca “rezonant” kuşak ve “klasik” kuşak olarak ikiye ayrılabilir. Rezonant kuşak, yörüngesi Neptün’ün yörüngesine bağlı olan gökcisimlerinden oluşur. Örneğin Neptün’ün her üç dönüşü için iki kere dönen ya da her iki dönüşü için bir kere dönen gökcisimleri gibi. Rezonant kuşak aslında Neptün’ün yörüngesi içinde başlar. Klasik kuşakta Neptün ile rezonans hâlinde olmayan gökcisimleri bulunur ve kabaca 39,4 GB ile 47,7 GB arasında yer alır. Klasik Kuiper kuşağının bireyleri ilk keşfedilen üyeleri (15760) 1992 QB₁‘in isminden ötürü cubewano olarak adlandırılır.

Plüton ve Charon

Plüton (ortalama 39 GB) cüce gezegeni Kuiper kuşağının bilinen en büyük gökcismidir. 1930 yılında keşfedildiğinde Güneş Sistemi’nin dokuzuncu gezegeni olarak değerlerdirilmişti, 2006 yılında resmî bir gezegen tanımının kabulünden sonra bu değişmiştir. Plüton’un yörüngesi görece dış merkezlidir. Tutulum düzlemiyle 17 derecelik bir açı yapar ve günberide 29,7 GB’den (Neptün’ün yörüngesi içinde) günötede 49,5 GB’ne kadar uzanır.

Plüton ve bilinen üç doğal uydusu.

Plüton’un en büyük uydusu olan Charon’un gelecekte uydu sınıfında mı kalacağı yoksa cüce gezegen olarak mı sınıflandırılacağı kesinlik kazanmamıştır. Plüton ve Charon yüzeylerinin ötesindeki bir kütle merkezinin etrafındaki yörüngede döner ve bundan dolayı Plüton-Charon bir ikili sistem oluşturur. Daha küçük olan iki doğal uydu Nix ve Hydra Plüton ile Charon’un etrafında döner.

Plüton Neptün ile 3:2′lik bir rezonans içinde (Neptün’ün Güneş etrafında her üç dönüşü için Plüton iki kere döner) rezonans kuşağında yer alır. Kuiper kuşağı içinde bu rezonansı paylaşan gökcisimlerine plütinolar denir.

Seyrek disk

Kara: seyrek; mavi: klasik; yeşil: rezonant

Seyrek disk Kuiper kuşağı ile örtüşür ama daha da dışarıya doğru uzanır. Seyrek diskte bulunan gökcisimlerinin Kuiper kuşağından geldiğine inanılır. Bu gökcisimleri Neptün’ün oluşum aşamasındaki dışarı doğru hareketi sırasında meydana gelen kütleçekimsel etkiler sonucunda kararsız yörüngelere saçılmışlardır. Seyrek diskteki gökcisimlerinin çoğunun günberisi Kuiper kuşağı içindedir ama günötesi 150 GB kadar uzaktadır. Bu gökcisimlerinin yörüngeleri tutulum düzlemi ile oldukça eğimlidir ve hatta kimi zaman diktir. Bazı gökbilimciler seyrek diskin Kuiper kuşağının bir bölgesi olarak değerlendirir ve buradaki nesneleri “seyrek Kuiper kuşağı nesneleri” olarak tanımlarlar.

Eris ve doğal uydusu Dysnomia

Eris

Eris (ortalama 68 GB) bilinen en büyük seyrek disk gökcismidir. Tahmini 2400 km’lik çapıyla Plüton’dan 5% daha büyük olması nedeniyle bir gezegenin nasıl tanımlanacağı konusundaki tartışmaları başlatmıştır. Bilinen cüce gezegenlerin en büyüğüdür. Tek doğal uydusu Dysnomia’dır. Plüton gibi yörüngesi oldukça dış merkezlidir. Günberisi 38,2 GB (kabaca Plüton’un Güneş’ten uzaklığına eş) ve günötesi 97,6 GB’dir.

Daha öte bölgeler

Voyager günkınına (heliosheath) girerken.

Güneş Sistemi’nin bitip yıldızlararası uzayın başladığı nokta tam olarak tanımlanmamıştır, çünkü dış sınırlar iki ayrı kuvvet tarafından, güneş rüzgârı ve Güneş’in kütleçekimi tarafından şekillenir. Güneş rüzgârının yaklaşık olarak Plüton’un uzaklığının dört katı kadar uzaklıkta yıldızlararası ortama yenik düştüğüne inanılır. Ancak Güneş’in Roche küresinin yani kütleçekimsel etkisinin, etkin menzilinin bin kat daha öteye uzandığına inanılır.

Gündurgun (Heliopause)

Günküre iki ayrı bölgeye ayrılır. Güneş rüzgârı maksimum hızıyla Plüton’un yörüngesinin üç katı uzaklığa yani yaklaşık 95 GB öteye kadar uzanır. Bu bölgenin kıyısı güneş rüzgârının yıldızlararası ortamdan gelen rüzgârlarla çarpıştığı noktadır. Burada rüzgâr yavaşlar, yoğunlaşır ve daha türbülanslı hâle gelir. Bir kuyruklu yıldızın kuyruğu gibi görünen ve davranan, günkını diye bilinen büyük oval bir yapı oluşur ve yıldız rüzgârı yönünde 40 GB kadar, aksi yönde de bunun birçok katı kadar uzanır. Günkürenin dış sınırına gündurgun adı verilir. Bu bölge güneş rüzgârının tamamen sona erdiği ve yıldızlararası uzayın başladığı noktadır.

Günkürenin dış kenarının şekli, hem yıldızlararası ortam ile olan etkileşimlerin akışkanlar dinamiğine göre hem de güneye doğru yönelen güneşin manyetik alanıyla belirlenir. Örneğin, kuzey yarıkürede, güney yarıküreye göre 9 GB daha öteye uzanır. Gündurgunun ötesinde yaklaşık 230 GB’nde Güneş’in Samanyolu içinde yol alırken geride bıraktığı plazma dalgası bulunur.

Henüz gündurgunun ötesine hiçbir uzay aracı geçmemiştir bu nedenle de yerel yıldızlararası uzayın koşullarını kesin olarak bilmek mümkün değildir. Günkürenin Güneş Sistemi’ni kozmik ışınlardan nasıl koruduğu tam olarak anlaşılamamıştır. Bunu anlamak için günkürenin ötesine bir görev uçuşu düzenlenmesi önerilmiştir.

Oort bulutu

Sanatçı gözüyle Kuiper kuşağı ve varsayımsal Oort bulutu

Sedna’nın teleskopik görseli.

Varsayımsal Oort bulutu bir trilyon kadar buz gökcisminden oluşan, tüm uzun periyotlu kuyruklu yıldızların doğduğu yer olduğuna inanılan, Güneş Sistemi’ni 50 GB’den çevrelemeye başlayarak kabaca 1 ışık yılı, 50.000 GB uzaklığa kadar yayılan ve 100.000 GB’e kadar (1,8 ışıkyılı) uzanması olası olan büyük bir kütledir. Dış gezegenlerle olan kütleçekimsel etkileşimler sonucunda iç Güneş Sistemi’nden dışarı doğru atılmış gökcisimlerinden oluştuğuna inanılır. Oort bulutu gökcisimleri çok yavaş hareket eder ve çarpışmalar, geçen bir yıldızın kütleçekimsel etkileri ya da galaktik gelgit gibi sık rastlanmayan olaylardan etkilenir.

Sedna ve iç Oort bulutu

90377 Sedna büyük, Plüton benzeri kızılımsı bir gökcismidir. Çok büyük bir elliptik yörüngesi vardır, günberisi 76 GB’den başlar ve günötesi 928 GB’den geçer, dönüşü 12.050 yıl sürer. Gökcismini 2003 yılında bulan Mike Brown, Sedna’nın ne seyrek diskin ne de Kuiper kuşağının bir parçası olamayacağını, çünkü günberisinin Neptün’ün dışarı doğru hareketinden etkilenemeyecek kadar uzakta olduğunu belirtir. Onunla birlikte bazı gökbilimciler, 45 GB’lik günberi, 415 GB’lik günöte ve 3420 yıllık yörünge periyoduna sahip olan 2000 CR₁₀₅ gökcismiyle birlikte Sedna’nın ayrı bir sınıflandırmaya ait olabileceğini düşünmektedir. Brown bu yeni sınıflandırmayı “İç Oort bulutu” olarak tanımlar. Her ne kadar Güneş’e yakın olsa da Oort bulutunun oluşumuna benzer bir süreç ile oluşmuş olabileceği düşünülmektedir. Şekli kesin olarak belirlenememiş olmasına rağmen, Sedna büyük olasılıkla bir cüce gezegendir.

Sınırlar

Güneş Sistemi’mizin çoğu hâlâ bilinmemektedir. Güneş’in kütleçekim alanının yaklaşık iki ışık yılı (125.000 GB) uzaklığa kadar olan çevredeki yıldızların kütleçekim kuvvetlerine baskın çıktığı tahmin edilmektedir. Buna karşın Oort bulutunun dış kısmı 50.000 GB’nin ötesine geçemez. Sedna gibi buluşlara rağmen, Kuiper kuşağı ile Oort bulutu arasındaki onbinlerce GB yarıçaplı alanın hemen hemen hiç haritası çıkarılamamıştır. Aynı zamanda Merkür ile Güneş arasındaki bölge hakkında da çalışmalar devam etmektedir. Güneş Sistemi’nin haritalanmamış bölgelerinde yeni gökcisimleri hâlâ keşfedilebilir.

Gökada içindeki yeri

Güneş Sisteminin gökadamız içinde yeri

Güneş Sistemi, yaklaşık 100.000 ışık yılı çapında olan ve içinde 200 milyar civarında yıldız barındıran Samanyolu gökadasında yer alır. Güneşimiz Samanyolu’nun Orion Kolu diye bilinen dış spiral kollarından birinin içindedir. Güneş’in gökada merkezinden uzaklığı yaklaşık 25.000 ile 28.000 ışık yılı arasındadır ve gökada içinde hızı yaklaşık 220 km/s’dir, öyle ki tam bir turu her 225–250 milyon yılda bir atmaktadır. Bu tur Güneş Sistemi’nin gökadasal yılı olarak bilinir.

Güneş Sistemi’nin gökada içindeki konumu, Dünya üzerinde yaşamın oluşmasında büyük olasılıkla etken olmuştur. Yörüngesi hemen hemen daireseldir ve kabaca spiral kollarla aynı hıza sahiptir, yani çok nadiren spiral kolların içinden geçer. Spiral kollar potansiyel olarak tehlikeli olan süpernovaların daha yoğun olarak bulunduğu bir bölge olduğu için, bu özellik Dünya üzerinde yaşamın oluşabilmesi için çok uzun süreli yıldızlararası kararlılık periyotları sağlamıştır. Güneş Sistemi aynı zamanda gökada merkezinin yıldızlarla dolu ortamından da uzaktadır. Merkezde, yakındaki yıldızlardan gelen kütleçekimsel etkiler Oort bulutunda bulunan gökcisimlerini rahatsız edebilir ve iç Güneş Sistemine birçok kuyruklu yıldız gönderebilirdi. Bu da Dünya üzerindeki yaşamı sona erdirecek potansiyeli olan çarpışmalara neden olabilirdi. Gökada merkezinin yoğun ışıması da karmaşık yaşamın gelişmesini engelleyebilirdi. Bazı bilimadamlarının görüşüne göre, Güneş Sistemi’nin şimdiki konumunda bile, yakın geçmişte oluşmuş süpernovalar radyoaktif toz tanecikleri ve kuyruklu yıldız benzeri gökcisimlerini Güneş’e doğru göndermek suretiyle, son 35.000 yıl içinde Dünya’daki yaşamı ters yönde etkileyebilirlerdi.

Yakın çevre

Sanatçı gözüyle Yerel Kabarcık

Güneş Sistemi’nin gökadadaki yakın çevresi, Yerel Yıldızlararası Bulut olarak bilinir, Yerel Kabarcık içerisindeki yaklaşık 30 ışık yılı genişliğinde yoğun bir bulut alanıdır. Yerel Kabarcık, yıldızlararası ortam içinde bulunan, kum saati şeklinde ve yaklaşık 300 ışık yılı genişliğinde bir boşluktur. Kabarcık yakın geçmişte oluşmuş çeşitli süpernovaların ürünü olan yüksek sıcaklıkta plazma ile kaplanmıştır.

Güneş’in yıldızlararası uzayda izlediği yol üzerindeki doruk noktası Hercules takımyıldızı yakınlarında, parlak yıldız Vega’nın bulunduğu yöndedir.

Güneş’e on ışık yılı (95 trilyon km) yakınlıktaki alanda nisbeten az yıldız bulunur. En yakını 4,4 ışık yılı uzaklıkta bulunan üçlü yıldız sistemi Alpha Centauri’dir. Alpha Centauri A ve Alpha Centauri B Güneş benzeri, birbirine yakın bir çift yıldızdır. Aynı zamanda Proxima Centauri olarak da bilinen küçük kızıl cüce Alpha Centauri C bu çift yıldıza 0,2 ışık yılı uzaklıktaki yörüngede döner. Bunlardan sonra 5,9 ışık yılı uzaklıkta kızıl cüce Barnard Yıldızı, 7,8 ışık yılı uzaklıkta kızıl cüce Wolf 359 ve 8,3 ışık yılı uzaklıkta kızıl cüce Lalande 21185 yer alır. On ışık yılı yakınlıkta bulunan en büyük yıldız, Güneş’in iki katı kütleye sahip parlak bir ana dizi yıldızı olan Sirius’dur. Bu yıldızın yörüngesinde Sirius B denen beyaz cüce döner. Sirius 8,6 ışık yılı uzaklıktadır. On ışık yılı içinde bulunan diğer yıldız sistemleri 8,7 ışık yılı uzaklıktaki ikili kızıl cüce sistemi Luyten 726-8 ve 9,7 ışık yılı uzaklıkta yer alan tekil kızıl cüce Ross 154’tür Güneş’e benzer en yakın tekil yıldız 11,9 ışık yılı uzakta bulunan Tau Ceti’dir. Kütlesi Güneş’in kütlesinin yüzde seksenidir ancak parlaklığı yalnızca yüzde altmışı kadardır. Güneş’e en yakın gezegen sistemine sahip yıldız sistemi, 10,5 ışık yılı uzakta yer alan ve Güneş’ten daha az parlak ve daha çok kızıl olan Epsilon Eridani yıldız sistemidir. Varlığı kanıtlanan tek gezegeni Epsilon Eridani b’nin kütlesi kabaca Jüpiter’in 1,5 katıdır ve yıldızının çevresinde her 6,9 yılda bir tur atar.

Keşif ve araştırma

Binlerce yıl boyunca bir kaç istisna haricinde insanoğlu Güneş Sistemi’nin varlığına inanmadı. İnanışlara göre Dünya, Evren’in merkezinde sabit olarak durmaktaydı ve gökyüzünde bulunan kutsal göksel nesnelerden de farklı bir kategorideydi. Nicolaus Copernicus ve Hintli gökbilimci Aryabhata ile Yunan filozof Samoslu Aristarchus gibi öncülleri kozmosun güneş merkezli düzeni hakkında kuramlar geliştirmişlerdi. Galileo Galilei, Johannes Kepler, ve Isaac Newton tarafından önderlik edilen 17. yüzyılın kavramsal ilerlemeleri aşama aşama yalnızca Dünya’nın Güneş’in etrafında döndüğü fikrinin değil aynı zamanda diğer gezegenlerin de Dünya’nın uyduğu aynı fiziksel kurallara uyduğu dolayısıyla da tinsel değil maddesel varlıklar olduğu fikirlerinin de Kabul edilmesini sağlamıştır.

Teleskopik gözlemler

Isaac Newton’un teleskopunun bir kopyası.

Güneş Sistemi’nin ilk araştırması, gökbilimcilerin çıplak gözle görülemeyecek kadar sönük olan gökcisimlerinin haritasını çıkarmaya başladıklarında teleskoplarla yapıldı.

Galileo Galilei, Güneş Sistemi’nin üyeleri hakkında fiziksel bulguları keşfeden ilk kişidir. Ay yüzünde kraterler olduğunu Güneş’in üzerinde güneş lekeleri bulunduğunu, ve Jüpiter’in yörüngesinde dört uydusu olduğunu keşfetmiştir. ^] Galileo’nun keşifleri takip eden Christiaan Huygens Satürn’ün uydusu Titan’ı ve Satürn’ün halkalarının şeklini keşfetmiştir.  Giovanni Domenico Cassini, Satürn’in dört uydusunu, Satürn’ün halkaları arasında yer alan Cassini ayrımını, ve Jüpiter’in Büyük Kırmızı Leke’sini keşfetmiştir.

Edmond Halley 1705 yılında bir kuyruklu yıldızın farklı zamanlarda görülen kayıtlarının aslındaher 75-76 yılda bir düzenli olarak geri gelen bir gökcismine ait olduğunu farketti. Bu Güneş’in çevresinde gezegenlerin dışında gökcisimlerinin de yörüngede olduğuna dair ilk kanıttı. Bu sıralarda (1704) “güneş sistemi” terimi ilk olarak kullanılmaya başlandı

William Herschel 1781 yılında Taurus takımyıldızında bir ikili yıldız sistemini incelerken yeni bir kuyruklu yıldız olduğunu sandığı bir gökcismiyle karşılaştı. Aslında bu gökcisminin yörüngesi yeni bir gezegen olduğunu kanıtladı. Uranüs keşfedilen ilk gezegendir.

Giuseppe Piazzi 1801 yılında Mars ile Jüpiter arasında başlarda yeni bir gezegen olduğuna inanılan Ceres’i keşfetti. Ancak aynı bölgede ardı ardına gelen küçük dünyaların keşfi sonucunda yeni bir sınıflama olan asteroit ortaya çıkmıştır.

Uranüs’ün yörüngesi üzerindeki tutarsızlık 1846 yılında daha uzaktan büyük bir gezegenin çekim gücünün etkisi olabileceği kanısını uyandırdı. Urbain Le Verrier’nin hesaplamaları sonucunda Neptün’ün keşfi mümkün oldu. Merkür’ün yörüngesinin aşırı günberi devinimi Le Verrier’yi 1859 yılında Merkür ötesinde Vulkan adında bir gezegen olduğunu önermeye itti ama sonradan bunun doğru olmadığı anlaşıldı.

Güneş Sistemi’nin tam olarak ne zaman keşfedildiği tartışma konusu olsa da 19. yüzyılda gerçekleştirilen iki gözlem Güneş Sistemi’nin doğasını ve evrendeki yerini şüphe götürmeyecek şekilde ortaya koymuştur. Bunlardan birincisi 1838 yılında Friedrich Wilhelm Bessel’in başarılı bir şekilde Dünya’nın Güneş etrafındaki hareketinin neden olduğu, bir yıldızın konumunda olan görünen kaymayı, yıldız ıraklık açısını ölçmesidir. Bu Güneş merkezliliğin ilk doğrudan deneysel kanıtı olmasının ötesinde Güneş Sistemimiz ile diğer yıldızlar arasında engin uzaklıkların varolduğunu da açığa çıkarmıştır. İkinci olarak da 1856 yılında Peder Angelo Secchi, yeni icat edilen spektroskop kullanarak Güneş’in ve diğer yıldızların tayf izlerini birbiriyle karşılaştırdı ve hemen hemen aynı olduklarını ortaya çıkardı. Güneş’in bir yıldız olduğunun farkına varılması, diğer yıldızların da kendi sistemleri olacağı varsayımını doğurdu ancak bunun kanıtlanması için 140 yıl geçmesi gerekti.

Dış gezegenlerin yörüngelerinde olan diğer tutarsızlıklar Percival Lowell’ı daha da ötede bir başka gezegen daha olması sonucuna itti. Ölümünden sonra Lowell Gözlemevi’nin sürdürdüğü araştırma sonucunda Clyde Tombaugh 1930 yılında Plüton’u keşfetti. Ancak Plüton dış gezegenlerin yörüngelerini bozamayacak kadar küçüktü ve buluşu dolayısıyla tesadüfidir. Ceres gibi Plüton’da önceleri gezegen olarak sınıflandırıldı ancak yakınlarında benzer gökcisimlerinin bulunması üzerine UAB tarafından 2006 yılında cüce gezegen olarak tekrar sınıflandırıldı.

Kendi gezegen sistemimizin dışında 1992 yılında PSR 1257+12 atarcasının yörüngesinde gezegen sisteminin varlığına dair ilk kanıtlar bulundu. Üç yıl sonra ilk Güneş Sistemi dışında güneşbenzeri bir yıldızın etrafında dönengezegen olan 51 Pegasi b keşfedildi. 2008 yılı itibariyle 221 gezegen sistemi bulunmuştur.

Gökbilimciler David Jewitt ve Jane Luu 1992 yılında (15760) 1992 QB₁’yı keşfetti. Bu Kuiper kuşağı diye bilinecek olan, Plüton ve Charon gibi buz gökcisimlerinin bulunduğu ve asteroit kuşağı benzeri bölgede bulunan ilk gökcismiydi.

Mike Brown, Chad Trujillo ve David Rabinowitz 2005 yılında Plüton’dan daha büyük olan, Neptün’ün keşfinden beri Güneş çevresinde dönen en büyük gökcismi Eris’i keşfetti.

Uzay araçları ile gözlemler

Sanatçı gözüyle Pioneer 10. 1983 yılında Plüton’un yörüngesinin ötesine geçmiş, son mesajı Ocak 2003’te 82 GB uzaklıktan alınmıştır. 35 yaşındaki bu uzay sondası 43,400 km/s hızla Güneş’ten uzaklaşmaktadır.

Uzay Çağı’nın başlangıcından beri önemli ölçüde araştırma, çeşitli uzay araştırma kurumları tarafından düzenlenen misyonlarda robot uzay araçları tarafından gerçekleştirildi.

Güneş Sistemi’nde bulunan tüm gezegenler Artık Dünya’dan fırlatılan uzay araçları ile ziyaret edilmiştir. İnsansız gerçekleştirilen bu misyonlarda tüm gezegenlerin yakından çekilmiş fotoğrafları elde edilmiş, ve yüzeye inildiği durumlarda toprak ve atmosfer analizleri kısmen gerçekleştirilebilmiştir.

Uzaya gönderilen insan yapısı ilk nesne 1957’de fırlatılan ve bir yılı aşkın bir süre yörüngede kalan Sovyet uydusu Sputnik 1 ‘dir. Uzaydan Dünya’nın resmini ilk olarak 1959’da fırlatılan ABD uzay sondası Explorer 6 çekmiştir.

Alçaktan uçuşlar

Güneş Sistemi’nde bulunan gökcisimlerinin üzerinden alçaktan uçmayı başaran ilk sonda 1959 yılında Ay görevinde bulunan Luna 1 ‘dir. Aslında Ay yüzüne çarpması planlanan sonda hedefini kaçırmış ve Güneş’in çevresinde yörüngeye giren ilk insan yapısı nesne olmuştur. Mariner 2 1962 yılında Venüs’ün yakınından geçerek başka bir gezegene yaklaşan ilk sonda olmuştur. Mars yakınından yapılan ilk başarılı uçuş 1964’te Mariner 4 iledir. Merkür’ün yakınından ise 1974’te Mariner 10 ile geçilmiştir.

Voyager 1 tarafından, 6 milyon km uzaktan çekilen Dünya görseli. Işık çizgileri Güneş’ten yayılan ışınların kırınımıyla oluşmuştur.

Dış gezegenleri inceleyen ilk sonda 1973 yılında Jüpiter’in yakınından geçen Pioneer 10 olmuştur. Satürn’ü ilk olarak 1979’da Pioneer 11 ziyaret etmiştir. Voyager programından yer alan sondalar 1977’de fırlatıldıktan sonra dış gezegenler etrafında çizdikleri büyük turlarını tamamlamıştır. Her iki sonda da Jüpiter’in yanından 1979’da, Satürn’ün yanından da 1981’de geçmiştir. Voyager 2 daha sonra 1986’da Uranüs’e ve 1989’da Neptün’e yakınlaştı. Voyager sondaları şu anda Neptün’ün ötesinde güneşkını ve gündurgun bölgelerini bulup incelemek için yoldadırlar. NASA’ya göre her iki Voyager sondası da bitiş şokuyla Güneş’ten yaklaşık 93 GB uzaklıkta karşılaşmıştır.

Bir kuyrukluyıldızın yakınından ilk olarak 1985 yılında ICE (International Cometary Explorer) sondası geçmiştir. İncelenen kuyrukluyıldız Giacobini-Zinner kuyrukluyıldızıdır. Asteroitlerin yakınından yapılan ilk uçuşlar ise Galileo uzay sondası tarafından yapılmıştır. Jüpiter’e giderken yol üzerinde 1991’de 951 Gaspra ve 1993’de 243 Ida resimlenmiştir.

Henüz hiç bir Kuiper kuşağı gökcismine uzayaracıyla ulaşılamamıştır. 19 Ocak 2006’da fırlatılan New Horizons (Yeni Ufuklar) uzay sondası bu bölgeyi araştıracak ilk insan yapımı uzay aracı olma yolunda ilerlemektedir. Bu aracın Plüton2un yanından Temmuz 2015’te geçmesi planlanmaktadır. Eğer uygun olursa misyon diğer Kuiper kuşağı gökcisimlerini gözlemlemek için uzatılabilecektir.

Yörünge, iniş ve gezginci robotlar

1966 yılında Ay, yörüngesinde insan yapımı bir yapay uydu bulunan (Luna 10) ilk gökcismi olmuştur. Bu uyduyu 1971 yılında , Mars gezegeninin yörüngesine giren Mariner 9, 1975 yılında Venüs’ün yörüngesine giren Venera 9, 1995’te Jüpiter’in yörüngesine giren Galileo), 2000 yılında asteroit 433 Eros’un yörüngesine giren NEAR Shoemaker ve 2004 yılında Satürn’ün yörüngesine giren Cassini–Huygens izlemiştir. MESSENGER uzay sondası 2011 yılında Merkür’ün yörüngesine girmek üzere yoldadır. 2011 yılında Vesta asteroitinin yörüngesine ,2015 yılında da cüce gezegen Ceres’in yörüngesine Dawnuzayaracı girecektir.

Bir diğer Güneş Sistemi gökcismine iniş yapan ilk sonda Sovyet yapımı Luna 2 uzay sondasıdır ve 1959 yılında Ay’a çarpmıştır. Bu tarihten sonra giderek daha da uzaktaki gezegenlere ulaşılmıştır. 1966 yılında Venüs’ün yüzeyine Venera 3, 1971’de Mars’ın yüzeyine Mars 3, 2001 yılında asteroid 433 Eros’un yüzeyine NEAR Shoemaker, 2005 yılında Satürn’ün doğal uydusu Titan yüzeyine Huygens ve kuyruklu yıldız Tempel 1’in yüzeyine Deep Impact inmiş ya da çakılmıştır. Galileo yörüngeden 1995 yılında Jüpiter’in atmosferine bir sonda göndermiştir. Jüpiter’in fiziksel bir yüzeyi olmadığı için aşağı indikçe artan sıcaklık ve basınç sonucu sonda yok olmuştur.

Günümüze kadar yalnızca Ay ve Mars üzerine gezginci robotlar indirilmiştir. Bir gökcismini gezen ilk gezginci robot 1970 yılında Ay yüzeyine inen Sovyet Lunokhod 1 ‘dir. Bir başka gezegen yüzeyine ilk inen ise 1997’de Mars’ın yüzeyinde 500 metre kadar hareket eden Sojourner gezginci robotudur. İnsan tarafından kullanılan tek gezginci araç ise NASA’nın 1971 ve 1972 yılları arasında Apollo 15, 16 ve 17 misyonlarında yer alan Ay aracıdır.

İnsanlı araştırmalar

Güneş Sistemi’nin insanlı araştırılması Dünya’nın yakın çevresi ile sınırlı kalmıştır. Uzaya ulaşan ilk insan, yani yerden 100 km. yüksekliği geçen ve Dünya’nın yörüngesinde dolaşan 12 Nisan 1961’de Vostok 1 uzay aracı içinde fırlatılan Sovyet kozmonot Yuri Gagarin’dir. Bir başka Güneş Sistemi gökcisminin yüzeyinde yürüyen ilk insan ise Apollo 11 görevi sırasında 21 Temmuz 1969’da Ay üzerinde yürüyen ABD’li Neil Armstrong’tur. ABD’nin uzay mekiği tekrar tekrar yörüngeye giren başarılı fırlatmalarda kullanılan tek uzay aracıdır. Birden fazla kişiyi barındırabilen ilk uzay istasyonu NASA’nın Skylab uzay istasyonudur. 1973 ile 1974 yılları arasında içinde üç kişi barınmıştır. Uzay’daki ilk insane yerleşimi ise 1989’dan 1999’a kadar yaklaşık on yıl boyunca açık kalan Sovyet uzay istasyonu Mir’dir. 2001 yılında görevden alınan bu isatasyonun yerine Uluslararası Uzay İstasyonu geçmiştir ve o zamandan beri sürekli olarak içinde insan barındırmıştır. 2004 yılında SpaceShipOne özel olarak finanse edilen ve yörünge altı uçuşla uzaya çıkabilen ilk özel uzay aracı olmuştur.

Facebook da Paylas

GüneÅŸ, GüneÅŸ Sistemi’nin merkezinde yer alan yıldızdır. Orta büyüklükte olan GüneÅŸ tek başına GüneÅŸ Sistemi’nin kütlesinin % 99,8′ini oluÅŸturur. Geri kalan kütle GüneÅŸ’in çevresinde dönen gezegenler, asteroitler, göktaÅŸları, kuyrukluyıldızlar ve kozmik tozdan oluÅŸur. Günışığı ÅŸeklinde GüneÅŸ’ten yayılan enerji, fotosentez yoluyla Dünya üzerisindeki hayatın hemen hemen tamamının varolmasını saÄŸlar ve Dünya’nın iklimiyle hava durumunun üzerinde önemli etkilerde bulunur.

Samanyolu gökadasında bilinen 200 milyar yıldızdan birisi olan GüneÅŸ, kütlesi sıcak gazlardan oluÅŸan ve çevresine ısı ve ışık yayan bir yıldızdır. GüneÅŸin çapı dünyanın çapının 109 katı (1.5 milyon km), hacmi 1,3 milyon katı ve ağırlığı 333.000 katı kadardır. GüneÅŸin yoÄŸunluÄŸu ise Dünyanın yoÄŸunluÄŸunun ¼’ü kadardır. GüneÅŸ kendi ekseni etrafında saatte 70.000 km hızla döner. Bir turunu ise 25 günde tamamlar. GüneÅŸin yüzey sıcaklığı 5500 °C ve çekirdeÄŸinin sıcaklığıysa 15,6 milyon °C’dir. GüneÅŸten çıkan enerjinin 2 milyonda 1′i yeryüzüne ulaşır. Güneş’in üç günde yaymış olduÄŸu enerji, dünyadaki tüm petrol, aÄŸaç, doÄŸalgaz, vb. yakıta eÅŸdeÄŸerdir. GüneÅŸ ışınları 8,44 dakikada yeryüzüne ulaşır. GüneÅŸ dünyaya en yakın yıldızdır. Çekim kuvveti dünya yer çekiminin 28 katıdır.

GüneÅŸ yüzeyi kütlesinin %74′ünü ve hacminin %92′sini oluÅŸturan hidrojen, kütlesinin %24-25′ünü ve hacminin %7′sini oluÅŸturan helyum ile Fe, Ni, O, Si, S, Mg, C, Ne, Ca, ve Cr gibi diÄŸer elementlerden oluÅŸur. GüneÅŸ’in yıldız sınıfı G2V’dir. G2 GüneÅŸ’in yüzey sıcaklığının yaklaşık 5.780 K olduÄŸu, dolayısıyla beyaz renge sahip olduÄŸu 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 olduÄŸu kadar çok zayıf hidrojen çizgileri de bulunur. V eki (Roma rakamıyla beÅŸ) çoÄŸu yıldız gibi GüneÅŸ’in de ana dizi üzerinde olduÄŸunu gösterir. Enerjisini hidrojen çekirdeklerinin füzyonla helyuma dönüşmesinden elde eder ve hidrostatik denge içindedir, yani zaman içinde ne geniÅŸler ne de küçülür. Saniyede 600 milyon ton hidrojen, helyuma dönüşür. Bu da, GüneÅŸ`in her geçen saniye 4,5 milyon ton hafiflemesine yol açar. GüneÅŸteki füzyon olayı sonucunda kızıl kırmızımsı bir alev 15-20 bin km yükselir ve GüneÅŸ Fırtınası meydana gelir. Galaksimizde 100 milyondan fazla G2 sınıfı yıldız bulunur. GüneÅŸ, galaksimiz içinde bulunan yıldızların % 85%’inden daha parlaktır, bu yıldızların çoÄŸu kırmızı cücelerdir.

GüneÅŸ Samanyolu merkezinin çevresinde yaklaşık 26.000 ışıkyılı uzaklıkta döner. Galaktik merkez çevresinde bir dönüşünü yaklaşık 225–250 milyon yılda bir tamamlar. Yaklaşık yörünge hızı saniyede 220 kilometredir (+/-20km/s). Bu da her 1.400 yılda bir, 1 ışıkyılı ve her 8 günde 1 GB’dir. Bu galaktik uzaklık ve hız bilgileri ÅŸu anda sahip olduÄŸumuz en doÄŸru bilgilerdir ancak daha fazla öğrendikçe bunlar da geliÅŸebilir.

GüneÅŸ günümüzde Samanyolu’nun daha büyük olan Kahraman takımyıldızı ve Yay takımyıldızı kolları arasında kalan Orion Kolu’nun iç kısmında, Yerel Yıldızlararası Bulut içinde yüksek sıcaklıkta dağınık gaz bölgesi olan düşük yoÄŸunluklu Yerel Kabarcık içinden geçmektedir. Dünya’ya 17 ışıkyılı uzaklıkta yer alan en yakın 50 yıldız içinde GüneÅŸ, mutlak kadir olarak dördüncü sıradadır (M=4,83)

Genel bakış

Güneş Öbek I, ya da üçüncü nesil yıldızlardandır. Oluşumu yakınlarında bulunan bir süpernovanın şok dalgaları ile tetiklenmiştir.^[13] Altın ve uranyum gibi ağır metallerin Güneş Sistemi içinde yaygın olarak bulunması bunu desteklemektedir. Bu elementler büyük olasılıkla süpernova sırasında endergonik nükleer reaksiyonlar esnasında ya da ikinci nesil büyük bir yıldızın içinde nötron emilimi yoluyla dönüşerek oluşmuştur.

Günışığı Dünya’nın ana enerji kaynağıdır. GüneÅŸ deÄŸiÅŸmezi, GüneÅŸ’in yeryüzünde doÄŸrudan günışığına maruz kalan birim alana bıraktığı güç miktarıdır. GüneÅŸ’ten 1 gökbirimi (GB) ötede GüneÅŸ deÄŸiÅŸmezi yaklaşık olarak metrekareye 1.370 watttır. Günışığının atmosferden geçerken gücünün zayıflaması sayesinde, güneÅŸ tepe noktasındayken ve hava açıkken yeryüzüne düşen güç miktarı daha düşüktür ve metrekareye 1.000 watt civarındadır. Bu enerji doÄŸal ve yapay çeÅŸitli yöntemlerle toplanabilir. Bitkiler fotosentez yoluyla günışığını yakalar ve oksijen ile indirgenmiÅŸ karbon bileÅŸikleri olarak kimyasal enerjiye çevirir. GüneÅŸ enerjisi kullanan ekipmanlar doÄŸrudan ısıtma ya da güneÅŸ pili yardımıyla elektrik üretmeye ya da diÄŸer iÅŸleri yapmaya yardımcı olur. Petrol ve diÄŸer fosil yakıtlar içinde bulunan enerji çok eskilerde günışığından fotosentez yoluyla çevrilmiÅŸtir.

GüneÅŸ’ten yayılan morötesi ışık antiseptik özelliklere sahiptir ve âletlerle suyu dezenfekte etmek için kullanılabilir. Aynı zamanda güneÅŸ yanığına neden olur ve D vitamini üretilmesi gibi diÄŸer tıbbi etkileri de bulunur. Morötesi ışık Dünya’nın ozon tabakası tarafından oldukça kuvvetli ÅŸekilde soÄŸurulur. Dünya’nın farklı bölgelerinde yaÅŸayan insanların deri renginin farklı olması gibi birçok deÄŸiÅŸik biyolojik adaptasyonun altında yatan neden, enleme göre farklılık gösteren morötesi ışık miktarıdır.

Dünya’dan gözlemlendiÄŸinde GüneÅŸ’in gökyüzünde izlediÄŸi yol yıl boyunca deÄŸiÅŸir. Her gün aynı zamanda bakıldığında GüneÅŸ’in bir yıl boyunca izlediÄŸi yola günizi (analemma) denir ve kuzey/güney ekseni boyunca duran bir 8 ÅŸekline benzer. GüneÅŸ’in görünen konumunda en önemli farklılık Dünya’nın GüneÅŸ’e göre 23,5 derecelik eÄŸikliÄŸinden kaynaklanan 47 derecenin üzerinde kuzey/güney salınımıdır. Ancak bir doÄŸu/batı salınımı da vardır. DoÄŸu/batı salınımının nedeni günberiye gelirken Dünya’nın ivmesinin artması ve uzaklaşıp günöteye giderken hızının düşmesidir. GüneÅŸ’in görünen konumunun kuzey/güney salınımı, Dünya üzerinde mevsimlerin oluÅŸumunun ana nedenidir.

GüneÅŸ manyetik olarak etkin bir yıldızdır. Güçlü, yıldan yıla deÄŸiÅŸen ve her on bir yılda bir, güneÅŸ maksimumu civarında yön deÄŸiÅŸtiren bir manyetik alanı destekler. GüneÅŸ yüzeyinde güneÅŸ lekeleri, güneÅŸ püskürtüsü, GüneÅŸ Sistemi boyunca madde taşıyan güneÅŸ rüzgârının deÄŸiÅŸiklikleri gibi birçok güneÅŸ etkinliÄŸinin arkasında bu manyetik alan bulunur. GüneÅŸ etkinliklerinin yeryüzündeki etkileri orta ve yüksek enlemlerde görülen kutup ışıkları ile radyo haberleÅŸmesi ve elektrik hatlarında oluÅŸan kesintilerdir. GüneÅŸ etkinliÄŸinin GüneÅŸ Sistemi’nin oluÅŸumunda önemli rol aldığı düşünülmektedir. GüneÅŸ etkinliÄŸi Dünya’nın dış atmosfer tabakasının yapısını deÄŸiÅŸikliÄŸe uÄŸratır.

Dünya’ya en yakın yıldız olan GüneÅŸ, biliminsanları tarafından oldukça kapsamlı olarak araÅŸtırılmış olsa da hâlâ birçok sorunun cevabı bulunamamıştır. Günümüzde GüneÅŸ ile ilgili en önemli araÅŸtırma konuları arasında güneÅŸ lekelerinin düzenli devri, güneÅŸ püskürtülerinin kaynağı ve fiziÄŸi, kromosfer ile korona arasında manyetik etkileÅŸim ve güneÅŸ rüzgârının kaynağı bulunmaktadır.

Yaşam çevrimi

GüneÅŸ’in yıldız geliÅŸimi bilgisayar modellemesi ve nükleokozmokronoloji yöntemleri kullanılarak ana dizi üzerinde hesaplanan yaşının 4,57 milyar yıl olduÄŸu düşünülmektedir.^[15] Hidrojen moleküler bulutun hızla kendi içine çökmesi sonucu üçüncü nesil, Öbek I, T Tauri yıldızı olan GüneÅŸ’in doÄŸduÄŸu düşünülmektedir. Bu doÄŸan yıldızın Samanyolu gökadasının çekirdeÄŸinden 26.000 ışıkyılı uzakta hemen hemen dairesel bir yörüngeye girdiÄŸi varsayılmaktadır.

Yıldız ana dizi üzerinde yıldız evrimi aÅŸamasının yarı yolundadır. Bu aÅŸamada çekirdekte oluÅŸan nükleer füzyon reaksiyonları hidrojeni helyuma dönüştürür. Her saniye GüneÅŸ’in çekirdeÄŸinde 4 milyon ton madde enerjiye çevrilir ve ortaya nötrinolarla radyasyon çıkar. Bu hızla günümüze kadar 100 Dünya kütlesi kadar madde enerjiye çevrilmiÅŸtir. GüneÅŸ yaklaşık olarak 10 milyar yıl ana dizi yıldızı olarak yaÅŸamına devam edecektir.

GüneÅŸ süpernova olarak patlayacak kadar fazla kütleye sahip deÄŸildir. Bunun yerine 5-6 milyar yıl içinde kırmızı dev aÅŸamasına girecektir. Çekirdekte bulunan hidrojen yakıtı tükendikçe dış katmanları geniÅŸleyecek, çekirdeÄŸi büzüşerek ısınacaktır. Çekirdek ısısı 100 MK civarına ulaÅŸtığında helyum füzyonu tetiklenecek ve karbon ile oksijen üretmeye baÅŸlayacaktır. Böylece 7,8 milyar yıl içinde gezegen bulutsu aÅŸamasının asimptotik dev koluna girerek iç sıcaklığında oluÅŸan kararsızlıklar nedeniyle yüzeyinden kütle kaybetmeye baÅŸlayacaktır. GüneÅŸ’in dış katmanlarının geniÅŸleyerek Dünya’nın yörüngesinin bulunduÄŸu noktaya kadar gelmesi olasıdır ancak son zamanlarda yapılan araÅŸtırmalar, GüneÅŸ’ten kırmızı dev aÅŸamasının baÅŸlarında kaybolan kütle nedeniyle Dünya’nın yörüngesinin daha uzaklaÅŸacağını, dolayısıyla da GüneÅŸ’in dış katmanları tarafından yutulmayacağını önermektedir. Ancak Dünya’nın üstündeki suyun tamamı kaynayacak ve atmosferinin çoÄŸu uzaya kaçacaktır. Bu dönemde oluÅŸan güneÅŸ sıcaklıklarının sonucunda 900 milyon yıl sonra Dünya yüzeyi bildiÄŸimiz yaÅŸamı destekleyemeyecek kadar ısınacaktır. Bir kaç milyar yıl sonra da yüzeyde bulunan su tamamen yok olacaktır.

Kırmızı dev aÅŸamasının ardından yoÄŸun termal titreÅŸimler GüneÅŸ’in dış katmanlarından kurtularak bir gezegensel bulutsu oluÅŸturmasına neden olacaktır. Geride kalan tek cisim aşırı derecede sıcak olan yıldız çekirdeÄŸi olacaktır. Bu çekirdek milyarlarca yıl boyunca yavaÅŸ yavaÅŸ soÄŸuyup beyaz cüce olarak yok olacaktır. Bu yıldız evrimi senaryosu düşük ve orta kütleli yıldızların tipik geliÅŸim senaryosudur.

Yapısı

GüneÅŸ’in iç yapısı

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

Kayalık gezegenlerde olduÄŸu gibi GüneÅŸ’in belirli sınırları yoktur. Dış katmanlarında, merkezinden uzaklaÅŸtıkça gaz yoÄŸunluÄŸu üstel olarak azalır. Ancak aÅŸağıda açıklandığı gibi GüneÅŸ’in belirgin bir iç yapısı bulunur. GüneÅŸ’in yarıçapı merkezinden ışıkyuvarının (fotosfer) kenarına kadar ölçülür. Bu hemen yukarısında gazların önemli miktarda ışık saçamayacak kadar çok soÄŸuk ya da çok ince olduÄŸu katmandır. Işık yuvarı çıplak gözle görülen yüzeydir. GüneÅŸ çekirdeÄŸi toplam hacminin yüzde 10′una ama toplam kütlesinin yüzde 40′ına sahiptir.

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

Çekirdek

Güneş tipi bir yıldızın kesiti. (NASA)

GüneÅŸ çekirdeÄŸi merkezden 0,2 güneÅŸ yarıçapına kadar uzanır. YoÄŸunluÄŸu 150.000 kg/m³ (Yeryüzünde suyun yoÄŸunluÄŸunun 150 katı) civarında, sıcaklığı da 13.600.000 kelvin kadardır (yüzey sıcaklığı yaklaşık 5.800 kelvindir). Yakın zamandaki SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) misyonunun getirdiÄŸi bilgiler çekirdekte işınsal bölgeye doÄŸru daha hızlı bir dönme hızı olduÄŸunu belirtmektedir GüneÅŸ’in yaÅŸamının çoÄŸunda enerji, proton-proton zincirleme tepkimesi diye adlandırılan aÅŸamalardan oluÅŸan ve hidrojeni helyuma çeviren nükleer füzyon ile oluÅŸur. Çekirdek, füzyon ile önemli derecede ısı oluÅŸturulan tek yerdir. Yıldızın geri kalanı çekirdekten dışarıya doÄŸru transfer edilen enerjiyle ısınır. Çekirdekte füzyonla oluÅŸan tüm enerji arka arkaya gelen katmanlardan geçerek güneÅŸ ışıkyuvarına ulaşır ve buradan uzaya günışığı ve parçacıkların kinetik enerjisi olarak yayılır.

GüneÅŸ’te serbest olarak bulunan toplam ~8.9×10⁵⁶ proton (hidrojen çekirdeÄŸi) her saniye 3,4×10³⁸ kadarı helyum çekirdeÄŸine 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 güneÅŸ çekirdeÄŸinde 0,3 µW/cm³ ya da 6 µW/kg madde gibi oldukça düşük bir enerji üretimi oranına karşılık gelir. ÖrneÄŸin insan vücudu yaklaşık olarak 1,2 W/kg ısı üretir, yani bu da GüneÅŸ’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, GüneÅŸ’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) güneÅŸ plazmasının yalnızca birkaç milimetresi tarafında emilir ve tekrar rastgele yönlerde çok az enerji kaybederek tekrar yayılır, bu nedenle de ışımanın GüneÅŸ’in yüzeyine ulaÅŸması uzun zaman alır. “Foton yolculuk zamanı” 10.000 ilâ 170.000 yıl kadar sürer.

Isıyayımsal dış katmandan ÅŸeffaf “yüzey” ışıkyuvara doÄŸru son bir yolculuktan sonra fotonlar görünür ışık olarak kaçar. GüneÅŸ’in merkezinde bulunan her gama ışını uzaya kaçmadan önce bir kaç milyon görünür ışık fotonuna dönüşür. Nötrinolar da çekirdekteki tepkimelerde oluÅŸur ama fotonların aksine nadiren madde ile etkileÅŸime girer, dolayısıyla hemen hemen hepsi GüneÅŸ’ten hemen kaçabilir. Çok uzun yıllar, GüneÅŸ’te üretilen nötrinoların ölçümü kuramlar sonucu tahmin edilenden 3 kat daha düşüktü. Bu tutarsızlık yakın zamanda nötrino salınım etkilerinin keÅŸfiyle çözüldü. GüneÅŸ gerçekten de kuramlarca önerilen miktarda nötrinoyu açığa çıkarmakta ancak nötrino algılayıcıları bunların üçte ikisini kaçırmaktadır çünkü nötrinolar kuantum sayılarını deÄŸiÅŸtirmektedir.

Işınsal bölge

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 ısıyayım yoktur, yükseklik arttıkça madde soğusa da sıcaklık düşümü adyabatik sapma oranından düşük olduğu için ısıyayım 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 geçiÅŸ katmanı bulunur. Burada ışınsal bölgenin tekdüze dönüşüyle ısıyayımsal bölgenin kademeli dönüşü arasında oluÅŸan ani deÄŸiÅŸiklik büyük bir kırılmaya neden olur.

Isıyayımsal bölge

GüneÅŸ’in dış katmanında, yani yarıçapının % 70 aÅŸağısına kadar olan bölgede plazma ısıyı dışarıya doÄŸru ışıma yoluyla iletecek kadar yoÄŸun ve sıcak deÄŸildir. Sonuç olarak sıcak sütunların yüzeye yani ışıkyuvara doÄŸru madde taşıdığı ısıyayım oluÅŸur. Yüzeye çıkan madde soÄŸuyunca tekrar ısıyayımsal bölgenin baÅŸladığı yere çökerek ışınsal bölgenin üst kısmından daha fazla ısı alır.

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

Işıkyuvar

Işıkyuvar, GüneÅŸ’in görünen yüzeyi, hemen altında görünen ışığa opak olduÄŸu katmandır. Işıkyuvarın üzerinde görünen günışığı uzaya serbestçe yayılır ve enerjisi GüneÅŸ’ten uzaklaşır. Opaklıkta olan deÄŸiÅŸiklik görünen ışığı kolayca soÄŸuran H^- iyonlarının miktarlarının azalmasıdır. Buna karşın görünen ışık elektronların hidrojen atomlarıyla H^- iyonu oluÅŸturmak için tepkimeye girmesiyle oluÅŸur. Işıkyuvar on ile yüz kilometre arasındaki kalınlığıyla Dünya üzerinde bulunan havadan daha az opaktır. Işıkyuvarın üst kısmının alt kısmından soÄŸuk olması nedeniyle GüneÅŸ ortada kenarlara nazaran daha parlakmış gibi görünür. GüneÅŸ’in kara cisim ışınımı 6.000 K sıcaklığında olduÄŸunu gösterir. Işıkyuvarın parçacık yoÄŸunluÄŸu yaklaşık 10²³ m^−3‘dir bu da Dünya havayuvarının deniz düzeyindeki parçacık yoÄŸunluÄŸunun % 1′i kadardır.

Işıkyuvarın ilk optik tayf incelemeleri sırasında bazı soÄŸurma çizgilerinin o zamanlar Dünya üzerinde bilinen hiçbir elemente ait olmadığı anlaşıldı. 1868 yılında Norman Lockyer bunun yeni bir elemente ait olduÄŸu varsayımını öne sürdü ve adını Yunan güneÅŸ tanrısı Helios’tan esinlenerek “helyum” koydu. Bundan ancak 25 yıl sonra helyum yeryüzünde izole edilebildi.

Gazyuvar

Tam güneş tutulması sırasında güneş koronası çıplak gözle görüebilir.

GüneÅŸ’in ışıkyuvar üzerinde bulunan bölümlerine topluca güneÅŸ gazyuvarı denir. Radyo dalgalarından görünür ışığa ve gama ışınlarına kadar olan elektromanyetik spektrumda çalışan teleskoplarlarla görünebilir ve baÅŸlıca beÅŸ bölgeden oluÅŸur: Sıcaklık ineci, renkyuvar, geçiÅŸ bölgesi, korona ve günyuvar. GüneÅŸ’in dış gazyuvarı sayılan günyuvar Plüton’un yörüngesinin çok ötesine gündurguna kadar uzanır. Gündurgunda yıldızlararası ortam ile ÅŸok dalgası ÅŸeklinde bir sınır oluÅŸturur. Renkyuvar, geçiÅŸ bölgesi ve korona GüneÅŸ’in yüzeyinden daha sıcaktır. Sebebi tamamen kanıtlanmasa da kanıtlar Alfvén dalgalarının koronayı ısıtabilecek kadar enerjiye sahip olabileceÄŸini göstermektedir.

GüneÅŸ’in en soÄŸuk bölgesi ışıkyuvarın yaklaşık 500 km üzerindeki sıcaklık ineci bölgesidir. Sıcaklık yaklaşık 4.000 K’dir. Bu bölge karbonmonoksit ve su gibi basit moleküllerin soÄŸurma tayflarıyla farkedilebileceÄŸi kadar soÄŸuktur.

Sıcaklık ineci bölgenin hemen üzerinde 2.000 km kalınlığında, yayılım ve soÄŸurma çizgilerinin egemen olduÄŸu ince bir katman bulunur. Adının renkyuvar olmasının nedeni, güneÅŸ tutulmalarının başında ve sonunda bu bölgenin renkli bir ışık olarak görülmesidir. Renkyuvarın sıcaklığı yükseldikçe artar ve en üst bölgede 100.000 K’e eriÅŸir.

Hinode’un GüneÅŸ Optik Teleskobuyla 12 Ocak 2007 tarihinde çekilen bu GüneÅŸ görselinde deÄŸiÅŸik manyetik polariteye sahip olan bölgeleri baÄŸlayan plazmanın ipliksi yapısı görünmektedir.

Işıkyuvarın üzerinde, sıcaklığın çok hızla 100.000 K’den bir milyon K’e çıktığı geçiÅŸ bölgesi yer alır. Sıcaklık artışının nedeni bölgede bulunan helyumun yüksek sıcaklıklar nedeniyle tamamen iyonize olarak faz geçiÅŸidir. GeçiÅŸ bölgesi kesin belirli bir yükseklikte oluÅŸmaz. Daha çok renkyuvarda bulunan iÄŸnemsi ve ipliksi yapıların çevresinde bir ayça oluÅŸturur ve sürekli kaotik bir hareket içindedir. GeçiÅŸ bölgesi yeryüzünden kolay görülmez ama uzaydan, elektromanyetik spektrumun morötesi bölümüne kadar hassas cihazlar tarafından kolayca gözlemlenebilir.

Korona hacim olarak GüneÅŸ’ten çok daha büyük olan dış gazyuvarı katmanıdır. Korona tüm GüneÅŸ Sistemi’ni ve günyuvarını kaplayan güneÅŸ rüzgârına pürüzsüzce geçiÅŸ yapar. Korona’nın GüneÅŸ yüzeyine yakın olan alt katmanlarının parçacık yoÄŸunluÄŸu 10¹⁴–10¹⁶ m^−3‘dur. Sıcaklığı birkaç milyon kelvin civarındadır.

Günyuvar ise yaklaşık 20 güneÅŸ yarıçapınden (0,1 GB) GüneÅŸ Sistemi’nin en son noktasına kadar uzanır. İç sınırlarının tanımı güneÅŸ rüzgârının süperalfvénik akışa sahip olması yani bu akışın Alfvén dalgalarının hızından daha fazla olması ile belirlenir. Bu sınırın dışındaki türbülans ya da dinamik kuvvetler GüneÅŸ koronasının ÅŸeklini etkilemez çünkü bilgi ancak Alfvén dalgalarının hızıyla yayılabilir. GüneÅŸ rüzgârı, sürekli olarak günyuvar boyunca dışa doÄŸru akar, GüneÅŸ’ten 50 GB ötede gündurguna çarpana kadar güneÅŸ manyetik alanını spiral bir ÅŸekle sokar. Aralık 2004′te Voyager 1 uzay sondasının, gündurgun olduÄŸuna inanılan bir ÅŸok dalgası cephesini geçtiÄŸi bildirildi. Her iki Voyager sondası da sınıra yaklaÅŸtıkça daha yüksek düzeyde enerji yüklü parçacıkların varlığını kaydetti.

Kimyasal bileÅŸimi

Güneş, atomdan büyük her nesne gibi kimyasal elementlerden oluşmuştur. Bir çok biliminsanı bu elementlerin bolluklarını, gezegenlerdeki elementlerle olan bağlantılarını ve güneşin içindeki dağılımlarını araşırmıştır.

Element bollukları

Bazı elementlerin karakteristik kütle oranları şöyledir.

• Hidrojen: 34%
• Helyum: 64%
• Oksijen: 1%

1968 yılında Belçikalı bir biliminsanı lityum, berilyum, ve bor bolluklarının önceden düşünüldüğünden daha fazla olduÄŸunu bulmuÅŸtur. 2005 yılında üç biliminsanı neon bolluÄŸunun önceden düşünüldüğünden daha fazla olabileceÄŸini helyosismolojik gözlemlere dayanarak önermiÅŸlerdir. 1986′ya kadar GüneÅŸ’in helyum içeriÄŸinin Y=0,25 olduÄŸu genel kabul görmüştü ancak bu tarihte iki biliminsanı Y=0,279 deÄŸerinin daha doÄŸru olduÄŸunu iddia etmiÅŸtir.. 1970′lerde bir çok araÅŸtırma GüneÅŸ’te bulunan demir grubu elementlerin bolluÄŸuna odaklandı. Tek iyonlu demir grubu elementlerinin gf deÄŸerlerinin ilk 1962′de bulunmuÅŸ ve geliÅŸtirilmiÅŸ f deÄŸerleri 1976′da hesaplanmıştır.. kobalt]] ve mangan gibi bazı demir grubu elementlerinin bolluk tespitleri, çok ince yapıya sahip olmalarından ötürü zordur.

Element dağılımları

GüneÅŸ içinde bulunan elementlerin dağılımı bir çok deÄŸiÅŸkene baÄŸlıdır, örneÄŸin kütleçekimi nedeniyle ağır elementler (örneÄŸin helyum) güneÅŸ kütlesinin merkezine yakın dururken, ağır olmayan elementler (örneÄŸin hidrojen) GüneÅŸ’in dış katmanlarına doÄŸru yayılır. Özellikle GüneÅŸ’in içinde helyumun dağılımı özel olarak ilgi çekmektedir. Helyumun dağılma sürecinin zamanla hızlandığı ortaya çıkarılmıştır. ^[35] GüneÅŸ’in dış katmanını oluÅŸturan ışıkyuvarın bileÅŸimi, içinde bulunan döteryum, lityum, bor ve berilyum dışında, GüneÅŸ Sistemi’nin oluÅŸumundaki kimyasal bileÅŸime örnek olarak alınmaktadır.

Güneş döngüleri

Güneş lekeleri ve güneş lekesi döngüsü

Son 30 yılda oluşan güneş döngüsü değişiklikleri ölçümleri.

Uygun filtrelemeyle Güneş gözlemlendiğinde ilk dikkati çeken etrafına göre daha soğuk olması nedeniyle daha koyu görüken belirli sınırlara sahip güneş lekeleridir. Güneş lekeleri, güçlü manyetik kuvvetlerin ısıyayımı 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.

GüneÅŸ’in üzerinde görünür güneÅŸ lekelerinin sayısı sabit deÄŸildir ama GüneÅŸ döngüsü denen 11 yıllık bir döngü içinde deÄŸiÅŸiklik gösterir. Döngünün tipik minimum döneminde çok az güneÅŸ lekesi görünür ve hatta bazen hiç görünmez. Gözükenler yüksek enlemlerde bulunur. GüneÅŸ döngüsü ilerledikçe Spörer yasasının açıkladığı gibi güneÅŸ lekelerinin sayısı artar ve ekvatora doÄŸru yaklaşır. GüneÅŸ lekeleri genelde zıt manyetik kutuplara sahip çiftler olarak bulunur. Ana güneÅŸ lekesinin manyetik polaritesi her güneÅŸ döngüsünde deÄŸiÅŸir, 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.

GüneÅŸ döngüsünün uzayın durumu üzerinde büyük etkisi vardır, ve Dünya’nın iklimi üzerinde de önemli bir etki yapar. GüneÅŸ etkinliÄŸinin minimumda olduÄŸu dönemler soÄŸuk hava sıcaklıklarıyla, normalden daha uzun süren güneÅŸ döngüleri de daha sıcak hava sıcaklıklarıyla iliÅŸkilndirilir. 17. yüzyılda güneÅŸ döngüsünün bir kaç on yıl boyunca tamamen durduÄŸu gözlemlenmiÅŸtir; bu dönemde çok az güneÅŸ lekesi görülmüştür. Küçük Buz Çağı ya da Maunder minimumu diye bilinen bu dönemde Avrupa’da çok soÄŸuk hava sıcaklıklarıyla karşılaşılmıştır. Daha da önceleri benzer minimum dönemler aÄŸaç halkalarının analiziyle ortaya konmuÅŸtur ve bu dönemler normalden daha düşük global hava sıcaklıklarıyla eÅŸleÅŸmektedir.

Olası uzun dönem döngü

Çok yeni bir teori GüneÅŸ’in çekirdeÄŸindeki manyetik kararsızlıkların 41.000 ya da 100.000 yıllık periyotlarda deÄŸiÅŸikliklere sebep olduÄŸunu öne sürmektedir. Bu kuram, buzul çaÄŸlarını Milankovitch döngülerinden daha iyi açıklayabilir. Astrofizik alanındaki bir çok kuram gibi bu da doÄŸrudan test edilemez.

Kuramsal sorunlar

Güneş nötrino problemi

Uzun yıllar boyunca Dünya üzerinde tespit edilen GüneÅŸ’ten gelen nötrinoların sayısı standart GüneÅŸ modeline göre tahmin edilenin yarısı ile üçte biri arasında deÄŸiÅŸmekteydi. Bu aykırı sonuç GüneÅŸ nötrino problemi olarak bilinir. Problemi çözmek için öne sürülen kuramlar ya GüneÅŸ’in iç sıcaklığını azaltarak daha düşük bir nötrino akısını açıklamaya çalışıyordu, ya da nötrinoların GüneÅŸ’ten Dünya’ya gelirken salınıma uÄŸradığını yani varlığı tespit edilemeyen tau ve muon nötrino parçacıklarına dönüştüğünü öneriyordu.1980′lerde nötrino akısını olabildiÄŸince 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”) olduÄŸunu ve gerçekten de salındıklarını gösterdi.Hatta, 2001 yılında Sudbury Nötrino Gözlemevi doÄŸrudan üç tip nötrinoyu da tespit etmeyi baÅŸardı ve GüneÅŸ’in toplam nötino ışıma oranının standart GüneÅŸ modeli ile uyumlu olduÄŸunu ortaya çıkardı. Nötrino enerjisine baÄŸlı olarak Dünya’da görünen nötrinoların üçte biri elktron nötrino tipindedir. Bu oran maddede nötrino salınımını açıklayan, madde etkisi de diye bilinen Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein (MSW) etkisi ile tahmin edilen oranla uyumludur. Dolayısıyla problem artık çözülmüştür.

Korona ısınma problemi

GüneÅŸ’in optik yüzeyi ışıkyuvar yaklaşık 6.000 K’lik bir sıcaklığa sahiptir. Bunun üzerinde 1.000.000 K’lik güneÅŸ koronası bulunur. Koronanın bu aşırı yüksek sıcaklığı, ışıkyuvardan doÄŸrudan ısı iletimi dışında baÅŸka bir kaynaktan ısıtıldığını gösterir.

Koronayı ısıtmak için gerekli olan enerjinin ışıkyuvarın 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. Işıkyuvarında hareketin sürekli olarak oluşturduğu manyetik enerji güneş püskürtüsü gibi büyük ve buna benzer bir çok küçük olayla yayılır.

Şu anda dalgaların etkin bir ısı yayma işleyişi olup olmadığı çok açık değildir. Alfvén dalgaları dışında tüm dalgaların koronaya ulaşmadan önce dağıldıkları ortaya çıkarılmıştır. 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 ve hâlâ araştırılmaktadır.

Sönük genç Güneş problemi

GüneÅŸ geliÅŸiminin kuramsal modelleri 3,8 ile 2,5 milyar yıl önce Arkeyan Devir’de GüneÅŸ’in bugünkünden 75% daha az parlak olduÄŸunu önerir. Bu kadar zayıf bir yıldız Dünya üzerinde su varlığını destekleyemeyeceÄŸinden hayatında geliÅŸememesi gerekirdi. Ancak jeolojik kayıtlar Dünya’nın tarihi boyunca oldukça sabit bir sıcaklıkta kaldığını gösterir, hatta genç Dünya bugünden biraz daha sıcaktır. Biliminsanları arasında varılan görüşbirliÄŸi genç Dünyanın atmosferinde oldukça fazla miktarda sera gazlarının (karbon dioksit, metan ve/veya amonyak) bulunması nedeniyle GüneÅŸ’ten gelen az enerjiyi atmosferde hapsettikleri fazla ısıyla dengelediÄŸidir.

Manyetik alan

GüneÅŸ’in dönen manyetik alanının gezegenlerarası ortamda bulunan plazma üzerindeki etkisinden kaynaklanan Günyuvar akım katmanı GüneÅŸ Sistemi’nin en uç noktalarına kadar uzanır.

GüneÅŸ içinde bulunan tüm madde yüksek sıcaklıklardan ötürü gaz ve plazma hâlindedir. Bu nedenle GüneÅŸ ekvatorda yukarı enlemlerde olduÄŸundan 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 oluÅŸturması GüneÅŸ’in yüzeyinden patlamalarla ayrılarak güneÅŸ lekeleri ve güneÅŸ püskürtüleri oluÅŸumuna neden olur. Bu kıvrılma hareketi solar dinamonun oluÅŸmasına ve 11 yıllık GüneÅŸ döngüsü ile GüneÅŸ’in manyetik alanının yön deÄŸiÅŸtirmesine neden olur.

GüneÅŸ’in dönen manyetik alanının gezegenlerarası ortamda bulunan plazma üzerindeki etkisi Günyuvar akım katmanını oluÅŸturur. Bu katman farklı yönleri gösteren manyetik alanları ayırır. Gezegenlerarası ortamda bulunan plazma aynı zamanda Dünya’nın yörüngesinde GüneÅŸ’in manyetik alanının kuvvetinden de sorumludur. EÄŸer uzay bir vakum olsaydı GüneÅŸ’in10^-4 tesla manyetik dipol alanı uzaklığın kübüyle azalarak 10^-11 tesla olacaktı. Ancak uydu gözlemleri bunun 100 kat daha fazla kuvvetli olduÄŸunu ve 10^-9 tesla civarında olduÄŸunu göstermektedir. Manyetohidrodinamik (MHD) kuram manyetik alan içindeki iletken bir akışkanın (örneÄŸin gezegenlerarası ortam) yine manyetik alan yaratan elektrik akımları indüklediÄŸini söyler, dolayısıyla bir MHD dinamo gibi hareket eder.

Güneş gözleminin tarihçesi

İlk çağlarda Güneş

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

Gökyüzü’nde bulunan parlak bir disk olan GüneÅŸ, ufuÄŸun üzerindeyken gün, ortada yokken de gece olur kavrayışı Ä°nsanoÄŸlu’nun GüneÅŸ hakkındaki en temel görüşüdür. Tarihöncesi ve antik çaÄŸ dönemi kültürlerde GüneÅŸ’in bir tanrı olduÄŸuna ya da diÄŸer doÄŸaüstü olaylara neden olduÄŸuna inanılırdı. Güney Amerika’daki Ä°nka ve günümüz Meksika’sındaki Aztek uygarlıklarının merkezinde GüneÅŸ’e tapınma bulunmaktadır. Bir çok antik anıt GüneÅŸ ile ilgili fenomenlere göre yapılmıştır. ÖrneÄŸin taÅŸ megalitler oldukça doÄŸru bir ÅŸekilde gündönümünü iÅŸaret eder. En tanınmış megalitler Nabta Playa, Mısır, Ä°ngiltere’de Stonehenge’dedir. Meksika’da Chichén Itzá’da bulunan El Castillo piramidi, ilkbahar ve sonbahar ekinokslarında merdivenlerden yukarı yılanların çıktığını gösteren gölgeler verecek ÅŸekilde tasarlanmıştır. Sabit yıldızlara göre GüneÅŸ tutulum boyunca zodyaktan geçerek bir yıl içinde tam tur atıyormuÅŸ gibi görünür, dolayısıyla da Yunan gökbilimciler tarafından yedi gezegenden biri olarak sayılırdı. Haftanın günlerine de bu yedi gezegenin adı verilmiÅŸtir.

Bilimsel bakışla Güneş

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

Gezegenlerin GüneÅŸ’in etrafında döndüğü kuramı Yunan Samoslu Aristarchus ve Hintliler tarafından önerilmiÅŸtir. Bu görüş 16. yüzyılda Nicolaus Copernicus tarafından tekrar ele alınmıştır. 17. yüzyılın başında teleskobun bulunuÅŸuyla güneÅŸ lekeleri Thomas Harriot, Galileo Galilei ve diÄŸer gökbilimcileri tarafından detaylı olarak gözlemlenebilmiÅŸtir. Galileo, güneÅŸ lekelerinin Batı uygarlığında bilinen ilk gözlemlerini yapmış ve bunların GüneÅŸ ile Dünya arasında dolaÅŸan küçük gökcisimleri olmadığını aksine GüneÅŸ’in yüzeyinde olduÄŸunu varsaymıştır. GüneÅŸ 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 GüneÅŸ’e olan uzaklığı hesap edebildiler. Isaac Newton bir prizma kullanarak günışığını inceledi ve ışığın birçok renkten oluÅŸtuÄŸunu gösterdi. 1800′de William Herschel güneÅŸ tayfının kırmızı bölümünün ötesinde kızılötesi ışımayı keÅŸfetti. 1800′lerde GüneÅŸ’in spektroskopik incelenmesinde ilerlemeler kaydedilmiÅŸtir. Joseph von Fraunhofer tayf üstünde soÄŸurma çizgilerinin ilk gözlemlerini gerçekleÅŸtirmiÅŸtir. Tayf üzerindeki en kuvvetli soÄŸurma çizgilerinin adı günümüzde Fraunhofer çizgileri olarak bilinir. GüneÅŸ’ten gelen ışığı tayfı geniÅŸletildiÄŸinde kayıp birçok renk bulunabilir.

Modern bilimsel dönemin baÅŸlarında GüneÅŸ enerjisinin kaynağı hâlâ bir bilmeceydi. Lord Kelvin, GüneÅŸ’in içerisinde barındırdığı ısıyı ışıyan, soÄŸuyan sıvı bir nesne olduÄŸunu önerdi. Kelvin ve Hermann von Helmholtz daha sonra enerji çıktısını açıklamak için Kelvin-Helmholtz iÅŸleyiÅŸini önerdi. Maalesef ortaya çıkan yaÅŸ tahmini jeolojik kanıtların önerdiÄŸi bir kaç milyon yıldan çok daha az olan 20 milyon yıl kadardı. In 1890′da güneÅŸ tayfında helyumu keÅŸfeden Joseph Norman Lockyer, GüneÅŸ’in oluÅŸumu ve geliÅŸimi için kuyrukluyıldızlara dayanan bir varsayım öne sürdü.

1904 yılına kadar kanıtlanmış bir çözüm getirilemedi. Ernest Rutherford GüneÅŸ’in enerji çıktısının iç ısı kaynağıyla devam ettirilebileceÄŸini ve bunun da radyoaktif bozulma olabileceÄŸini önerdi. Ancak GüneÅŸ enerjisinin kaynağı hakkındaki en önemli ipucunu saÄŸlayan kiÅŸi ünlü kütle-enerji denkliÄŸi bağıntısı E = mc² ile Albert Einstein olmuÅŸtur.

1920′de Arthur Eddington GüneÅŸ’in çekirdeÄŸinde bulunan basınç ve sıcaklıkların hidrojeni helyuma dönüştürecek bir nükleer füzyon tepkimesi için yeterli olduÄŸunu, kütledeki net deÄŸiÅŸiklikten de enerji oluÅŸacağını önermiÅŸtir. GüneÅŸ’te bulunan hidrojenin baskınlığı 1925 yılında Cecilia Payne-Gaposchkin tarafından doÄŸrulanmıştır. Kuramsal füzyon kavramı 1930′larda astrofizikçiler Subrahmanyan Chandrasekhar ve Hans Bethe tarafından geliÅŸtirilmiÅŸtir. Hans Bethe, GüneÅŸ’in enerjisini saÄŸlayan iki ana nükleer tepkimeyi hesaplamıştır.

1957 yeni ufuklar açan, “Yıldızlarda Elementlerin Sentezi” baÅŸlıklı bir bilimsel makale Margaret Burbridge tarafından yayımlandı Makale evrende bulunan elementlerin GüneÅŸ gibi yıldızların içinde sentezlendiÄŸini kanıtlarıyla gösterdi. Bu açıklamalar günümüzde bilimin önemli ilerlemelerinden biri olarak sayılmaktadır.

Güneş uzay görevleri

GüneÅŸ’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 GüneÅŸ’in yörüngesinde kaldılar ve güneÅŸ rüzgârı ile güneÅŸ manyetik alanının ilk detaylı ölçümlerini gerçekleÅŸtirdiler. Pioneer 9 özellikle uzun bir zaman çalışır durumda kaldı ve 1987′ye kadar data göndermeye devam etti.

1970′lerde Helios 1 uzay sondası ve Skylab Apollo Teleskobu biliminsanlarına güneÅŸ rüzgârı ve korona hakkında yeni data saÄŸladı. ABD – Almanya ortak giriÅŸimi 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 güneÅŸ gözlem modülü de bulunmaktaydı. Skylab GüneÅŸ geçiÅŸ bölgesinin ve koronanın morötesi ışınımının ilk zamanlamalı göslemlerini gerçekleÅŸtirdi. BuluÅŸlar arasında koronodan kütle fırlatılması ve ÅŸimdilerde güneÅŸ rüzgârıyla yakın iliÅŸkisi olduÄŸu bilinen korona delikleri olmuÅŸtur.

1980′de NASA tarafından Solar Maksimum uzay uydusu fırlatıldı. Bu uzay aracı yüksek güneÅŸ etkinliÄŸi sırasında güneÅŸ 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 ÅŸekilde geçirdi. 1984 yılında uzay mekiÄŸi Challenger STS-41C görevi uyduyu bularak onardı. Haziran 1989′da Dünya atmosferine girene kadar Solar Maximum sondası binlerce korona görseli çekebildi.

Japonya’nın 1991′de fırlatılan Yohkoh (Günışığı) uydusu X ışını dalgaboyunda güneÅŸ püskürtülerini gözlemledi. Sondadan gelen datalar sayesinde biliminsanları deÄŸiÅŸik tipte güneÅŸ püskürtülerini tanımlayabildiler. Ayrıca doruk etkinlik bmlgelerinden uzakta olan koronanın da eskiden düşünüldüğünün aksine daha dinamik ve etkin olduÄŸu ortaya çıkarıldı. Yohkoh tam bir güneÅŸ döngüsünü gözlemledi ancak 2001de güneÅŸ tutulması sırasında bekleme moduna girdi ve GüneÅŸ ile olan baÄŸlantısını yitirdi. 2005 yılında atmosfere yeniden girerken yokoldu.

Günümüze kadar en önemli güneÅŸ uzay görevlerinden biri Avrupa Uzay Ajansı ile NASA ortak projesi olan ve 2 Aralık 1995′te fırlatılan SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) görevidir. BaÅŸlangıcında iki yıllık bir görev için planlanan SOHO 2007 itibariyle on yılı aÅŸkın bir süre etkinlik göstermiÅŸtir. Çok yararlı olduÄŸunu kanıtlamasından 2008′de fırlatılacak devam görevi Solar Dynamics Observatory planlanmıştır. Dünya ile GüneÅŸ arasında Lagrange noktasına yerleÅŸtirilen SOHO fırlatıldığından beri deÄŸiÅŸik dalgaboylarında GüneÅŸ’in görüntüsünü sürekli olarak iletmektedir. DoÄŸrudan GüneÅŸ’i gözlemleyebilmesinin yanı sıra SOHO özellikle GüneÅŸ’in yanından geçerken yanan bir çok küçük kuyrukluyıldız dahil bir çok kuyrukluyıldızın keÅŸfine yaradı.

GüneÅŸ’in güney kutbu. STEREO güneÅŸ gözlem misyonu tarafından çekilmiÅŸtir. Görselin saÄŸ alt kısmında fırlatılan madde görülebilir.

Tüm bu uydular GüneÅŸ’i tutulum düzlemi üzerinden gözlemlemiÅŸtir, yani yalnızca ekvator bölgelerinin detayları mevcuttur. 1990 yılında GüneÅŸ’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 kuyrukluyıldızının Jüpiter ile çarpışmasını izleyebildi. Ulysses planlanan yörüngesine girdikten sonra güneÅŸ rüzgârını gözlemlemeye ve yüksek enlemlerde manyetik alan kuvvetini belirlemeye baÅŸladı. Yüksek enlemlerden çıkan güneÅŸ rüzgârının beklenenden daha düşük olarak 750 km/s hızla hareket ettiÄŸini buldu. Ayrıca yüksek enlemlerden çıkan, galaktik kozmik ışınlar saçan büyük manyetik dalgaların varlığını keÅŸfetti.

Işıkyuvar’da bulunan elementlerin bolluÄŸu günışığı tayflarından çok iyi bilinmektedir ancak GüneÅŸ’in içinin bileÅŸimi çok iyi anlaşılamamıştır. Bir güneÅŸ rüzgârı örnek getirme görevi için kullanılan Genesis uzay aracı, gökbilimcilerinin güneÅŸ maddesi bileÅŸimini doÄŸrudan ölçebilmesi için tasarlanmıştı. Genesis 2004 yılında Dünya’ya döndü ancak iniÅŸ sırasında paraşütlerinden biri açılmadığı için zarar gördü. Aşırı derecede zarara raÄŸmen bazı iÅŸe yarar örnekler ele geçirildi ve analizleri devam etmektedir.

STEREO (The Solar Terrestrial Relations Observatory) görevi Ekim 2006′da fırlatılmıştır. Ä°ki eÅŸlenik uzay aracı GüneÅŸ’in ve koronadan kütle fırlatımı gibi olayların stereoskopik fotoÄŸrafını çekebilecek ÅŸekilde yörüngeye sokulmuÅŸlardır.

Güneş gözlemi ve göze gelen zarar

Yeryüzünde, bir fotoğraf makinesi lensinden göründüğü şekliyle Güneş.

Günışığı çok parlaktır ve çıplak gözle kısa süreler için GüneÅŸ’e bakmak acı verici olabilir ama özel olarak normal gözler için zararlı deÄŸildir.GüneÅŸ’e doÄŸrudan bakıldığında gözde yıldız gibi parlamalar oluÅŸur ve geçici olarak yarı körlüğe sebep olur. Aynı zamanda retinaya 4 milliwatt günışığı düşmesine, böylece retinanın hafifçe ısınarak, potansiyel olarak gözlerin zarar görmesine neden olur.UV ışınlarına maruz kalma sonucu aÅŸamalı olarak gözün lensi yıllar sonra sararır ve katarakt oluÅŸumuna neden olabilir.DoÄŸrudan GüneÅŸ’e bakıldığında yaklaşık 100 dakika sonra UV kaynaklı güneÅŸ yanığı benzeri lezyonlar retina üzerinde oluÅŸur, özellikle morötesi ışınlar yoÄŸun ise. Gözler genç ise durum daha da kötüleÅŸir, çünkü yaÅŸlanan gözlerden daha fazla UV’den etkilenir.

GüneÅŸ’i dürbün gibi ışığı yoÄŸunlaÅŸtıran optik cihazlarla izlemek eÄŸer UV ışınları filtre edecek uygun bir filtre yoksa çok zararlıdır. Filtresiz dürbünler çıplak gözün aldığından 500 kat daha fazla enerjinin retinaya gelmesini saÄŸlayacağından retina hücrelerinin hemen ölmesine neden olur. Öğlen güneÅŸine filtresiz dürbünle çok kısa bir süre bakmak bile kalıcı körlüğe neden olur. GüneÅŸ’i izlemenin güvenli bir yolu teleskop kullanarak görüntüsünü bir ekrana yansıtmaktır.

Kısmi güneÅŸ tutulmalarını izlemek zararlıdır, çünkü gözbebekleri aşırı yüksek kontrasta uyumlu deÄŸildir. GözbebeÄŸi ortamda bulunan toplam ışık miktarına göre geniÅŸler, ortamda bulunan en parlak nesneye göre deÄŸil. Kısmi tutulmalarda günışığının çoÄŸunluÄŸu GüneÅŸ‘in önünden geçen Ay tarafından engellenir ama ışıkyuvarın örtülmemiÅŸ kısımlarının yüzey parlaklığı normal günlerdeki ile aynıdır. Ortamın loÅŸ olması nedeniyle gözbebeÄŸi ~2 mm’den ~6 mm’ye büyür, ve günışığına maruz kalan her retina hücresi tutulmayan normalin on katı ışık alacaktır. Bu gözlemcinin gözünde kalıcı kör noktalara neden olacak ÅŸekilde hücreleri öldürebilir ya da hücrelere zarar verebilir. Hemen acı oluÅŸmadığı için tecrübesiz gözlemciler ve çocuklar bu zararın farkına varamaz, bir kiÅŸinin görüşünün bozulması hemen farkedilmez.

Gündoğumu ve günbatımı esnasında günışığı 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 günışığından kaynaklanan aşırı ısı bu filtrelerin aniden çatlamasına neden olabilir. 14 numaralı kaynak camı kabul edilebilir bir güneş filtresidir ama negatif siyah fotoğraf filmi değildir çünkü çok fazla kızılötesi ışını geçirir.

Facebook da Paylas

Neptün, Güneş sisteminin Güneş’ten uzaklık sırasına göre 8. gezegenidir. Kütle açısından Jüpiter ve Satürn’den sonra üçüncü, çap açısından bu iki gezegen ve Uranüs’ün ardından dördüncü sırada gelir. Adını Roma deniz tanrısı Neptunus‘tan alır. 1846 yılında Urbain Le Verrier ve Johann Gottfried Galle tarafından bulunmuştur. Gaz devleri sınıfına girmektedir.

Güneş’e olan uzaklığından dolayı Neptün gezegeni hakkında kesin bilgiler bulunmamaktadır. Fakat gezegenin yakınlarından geçen Voyager 2 uzay sondasından alınan bilgilere göre, gezegen 22300 km lik yarı çapa sahiptir ve kendi ekseni etrafındaki dönüşünü 17.24 saatte tamamlamaktadır.

Neptün’ün yüzeyinde en yüksek sıcaklıklar -220° C’a yaklaşır ve astronom A. Dollfus, gezegenin üstünde, hareketsiz gibi görünen düzensiz lekeler gözlemiştir. Buna dayanılarak, her şeyin don olayı nedeniyle hareketsizleştiği ve atmosfer akımları bulunmadığı sanılmaktaydı. Ancak Voyager 2 yolculuğu sırasında bu gezegenin yakınından geçtiği sırada çekirdeğinin hala çok sıcak olduğunu, dolayısıyla şiddeti 1000 mil’e varan fırtınalar olduğunu saptadı. Gezegenin göğünde, Triton ve Nereid adları verilen, çok soluk renkli 2 ay vardır; daha büyük olan birincisinin boyutları Dünya’nın uydusu Ay’ınkinden büyüktür. Ayrıca 13 tane bilinen küçük uydusu vardır.

Facebook da Paylas