Güneş Nedir.?

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

Güneş'in iç 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)

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.


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


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.


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.


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

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


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.


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.

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


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.


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. Emaley mcculloch is the co-founder of autism training solutions, based in honolulu, and a behavior analyst with 15 years professional essay writer within pro-essay-writer.com/ of experience in the field of autism and education

Yazar Hakkında

'in 1319 yazısı bulunmaktadır..

“Güneş Nedir.?” İçin 1 Yorum

Geriİzlenimler

  1. Güneş Sistemi Nedir.? Güneş Sistemi Gezegenleri | NEDEN - NASIL - NEDİR

Yorumunuzu Bırakın

Eğer profil resminizin görünmesini istiyorsanız gravatar'a ücretsiz kaydolabilirsiniz.

Yorum yollayabilmek için giriş yapmalısınız.

Copyright © 2019 Neden-Nasıl-Nedir. All rights reserved.
Kullanma Klavuzu - Kullanma Klavuzlar - Kullanma Klavuzu - vestel - arelik - beko - vaillant - bosch - beyaz eya - televizyon - buzdolab - amar makinas - klima - kombi - dvd - uydu alc - cep telefonu