Güneş
advertisement
GÜNEŞ Güneş Tanrısı-Helios ASTRONOMĐYE GĐRĐŞ II - 2008 Serdar Evren Güneş’in çapı üstüne yaklaşık 109 tane Yer yerleştirebiliriz. http://sohowww.nascom.nasa.gov/classroom/illustrations/SunSize.jpg Güneş’in boyutunun Yer’in boyutu ve Ay’ın yörüngesiyle karşılaştırması Güneş’in Temel Özellikleri Yarıçap = 695 990 km = 109 Yer yarıçapı Kütle = 1.989x1030 kg = 333 000 Yer kütlesi Işınım gücü = 3.846x1033 erg/s Yüzey sıcaklığı = 5770 K Yüzey yoğunluğu = 2.07x10-7 g/cm3 = 1.6x10-4 hava yoğunluğu Merkezi sıcaklık = 15 600 000 K Merkezi yoğunluk = 150 g/cm3 Yaş = 4.57x109 yıl Güneş’in Kimyasal Yapısı HĐDROJEN, kütlenin yaklaşık % 70’i HELYUM, kütlenin yaklaşık % 28’i AĞIR ELEMENTLER, % 2 (karbon, azot, oksijen, neon, magnezyum, silisyum, demir) Merkezdeki kimyasal yapı = %35 H, %63 He, %2 Ne katı ne de gaz yapı, PLAZMA. Yüzeyde az yoğun, çekirdeğe doğru çok yoğun. NEDEN GÜNEŞ’Đ ĐNCELERĐZ? 1. ĐKLĐM ĐLE ĐLĐŞKĐSĐ Dünyadaki yaşam için ısı ve ışık kaynağıdır. Üzerindeki değişiklikler dünyamızı nasıl etkiler? Güneş genç iken daha sönüktü ve Yer henüz tam olarak katı değildi. Güneş’ten yayılan ışığın niceliği ve niteliği zaman içinde değişir. Son leke çevriminde Güneş üzerindeki leke sayısı maksimum olduğunda toplam ışınım %0.1 kadar artmıştır. Bu değişimlerin bazıları dünya iklimini etkiler. 2. UZAYDAKĐ HAVA DURUMU Güneş rüzgarının kaynağı Güneş’tir. Güneş’ten çıkan gaz akıntısı 500 km/s’den daha büyük hızla Yer’den geçer. Güneş üzerinde olan patlamalardan açığa çıkan yüklü parçacıklar Yer’in manyetik alanını etkiler. Uyduların yörüngesinde değişiklik yapabilir. Uydulara zarar verebilir. 3. BĐR YILDIZ OLARAK GÜNEŞ Evrendeki gökcisimlerinin açıklanmasında önemli rol oynar. Yakın olduğu için yüzey araştırması rahat yapılır. Yarıçapı, kütlesi, ışınım gücü, yaşı ve atmosferi hakkındaki bilgilerimiz diğer yıldızların evrimine ışık tutar. Diğer yıldızların etrafındaki gezegenlerin araştırılmasında kolaylık sağlar. 4. BĐR FĐZĐK LABORATUVARI OLARAK GÜNEŞ Çekirdeğinde nükleer reaksiyonla hidrojenini helyuma dönüştürerek enerji üretir. Benzer koşullar altındaki plazma hareketlerinin araştırılmasını sağlar. GÜNEŞ’ĐN YAPISI Güneş’in Đçi Fotosfer Kromosfer Geçiş Bölgesi Korona Güneş Rüzgarı Helyosfer GÜNEŞ’ĐN YAPISI Altı farklı temel katman; (içerden dışarıya doğru) ÇEKĐRDEK RADYATĐF KATMAN KONVEKTĐF KATMAN FOTOSFER KROMOSFER KORONA GÜNEŞ’ĐN YAPISI ĐÇ YAPI Her birinde farklı işlemlerin sürdürüldüğü dört ayrı bölge vardır. Enerji en içerdeki bölge (%25) olan çekirdekte üretilir. Bu enerji ışınım yoluyla dışa doğru radyatif katman içinde çoğunlukla gamma ve x-ışınıyla yayılır. En dışardaki konvektif katman içinde (%30) maddenin hareketi yoluyla yüzeye kadar yayılır. Radyatif katman ile konvektif katman arasında manyetik alanın üretildiği ince bir ara katman vardır (tachocline). ĐÇ YAPI Konvektif Katman Ara Katman Radyatif Katman Çekirdek HĐDROSTATĐK veya ÇEKĐMSEL DENGE basınç Güneş’in içinde dışa doğru basınç kuvveti, içe doğru çekim kuvvetini her yerde dengeler. çekim HĐDROJEN VE HELYUM Düşük hızlarda, elektromanyetik kuvvetler çekirdeklerin çarpışmasını engeller. Yüksek hızlarda, çekirdekler kuvvetli nükleer kuvvetleri yenecek kadar birbirlerine yakın olurlar. ÇEKĐRDEK ve Enerji Üretimi Proton-Proton Çevrimi (pp çevrimi) Đki proton çarpışır ve ağır su (deuterium), bir pozitron ve bir nötrino üretir. Bir proton ağır su çarpışır, bir helyum-3 çekirdeği ve gamma ışını üretir. Đki helyum-3 çekirdeği çarpışır ve normal bir helyum-4 çekirdeği üretir. Đki proton serbest kalır. Kütle Kaybı? 4 × 1 hidrojen = 6.693 × 10-27 kg - 1 helyum = 6.645 × 10-27 kg ---------------------------------------------Kayıp kütle = 0.048 × 10-27 kg E = mc 2 NÖTRĐNO PROBLEMĐ Hidrojenin nükleer yanma işlemiyle helyuma dönüşümü sırasında nötrino isimli parçacıklar üretilir. Bu parçacıklar Güneş’in katmanları arasından etkileşmeden geçerek gezegenler arası ortama yayılır. Yer’in içinden de geçer. Saptanan nötrino sayısıyla beklenen sayı arasında çelişki vardır. Nötrino Teleskobu Kozmik Işınlar 1.6 km 100,000 gal. tank Altın Ar C2Cl4 Kaplama Ar Argon Atom Nötrino Teleskobu Güney Dakota. Nötrino yakalandığında Cl çekirdeği Ar çekirdeğine dönüşüyor. Kamiokande - Japonya RADYATĐF KATMAN Çekirdeğin dış kenarından konvektif katmanın tabanındaki geçiş bölgesine kadar uzanır. Yarıçapın %25’inden %70’ine kadar bölge kaplar. Enerji aktarımı ışınım yoluyla olur. Fotonlarla taşınır. Fotonlar ışık hızında ilerlemelerine rağmen milyonlarca yılda ara katmana ulaşır. Ortamın yoğunluğu 20 g/cm³ (yaklaşık altının yoğunluğu)’den 0.2 g/cm³ (suyun yoğunluğundan çok daha az)’e kadar azalır. Sıcaklık yaklaşık 7 milyon K’den 2 milyon K’e düşer. Güneş’in içinde yoğunluk değişimi Radyatif Bölge Yoğunluk Çekirdek Yarıçap Konvektif Bölge Güneş’in içinde sıcaklık değişimi Radyatif Bölge Sıcaklık Çekirdek Yarıçap Konvektif Bölge Güneş’in merkezden itibaren yoğunluk ve sıcaklık değişimi GEÇĐŞ (ARA) KATMANI Geçiş katmanı radyatif katman ile konvektif katman arasında uzanır. Konvektif katmanda bulunan madde hareketleri bu katmanın üstünden tabanına kadar yavaşça kaybolur. Bu ince katman bulunuşundan beri son yıllarda daha ilgi çeker duruma gelmiştir. Güneş’in manyetik alanının üretildiği katman olarak kabul edilir. Bu katmandan itibaren kimyasal yapıda ani değişiklik başlar. KONVEKTĐF KATMAN Güneş içinin en dış katmanıdır. Yüzeyin 200 000 km. altına kadar uzanır. Konvektif katmanın tabanında sıcaklık 2 milyon K’dir. Bu sıcaklık karbon, azot, oksijen, kalsiyum ve demir gibi ağır iyonlar için yeterince “soğuktur”. Bu durum ortamı, ışınımın yayılmasını engelleyecek kadar donuk (opak) yapar. Bundan dolayı tuzaklanan ısı karasız bir akışkana dönüşür ve “kaynayarak” üst taraflara doğru harekete başlar. Sıcaklık gradiyenti (sıcaklığın yarıçap boyunca yüzeye doğru azalma hızı) adyabatik gradiyentten (bir maddenin ısı alışverişi olmaksızın daha yukarı doğru hareket etmesi sonucunda sıcaklığındaki azalma hızı) daha büyük oldukça konveksiyon oluşur. Burada, yukarı doğru hareketli madde çevresine göre daha ılık oldukça yükselme devam eder. Bu konvektif hareketler ısıyı yüzeye kadar hızla taşır. Daha sonra soğuyarak geri döner. Yüzeydeki sıcaklık 5800K’e kadar düşerken yoğunluk 0.0000002 g/cm³ (deniz seviyesindeki havanın yaklaşık 1/10 000). Konvektif hareketler yüzeyde bulgur (granül ve süper granül) olarak görünür. Sıcaklık Gradiyenti Konveksiyon enerjiyi dışa doğru taşır Konvektif hücre Bulgurlanma (Granülasyon) FOTOSFER Fotosfer Güneş’in görünür yüzeyidir. Çok ince olup yaklaşık 100 km kalınlığındadır. Yüzeyde karanlık lekeler, parlak fakülalar ve bulgurlar (granüller) vardır. Kenar Kararması Disk merkezi doğrultusu kenarlara göre daha parlak görünür. Bu olaya “kenar karaması” denir. Güneş’in Dönmesi • Güneş dönme ekseni etrafında yaklaşık 27 günde döner. Bu dönme hareketi fotosferdeki lekelerin gözlenen hareketleriyle saptanmıştır. • Güneş’in dönme ekseni 7.25 deg eğimli olduğundan kuzey uçlağını Eylül, güney uçlağını ise Mart ayında daha çok görürüz. • Güneş bir gaz topu olduğundan katı cisim dönmesi yapmaz. Aslında, eşlek bölgesi (24 gün) kutuplara göre (32 gün) daha hızlı döner. Bu dönme “diferansiyel dönme” olarak adlandırılır. KROMOSFER Kromosfer, fotosfer üzerindeki düzensiz bir katmandır. Sıcaklık 6000K’den 20000K’e kadar yükselir. Hidrojen bu yüksek sıcaklıklarda kırmızımsı bir renkte ışık salar (H-alpha salması). Bu renkli salma tam güneş tutulması sırasında güneşin kenar kısmında dev alevlerde (prominence) görülebilir. Bu katmana verilen “renk küre” ismi buradan gelir. Tam güneş tutulması sırasında kromosfer KROMOSFER Güneş’e bir H-alpha filtresi kullanarak bakıldığında yeni bazı özelliklere rastlanır. manyetik alanın kromosferik ağ bileşenleri, güneş lekeleri etrafında parlak “plage” bölgeleri, karanlık flament yapılar, disk kenarında görülen dev alevler. Hα 6563Ǻ filtresiyle CaII K 3934Ǻ filtresiyle GEÇĐŞ BÖLGESĐ Sıcak korona ile daha soğuk kromosfer arasındaki çok ince ve çok düzensiz yapı sergileyen bir atmosfer. Isı koronadan kromosfer içine doğru akarken sıcaklık 1 milyon K’den 20 000K’e kadar düşer. Hidrojen bu sıcaklıklarda iyonlaştığı için onu görmek zorlaşır. Onun yerine üç elektronunu kaybetmiş C IV, O IV ve Si IV’ün moröte bölgesinde salınan ışığını görebiliriz. GEÇĐŞ BÖLGESĐ 100 000K sıcaklıkta C IV filtresiyle 200 000K sıcaklıkta S VI filtresiyle Beyaz ışıkta KORONA Korona Güneş’in en dış atmosferidir. Yalnız tam güneş tutulması sırasında Güneş’i çevreleyen beyaz bir taç gibi görünür. Güneşin leke aktivitesine bağlı olarak çevrimden çevrime görüntüsünde değişiklik olur. Tam Güneş Tutulması sırasında KORONA Salma çizgisinde KORONA Koronanın görünür tayfının ilk gözlemlerinde hangi elemente ait olduğu bilinmeyen parlak salma çizgileri görünüyordu. Gökbilimciler koronanın temel gazı olarak "coronium" un varlığından sözettiler. Koronanın gerçek doğasının gizemi, sıcaklığı 1 milyon K’den daha sıcak olan koronal gazların bulunmasına kadar sürdü. Bu yüksek sıcaklıklarda iki baskın element olan hidrojen ve helyum da tüm elektronlarını kaybetmiş olur. Hatta karbon, azot, ve oksijenin bile elektronları azalır. Yalnız demir ve kalsiyum gibi daha ağır elementler hala bazı elektronlarına sahiptir. Yüksek dereceden iyonlaşmış elementlerin bu salmaları gizemli tayflardaki salma çizgilerini üretir. Günümüzde koronograflarla Güneş’in diski örtülerek suni tutulma yaratılır ve koronal çalışmalar salma çizgilerine ilişkin filtrelerle yapılır. Bu koronograflar sayesinde “salma çizgisinde korona”nın görüntülerini elde edilir. Görüntüler için web sayfası: National Solar Observatory/Sacramento Peak http://nsosp.nso.edu/data/latest_solar_images.html Fe XIV’de tüm disk görüntüsü Fe X’da günlük korona görüntüsü Salma çizgisinde KORONA Koronadan madde fırlatılışı X-ışında KORONA Korona sahip olduğu yüksek sıcaklıktan dolayı X-ışında da görünür. 1970 yılların başında atmosfer dışındaki SKYLAB’a yerleştirilen bir X-ışın teleskopla çalışmalar yapılmıştır. Đlk defa koronal delikler ve ve koronal parlak noktalar bulunmuştur. Daha sonra YOHKOH uydusu korona hakkında sağlıklı bilgi yollamıştır. Bugün ise SOHO ve TRACE uyduları yeni dinamik özellikler bulmaya devam etmektedir. X-ışında KORONA YOHKOH uydusu ile alınmıştır. SOHO SOHO yörüngede GÜNEŞ RÜZGARI Güneş rüzgarı, yaklaşık 400 km/s’lik bir hızla Güneş’ten tüm doğrultularda yayılan bir akıntıdır. Güneş rüzgarının kaynağı Güneş’in sıcak koronasıdır. Koronanın sıcaklığı Güneş’in çekim kuvveti bile koronal maddeyi tutamayacak kadar sıcaktır. Hala ayrıntılarını anlayamadığımız kavram; nerede ve nasıl oluyor da koronal gaz bu kadar yüksek hızlara ivmelenebiliyor. Bu soru koronal ısınma kavramıyla birebir ilişkilidir. Güneş Rüzgarı Güneş Rüzgarındaki Değişimler Güneş rüzgarı düzgün yapılı değildir. Güneş’ten her yöne yayılmasına rağmen hızında değişimler olur. Yüksek hızlı rüzgar düşük hızlı rüzgarı yakalayıp karşılıklı etkileşen bölgeler oluşur ve kimyasal yapı değişir. Güneş rüzgarı hızı koronal delikler üzerinde 800 km/s’ye ulaşır. Yüksek ve düşük hızlı akıntılar birbirleriyle etkileşir ve Güneş döndükçe bu akıntılar Yer’i tarayarak yayılır. Bu rüzgar hızı değişimleri Yer’in manyetik alanını etkiler Yer’in manyetosferinde fırtınalar yaratır. Güneş rüzgarında bir günlük değişim http://www.swpc.noaa.gov/ace/MAG_SWEPAM_24h.html HELYOSFER Helyosfer güneş rüzgarı tarafından uzayda üretilen bir şişimdir. Şişim içindeki madde daha çok Güneş’ten yayılan maddedir. Güneş’ten tüm doğrultularda yüzlerce km/s lik hızlarla yayılan bu süpersonik hızlı rüzgar Pluto’nun ötesine geçip yıldızlararası ortamla karşılaşılaşıp yavaşlamalıdır. Önce bir şok dalgası oluşur, sonra da sesaltı hıza kadar düşerek yavaşlar. Güneş’in arka tarafına geçerek bir kuyrukluyıldızın kuyruğu benzeri bir şekil oluşturarak, yıldızlararası ortamın akış doğrultusunda geri döner. Voyager 1 ve 2 ile Pioneer 10 ve 11 hala bu şişim içinde yol almaktadırlar. Güneş rüzgarı koronadan gelen iyonlaşmış atomlar, parçacıklar ve manyetik alanlar içerir. Güneş 27 günlük dönüşü içinde güneş rüzgarı tarafından taşınan manyetik alan bir sarmal içine sarılır. Güneş’in manyetik alanındaki değişimler güneş rüzgarı tarafından dışa doğru taşınır ve Yer’in kendi manyetosferindeki manyetik fırtınaları oluşturur. GÜNEŞ’E ĐLĐŞKĐN ÖZELLĐKLER Fotosferik Özellikler Kromosferik Özellikler Koronal Özellikler FOTOSFERĐK ÖZELLĐKLER GÜNEŞ LEKESĐ Güneş lekeleri Güneş’in yüzeyinde karanlık lekeler olarak görünür. Lekelerin karanlık merkezlerindeki sıcaklık yaklaşık 3700K’e kadar düşebilir. Çok büyük olanları birkaç hafta yaşasalar da genelde ömürleri birkaç gündür. Güneş lekeleri manyetik alan şiddetleri binlerce Gauss’u bulan manyetik bölgelerdir. Yer’in manyetik alanından çok daha şiddetlidirler. Lekeler genelde iki lekeli grup içinde bulunurlar. Biri pozitif veya kuzey uçlaklı manyetik alan olurken diğeri negatif veya güney uçlaklıdır. Manyetik alan lekenin en karanlık yeri olan ve “umbra” diye adlandırılan kısmında en şiddetlidir. Umbranın dış çevresindeki yarı gölgeli alan ise daha zayıf şiddetlidir. Güneş Lekesi 2001 2005 FAKÜLA Fakülalar genelde güneş diskinin kenarında kolayca görülen parlak alanlardır. Bunların da manyetik alanları vardır. Fakat daha küçük bölgeler içinde yoğunlaşmışlardır. Lekeler Güneş’in daha karanlık görünmesine neden olurken fakülalar onu daha parlak yapar. FAKÜLA VE LEKE BULGUR (Granül) Bulgurlar yaklaşık 1000 km boyutlu, lekeyle kaplı alanlar hariç tüm güneş yüzeyini kaplayan küçük hücresel yapılardır. Bu yüzey özelliklerinden parlak olanları, aslında güneşin içinden gelip yükselen sıcak akışkan konveksiyon hücrelerinin en üst birimidir. Karanlık olanlar soğuyarak geri dönen maddedir. Her bir bulgur yaklaşık yalnız 20 dakika kadar yaşar. Bulgurlar içindeki akışkanın hızı 7 km/s’den süpersonik hızlara kadar ulaşabilir ve güneş yüzeyindeki dalgaları üretebilen ses bombaları şeklinde patlamalar oluşturabilir. Bulgurlanma SÜPER BULGUR Süper bulgurlar, normal bulgurların yaklaşık 35 000 km boyutlu çok daha büyük olanlarıdır. Doppler Kayması ölçümlerinde en iyi sonuç bunlardan alınır. Bize doğru hareket maddenin tayf çizgileri maviye kayarken bizden uzaklaşan madde kırmızıya kayma gösterir. Bu özellikler de güneşin bütün yüzeyinde görülebilir ve zaman içinde sürekli evrimleşirler. Her biri bir iki gün içinde yaşamını tamamlar ve akışkan hızı yaklaşık 0.5 km/s’dir. Süper bulgurlanma KROMOSFERĐK ÖZELLĐKLER KROMOSFERĐK AĞ Kromosferik ağ, daha çok hidrojen-alpha (Hα)’nın ve kalsiyumun moröte salmalarında (Ca II K) kolayca görülen webbenzeri bir ağ yapıdır. Ağın sınırları süper bulgur hücrelerdir. FILAMENT ve PLAGE Filamentler hidrojenin kırmızı ışığında (Hα) karanlık görünen ipliksi yapılardır. Bunlar yoğun ve soğuk materyal bulutlarıdır. Manyetik alan ilmikleri tarafından yüzey üzerinde asılı dururlar. Plage, güneş lekelerini çevreleyen parlak lekelerdir. En iyi Hα’da görünürler. Plage’lar da yoğun manyetik alanlarla ilişkilidir. Kromosferi karakterize eder. Filament Plage ĐPLĐKSĐ YAPI (SPĐKÜL) Đpliksi yapılar (spiküller) kromosferik ağ içinde görülen jet benzeri küçük patlamalardır. Hα’da alınan görüntülerde kısa karanlık ince çizgiler olarak görünürler. Yaşamları birkaç dakika içinde son bulur. Yüzey materyalini 20-30 km/s’lik hızlarla sıcak koronaya doğru fırlatırlar. Spikül Dev Alev Dev alevler (prominence) manyetik alan ilmikleri yardımıyla güneşin yüzeyi üzerinde asılı duran yoğun materyal bulutlarıdır. Dev alevler ve filamentler aslında aynı şeylerdir. Dev alevler disk kenarında görülürlerken; filamentler güneş yüzeyine izdüşüm alınmış görüntülerdir. Filamentler ve dev alevlerin her ikisi de günlerce veya haftalarca sakin kalabilir. Ancak, bazen manyetik ilmikler yavaşça değişerek birkaç dakika veya saat içinde patlama geçirir. 28 Mart 2008 Dev Alev SOHO http://sohowww.nascom.nasa.gov/pickoftheweek/ KORONAL ÖZELLĐKLER MĐĞFER YAPILAR Miğfer yapılar genelde güneş lekeleri ve aktif bölglerin üzerinde uzanan ve belli bir noktaya doğru uzanan büyük başlık benzeri koronal yapılardır. Bu yapıların tabanında genelde bir dev alev veya filamentle karşılaşırız. Miğfer yapılar aktif bölgeler içindeki güneş lekeleriyle ilişkili manyetik ilmikler ağı tarafından oluşturulur. Kapalı manyetik alan çizgileri elektrik yüklü koronal gazı nispeten yoğun bu yapıları oluşturmak için tuzaklar. Güneş’ten ayrılan güneş rüzgarı yardımıyla uzak bir uç noktaya doğru itilerek oluşurlar. Koronada miğfer görünümlü yapılar UÇLAKTAKĐ TÜYSÜ YAPILAR Uçlak bölgelerinde görülen ince uzun tüyümsü yapılar Güneş’in kuzey ve güney uçlak bölgelerinden dışa doğru çıkan yayılır. Bu özelliklerin ayak uçlarında yüzeydeki küçük manyetik alanlarla ilişkili parlak alanlar buluruz. Bu yapılar Güneş’in uçlaklarındaki açık manyetik alan çizgileriyle ilişkilidir. Miğfer yapılarda olduğu gibi güneş rüzgarının hareketi sonucunda oluşur. TÜYSÜ YAPILAR KORONAL ĐLMĐKLER Koronal ilmikler güneş lekeleri etrafında ve aktif bölgeler içinde bulunur. Bu yapılar yüzeydeki manyetik bölgelerle bağlantılı kapalı manyetik alan çizgileriyle ilişkilidir. Birçok koronal ilmik birkaç gün veya hafta bozulmadan kalabilir. Ancak, bazı ilmikler güneş flareleriyle ilişkili olup çok daha kısa süreyle görülebilir. Bu ilmikler çevrelerine göre daha yoğun madde içerir. Đlmiklerin üç boyutlu yapısı ve dinamiği aktif araştırma alanlarından birisidir. ĐLMĐKLER ĐLMĐKLER KORONAL DELĐKLER Koronal delikler koronanın karanlık bölgeleridir. Bu özellikler ilk defa X-ışın teleskoplarıyla atmosfer dışından güneş diski üzerinde koronanın yapısı araştırılırken bulunmuştur. Koronal delikler genelde Güneş’in uçlaklarında bulunan açık manyetik alan çizgileriyle ilişkilidir. Yüksek hızlı güneş rüzgarının koranal deliklerden kaynaklandığı bilinir. KORONAL DELĐKLER AKTĐF GÜNEŞ LEKE ÇEVRĐMĐ FLARELER FLARE SONRASI ĐLMĐKLER KORONAL KÜTLE FIRLATIMI YÜZEY AKINTILARI HELYOSĐSMOLOJĐ LEKE ÇEVRĐMĐ Galileo Galilei 1610 yılında güneş lekelerinin ilk gözlemlerini yaptı. Günlük gözlemler 1749 yılında Zurich Gözlemevi’nde başladı ve diğer gözlemevlerinin eklenmesiyle 1849 yılından itibaren gözlemler günümüze kadar süreklilik kazandı. Leke sayılarının aylık ortalaması azalan ve çoğalan değerlerle yaklaşık 11 yıllık çevrim gösterir. Leke sayılarının yıllara göre değişimi 11 Mart 2008’e göre Maunder Minimum Đlk kayıtlara göre, Güneş 17 yy.’da aktif olmayan bir döneme girdi. 1645’den 1715’e kadar yüzeyde leke görünmez oldu. Bu dönem “Küçük Buz Çağı” olarak da adlandırılır. Güneş aktivitesiyle iklim arasındaki ilişkiler günümüzün araştırma konularından biridir. KELEBEK DĐAGRAMI Ayrıntılı leke gözlemleri 1874 yılından beri Royal Greenwich Gözlemevi tarafından yapılmaktadır. Bu gözlemler lekelerin sayıları kadar, konumları ve boyutları üzerine de bilgi içerir. Veriler lekelerin güneş yüzeyinde gelişigüzel değil de eşeleğin her iki tarafında iki enlem bandı içinde toplandığını gösterir. Kelebek diagramı olarak adlandırılan bu diagramda lekeler önce orta enlemlerde ortaya çıkar, sonra her bir çevrimde aynı şekilde eşleğe doğru hareket eder. 24. Leke çevrimi 2008’de başlamıştır. Yeni leke çevrimi (24.) başladı. 4 Ocak 2008 Beyaz Işıkta Magnetogram http://science.nasa.gov/headlines/y2008/10jan_solarcycle24.htm FLARE (ANĐ PARLAMA) Flareler güneş yüzeyindeki çok büyük patlamalardır. Güneş maddesi birkaç dakika içinde milyonlarca derece ısınır ve bir milyar megatonluk Trinitrotoluene (TNT) enerjisi kadar enerji serbest kalır. Güneş lekeleri yakınında genelde zıt doğrultulu manyetik alanlar arasında oluşurlar. Flareler enerjiyi değişik biçimlerde serbest bırakır. Elektromanyetik (Gamma ışın ve X-ışın), Enerjik parçacıklar (proton ve elektron), Kütle kaybı Flareler X-ışınlarında ölçülen akılarıyla (parlaklıklarıyla) karakterize edilirler. En büyük flareler, X-Sınıf flarelerdir. M-Sınıf flareler, X-sınıf flarelerin onda biri kadar enerjiye sahiptir. C-Sınıf flareler de M-sınıf flarelerde görülen X-ışın akısının onda birine sahiptir. X-Sınıf flareler FLARE SONRASI ĐLMĐKLER Bir güneş flaresini izleyen birkaç saat içinde güneş yüzeyinde sık sık bir seri ilmik görürüz. Bu yapılar en iyi tayfın Hα salmasında salınan ışıkta görülür. Đlmikler içinde akan maddenin hızı Doppler Etkisiyle en iyi şekilde belirlenir. Bize doğru akan madde tayfın mavi tarafına doğru kayacaktır. KORONAL KÜTLE ATIMI Koronal kütle atımları Güneş’ten saatler süren fışkırmalar sonucunda manyetik alan çizgilerini izleyen büyük gaz şişimleridir. Koronal kütle atımları sık sık güneş flareleri ve dev alevlerle ilişkili olsa da bunların görülmediği zamanlarda da görülebilir. Koronal kütle atımlarının sıklığı leke çevrimlerine bağlı olarak değişir. Leke çevriminin minimumumda yaklaşık haftada bir kere görülürlerken, çevrimin maksimumunda günde ortalama 23 kere görülebilir. YÜZEY AKINTILARI Güneş’in yüzeyi farklı hız bileşenlerinden dolayı sabit hareket halindedir. Bu bileşenler: dönme, hücresel konveksiyon, salınımlar meridyenel akıntılardır. En büyük hız sinyali güneşin dönmesinden kaynaklanan 2000 m/s’lik eşlek hızıdır. Salınımlar ve konvektif hareketlerin her ikisi de yaklaşık 300 m/s’lik hızlara sahiptir. Meridyenel akıntılar 20 m/s ile en yavaş olanıdır. Bu bileşenlerin her biri güneşin 11 yıllık avtivite çevrimini nasıl oluşturduğunun anlaşılmasında önemli rol oynar. Hız bileşenleri Meridyenel akıntı Salınım Diferansiyel dönme Hücresel konveksiyon Meridyenel akıntı bileşenleri HELYOSĐSMOLOJĐ Güneş’in yüzeyi yaklaşık 5 dakikalık bir dönemle aşağı yukarı doğru salınmaktadır. Bu salınımların kaynağı ve doğası 1962 yılında bulunmuştur. Mavi alanlar bize doğru yaklaşan kırmızı alanlar bizden uzaklaşan ortamı gösterir. Aslında sinyalin şiddeti, görüntü diskinin merkezine yakın yerlerde en kuvvetli, kenarlarda ise daha zayıftır. Bu durum zonklama olarak nitelenen çap doğrultusundaki hareketi belirler. 5 dakika dönemli zonklamalar p-mod Bu salınımların gizemli kaynağı kuramsal olarak 1970’de ve gözlemlerle de 1975’de onaylandı. Yüzeyde görülen bu salınımlar güneşin içinde üretilen ve tuzaklanan ses dalgaları tarafından üretiliyordu. Ses dalgaları güneşin içindeki çalkantılı konvektif hareketlerdeki basınç salınımları tarafından üretilir. Dalgalar dışa doğru hareket ettikçe yüzeye yansır, burada yoğunluk ve basınç hızla düşer. Đçeri doğru hareket eden dalgalar ise sıcaklık arttıkça ses hızındaki artıştan dolayı kırılarak hareket doğrultularını değiştirir ve tekrar yüzeye döner. Tuzaklanmış bu ses dalgaları milyonlarca farklı desen veya modda güneşi zonklar halde gösterir. Ses, basınç tarafından üretildiğinden bu salınım modlarına p-mod adı verilir. p-mod animasyon Ses dalgaları ve onların ürettiği salınım modları güneşin iç yapısının araştırılmasında kullanılabilir. Benzer durum jeologlar tarafından da kullanılır. Depremlerden yayılan sismik dalgaların incelenmesiyle Yer’in iç yapısı araştırılır. Bazı dalgalar güneş merkezinin diğer tarafına kadar yayılabilirken bazıları daha sığ derinliklerden kırılarak tekrar yüzeye geri döner. Helyosismologlar dalgaların bu özelliklerini kullanarak güneşin içindeki sıcaklık, yoğunluk, kimyasal yapı ve madde hareketini belirlerler. Son yıllarda bu yöntemle birçok bilinmeyen açığa çıkartılmıştır. Güneşin içindeki dönme hızı değişimi Kırmızı renk hızlı dönmeyi, mavi renk yavaş dönmeyi temsil eder. Yüzeyde eşlek ve uçlaklar arasında görülen hız değişimi içe doğru devam eder ve konvektif katmanın tabanında (kesikli çizgi) aniden görünmez olur. ARAŞTIRMA ALANLARI Flare Mekanizmaları 3D Manyetik Alanlar Dinamo Kuramı Güneş Çevrimi Tahmini Leke Veri Tabanı Koronal Isınma Güneş Rüzgarı Dinamiği Flare Mekanizmaları Aktif Bölge(AR6659) 10 Haziran 1991 3D Manyetik Alanlar Dinamo Kuramı Güneş’in manyetik alanı güneşin içinde bir manyetik dinamo tarafından üretilir. Aslında bu manyetik alanlar birkaç yıl içinde çevrimsel olarak değişir. Güneş dinamosu için yapılan iyi bir model değişik gözlemleri açıklayabilmelidir. Bunlar: 11 yıllık leke çevrimi dönemi Kelebek diagramında görüldüğü gibi aktif enlemin eşleğe doğru sürüklenmesi Hale’in uçlak değişim yasası ve 22 yıllık manyetik Leke gruplarının gözlenen eğimi için Joy Yasası Manyetik kelebek diagramında görüldüğü gibi çevrimin maksimum zamanı yakınlarında uçlak manyetik alanlarının yön değiştirmesi Güneş Lekeleri Niçin Karanlıktır? Manyetik alan ilmikleri Manyetik alandan dolayı sıcak gaz burada yükselemiyor Sıcak Yüzey Fotosfer Güneş lekesi (soğuk yüzey) LEKE OLUŞUMU DĐNAMO Manyetik Alan Üretimi Manyetik alanlar elektrik akımları tarafından oluşturulur. Bu akımlar Güneş’in sıcak iyonlaşmış gaz akımları tarafından Güneş içinde üretilir. Biz bu akımları Güneş’in yüzeyinde ve içinde değişik biçimlerde gözleriz. Bu akıntıların hemen hemen hepsi güneşin manyetik alanına etki eder. Magnetic Field Lines Compass needles align with the magnetic field lines Lines closer together represent stronger magnetic fields Charged particles spiral along field lines Omega Etkisi Güneşin içindeki manyetik alanlar diferansiyel dönmeden dolayı Güneş’in etrafını sarar. Dönmeyi temsilen kullanılan Yunan alfabesi harfiden dolayı, Omega Etkisi olarak adlandırılır. Alpha Etkisi Manyetik alan çizgilerinin bükülmesi Güneş’in diferansiyel dönmesinden etkilenir. Yunan alfabesindeki α harfi, bükülmüş ilmik gibi göründüğünden alpha etkisi olarak adlandırılır. Eski dinamo modellerinde, bükülmenin yüzeye ısınarak taşınan çok büyük konvektif akıntılar yardımıyla üretildiğine inanılırdı. Bu varsayımdaki problem, beklenen bükülme çok fazla olmamasıydı. En son dinamo modellerinde bükülmenin nedeni, güneşin derinliklerinden gelen manyetik akı tüpleri üzerinde dönmenin etkisinin olduğu varsayımıdır. Alpha etkisi tarafından üretilen bükülme, leke gruplarını öneren Joy yasasını ve çevrimden çevrime manyetik uçlak değişimini öneren Hale yasasını da açıklar. Ara Dinamo Güneş manyetik dinamosunun ilk modellerinde, dinamo aktivitesinin tüm konvektif katman içinde oluştuğu fikri üzerine çalışmalar yapıldı. Ancak, sonunda gerçek anlaşıldı; konvektif katman içindeki manyetik alanlar yüzeye hızla yükseliyordu ve ne alpha ne de omega etkilerini oluşturmaya yeterince zaman olmuyordu. Bir manyetik alan çevresine bir basınç uyguladığından, manyetik alanlı bölgeler çevredeki gazı kenara iter ve yüzeye yükselen bir şişim oluşturur. Yüzmekte olan bu hücre konvektif bölge altındaki kararlı bir katmanda üretilmez. Radyatif katman içindeki manyetik şişim, çevresi kadar yoğun bir ortam buluncaya kadar kısa bir süre için yükselir yani az yol gider. Buna göre güneşin manyetik alanı radyatif katman ile konvektif katman arasındaki bir ara katmanda üretilir. Bu ara katman içe veya dışa doğru, dönme hızında ani değişimlerin olduğu bir yerdir. Konvektif Katman Ara Katman Radyatif Katman Çekirdek Diferansiyel dönmeden dolayı manyetik alan çizgileri bozulur Güneş Çevrimi Tahmini Bir leke çevriminin davranışını önceden tahmin etmek oldukça zordur. Leke minimumumdan önceki ve yakınındaki zamanda leke çevriminin genliğini tahmin etmede birçok teknik kullanılmıştır. Bir sonraki çevrimin maksimumu ve bir önceki çevrimin uzunluğu ile leke minimumundaki aktivite düzeyi ve bir önceki çevrimin genliği arasında kurulmuş ilişkiler vardır. Leke Veri Tabanı http://solarscience.msfc.nasa.gov/greenwch.shtml adresinden güneş leke verisine ulaşılabilir. Royal Greenwich Observatory USAF/NOAA Sunspot Data Kaynak web sayfaları http://solarscience.msfc.nasa.gov/ http://sohowww.nascom.nasa.gov/ http://spaceweather.com/ http://www.solarstorms.org/ http://www.swpc.noaa.gov/ http://www.suntrek.org/
