Güneş

Güneş'in yapısı

Güneş'in görünen yüzeyine ışıkküre ( fotosfer ) denir . Bunun üzerinde , renkküre ( kromosfer ) adını alan 5 . 000 km kalınlığında bir iç atmosfer vardır . Bunun da üzerinde , son derece yüksek sıcaklıktı Güneş tacı ( korona ) bulunur . Güneş tacı , Yer'e hatta daha ötelere kadar uzanır . Güneş , bir magnetik alana sahip olan , dönen ve çekirdeğinde enerji üreten bir gökcismidir . İç bölümlerinde üretilen enerjinin yüzeye taşınmasının , magnetik alanın yüzeyde yol açtığı gelişmelerin ve dönme hareketinin etkisiyle son derece karmaşık hale gelen Güneş olaylarının incelenmesi , modern Güneş astronomisinin başlıca konulan arasındadır .

Güneş gözlemleri

Güneş , yüzyıllar boyunca tapınılan bir varlık olmuş ve bu nedenle fiziksel özellikleri pek incelenmemiştir . Atinalı filozof Anaksagoras İÖ 467 dolaylarında Aigos-Potamorye düşen büyük bir göktaşının Güneş'ten geldiğini ileri sürdü . Bundan kalkarak da Güneş'in Peloponne-sos'tan daha büyük , kızgın demirden oluşan bir cisim olduğu sonucuna vardı . Teleskopun keşfini izleyen yıllarda Galileo Galilei , Johannes Fabricius , Christoph Scheiner ve Thomas Harriot , aynı yıllarda Güneş lekelerini buldular ( 1610-11 ) . İki yüzyıl sonra , 1843'te Alman amatör astronom Samuel Heinrich Schwabe , 33 yıl boyunca sürdürdüğü çok dikkatli gözlemlere dayanarak , Güneş lekelerinin sayısının 10 yıllık bir dönem içinde değiştiğini ortaya koydu . 1852'de bu çevrimin 11 , 2 yıl olduğu ve ayrıca 80 yıllık bir başka dönemin de bulunduğu anlaşıldı . 1858'de , yeni çevrimin başlangıcında ilk lekelerin ±30° enlemlerin çevresinde ortaya çıktığı ve çevrim ilerledikçe lekelerin giderek Güneş ekvatoruna doğru kaydığı ve ±8° enlemleri çevresinde toplandığı gözlendi .

1834'te Alman matematikçi ve astronom Carl Friedrich Gauss , magnetik olguların gözlenmesine yönelik ilk gözlemevini Göt-tingen'de kurdu . Bunu başkaları izledi . 1857'de , küçük günlük magnetik değişimlerin Güneş çevrimi ile ilintili olduğu gösterildi . 1904'te , şiddetli magnetik fırtınaların , büyük leke gruplarının merkezî meridyenden geçişiyle ilintili olduğu bulundu .

Yeni teleskopların ve çok ileri tekniklerin kullanıldığı yardımcı donanımlarla Güneş astronomisinde çok önemli gelişmeler sağlandı . Güneş lekelerinin fiziksel ve kimyasal yapısının anlaşılması spektroskopinin gelişmesinden sonra olanaklı oldu . 1870'te , Güneş lekelerinden salman ışınımın tayfında , molekül halinde bileşiklerin bulunduğunu gösteren karanlık bantlar keşfedildi . Daha sonra , bazı çizgilerin genişlemesinin , dara-larak keskinleşmesinin ye bazı karanlık çizgilerin tümüyle parlak çizgi durumuna gelmesinin , Güneş lekelerinin çevresindeki gazların parlamasından ( bugün püskürtü olarak adlandırılır ) kaynaklandığı ileri sürüldü . Spektroskopik incelemeler sonucunda 1909'da , lekelerin daha soğuk ve karanlık olan merkezinden ( gölge ) dış kısımlara ( yarıgölge ) doğru , saatte 2 km hızında bir gaz akımının bulunduğu belirlendi . 1913'te , lekelerin üstündeki atmosferin yüksek katmanlarından , leke merkezine doğru , tersine bir akımın varlığı saptandı . Spektrohelyo-grafın ( güneş tayfçekeri ) 189İ'de George Ellery Hale tarafından bulunuşu , Güneş'in hidrojen , kalsiyum ve öteki elementlerin iyon ve atomlarından salınan ışıkta incelenmesini olanaklı kıldı , böylece renkküreye ilişkin ayrıntılı bilgiler elde edildi . 1908'de Hale , Güneş lekelerinin magnetik niteliğini ortaya koymak amacıyla leke tayfındaki bazı atomlara ait çizgilerde yarılma ve kutuplanma olup olmadığını ( Zeeman etkisi ) araştırdı . Bunun için , Wilson Dağı Gözlemevi'nde büyük kule teleskoplar kuruldu , bunların zeminlerine spektroskoplar yerleştirildi . 1914-24 arasında Hale , güneş lekelerinde magnetik kutupların tersine dönmesi konusundaki yasaları geliştirdi . Hale Güneş'in genel magnetik alanını ölçmeye de niyetlendi , ama bu konudaki güvenilir ölçümler ancak 1948'de fotoelektrik magnetografın bulunmasından sonra gerçekleştirilebildi .

Alman fizikçi Joseph von Fraunhofer , kendi yapımı çok geliştirilmiş bir spektroskopla Güneş tayfındaki karanlık çizgilerden 574 tanesini görsel olarak belirledi; bu çizgilerin çok belirgin olanlarını , bugün hâlâ çizgi tanısında kullanılan bir sistemle , A , a , B , C , D gibi harflerle gösterdi . Günümüzde Fraunhofer çizgileri olarak bilinen bu karanlık çizgilerin fiziksel anlamı , 1859'da Alman fizikçi Gustav Robert Kir-chhoff tarafından açıklandı . Kirchhoff , sıcak Güneş'i çevreleyen , kendisinin "çevirici katmanlar" olarak adlandırdığı ve tayftaki karanlık çizgileri oluşturduğu sanılan daha soğuk buhar katmanlarının bulunduğunu ileri sürdü . Laboratuvarda elde edilen tayflarla Güneş ışığı tayfının karşılaştırılması sonucunda , Güneş'te sekiz elementin varlığı saptandı . ABD'li fizikçi Henry Augustus Rowland , 1897'de 12 metre boyunda çok yüksek nitelikli bir Güneş tayfı fotoğrafı yayımladı . Bu tayf aracılığıyla , Güneş'te 39 kimyasal elementin varlığı kanıtlandı . Yer atmosferindeki ozonun soğurma etkisi nedeniyle , Rovvland'ın tayfı ancak morötesine kadar uzanabiliyordu . Bu sınır , atmosfer dışında ( uzayda ) gözlem yapılmasının olanaklı duruma gelmesiyle aşıldı . Günümüzde Güneş tayfı görünür ışık bölgesinden 1 ângströmden ( A , 10~10 m ) daha küçük dal-gaboylarına kadar elde edilmiştir . Kırmızıya doğru ise , 1888'de Güneş tayfı 53 . 000 A'ya kadar elde edilmişti . Yeni algılayıcılarla bu sınır , yalnızca Yer atmosferinin 25 mikrometreden büyük kızılötesi tayfını engelleyen su buharı kuşaklarıyla belirlenmektedir . Tayfın tümü , su buharı ve ozon soğurmalarından etkilenmeyecek kadar vükseâe çıkıldığında gözlenebilir .

Güneş sıcaklığı . Güneş'in sıcaklığının belirlenmesi Güneş astronomisindeki en güç problemlerden biridir . İngiliz astronom Sir John Herschel Güney Afrika'da ve 1837'de Fransız fizikçi Claude-Servais-Mathias Pouil-let Fransa'da Güneş ışınlarının dik gelmesi ve tümünün soğurulması durumunda 1 , 8 cm derinliğindeki bir su katmanının sıcaklığını dakikada TC yükselttiğini gözlediler . Ölçüm tekniği ilke olarak çok kolaydı , ama atmosfer soğurması bilinmeyen bir faktör olarak kalıyordu . Son zamanlarda , balon ve uçak gözlemleri sonucu , dakikada 1 , 9b cal/cm2'lik bir güneş sabiti değeri bulundu . Güneş sabiti , Yer atmosferi dışında , ortalama Güneş-Yer uzaklığında , birim alana gelen toplam Güneş ışımasıdır .

Güneş , X ışınlarından radyo dalgalarına kadar her dalgaboyunda enerji yayınlar . Bu enerjinin yaklaşık yüzde 4O'ı tayfın görünür bölgesinde , yüzde 50'si kızılötesi bölgesinde , kalanı da morötesi bölgesinde salınır . Güneş'in yüzeyinden uzaya kaçan ışınım , Güneş atmosferinin farklı derinlikteki ve sıcaklıktaki bölgelerinden gelir . Dış yüzeyde sıcaklık 4 . 200 K kadardır ama çıplak gözle bakıldığında sıcaklığın 10 . 000 K olduğu derinlikler görülebilir . Güneş'in etkin sıcaklığı , bir başka deyişle , Güneş'in saldığı enerjiye eşit enerji salan küresel bir kara cismin ( bak . kara cisim ) sıcaklığı da belirlenmiş , Stefan-Boltzmann yasalarından hareketle bu sıcaklığın 5 . 740 K olduğu hesaplanmıştır . Tayfın farklı bölgelerinde de farklı renk sıcaklıkları bulunmuştur . Görünür ışık bölgesinin tümü için 6 . 000 K'lik bir renk sıcaklığı uygun düşmektedir .

Güneş'ten salınan çok büyük miktardaki enerjinin tanımlanması pek kolay değildir . Bir örnek vermek gerekirse; eğer Güneş 12 m kalınlığında bir buz katmanıyla sarmalanmış olsaydı , bunu eritmesi için bir dakika yeterli olacaktı . Yeryüzüne ulaşan Güneş enerjisi km2 başına 1 , 5 milyon BG dolayındadır . Bu çok büyük enerjiyi yararlanılabilir duruma getirmekte önemli güçlükleüe karşılaşılır . Yüksek sıcaklıklar elde etmek amacıyla büyük parabolik toplayıcılar kullanmak gerekmektedir .

Radyo dalgalan . Güneş'ten gelen radyo dalgaları ilk kez 1942'de ingiliz radar istasyonlannca belirlendi . Bunun , Güneş'in yüzeyinde görülen etkin bir lekeyle , özellikle de 28 Şubat'ta gerçekleşen büyük püskürmeyle ilintili olduğu ileri sürüldü . Aynı yıl , Güneş lekeleri ve bunlarla ilintili etkinliklerin en az olduğu "sakin Güneş" döneminde de zayıf bir radyo yayını belirlendi . Enerjinin Güneş'in iç bölümlerinde üretildiğine ilişkin modern görüş , Sir Arthur Stanley Eddington'la başladı . Eddington , Güneş sisteminin tahmin edilen ömrü boyunca , Güneş'ten dışarıya sürekli olarak gönderilen enerjinin ancak çekirdek tepkimeleriyle karşılanabileceğini ileri sürdü . Hidrojenin helyuma dönüştüğü çekirdek tepkimeleri sonucunda açığa çıkacak enerji miktarı 1937-38 yıllarında ayrıntılı olarak hesaplandı .

Güneş Ne Kadar Sıcaktır?

Güneş , Güneş Sistemi'ndeki en büyük gök cismidir . Çok sıcak ve yanmakta olan bazı gazlardan oluşur . Bu nedenle , yüzeyinde her saniyede milyonlarca atom bombası patlamasına eşit güçte patlamalar olur . Bu patlamalarda boyu Dünyamız'ın büyüklüğünün 40-50 katı olan alevler fışkırır .

Ateşten bir topa benzeyen Güneş , yüzeyinden çok büyük bir ısı ve ışık yayar . Eğer , Güneş olmasaydı , her zaman gece olurdu ve her yer buzla kaplı olurdu . En önemlisi Dünya'da yaşam yani biz olamazdık . Güneş'in sıcaklığı derece 6000 dış yüzeyinde , içindeki sıcaklık ise 12 milyon derece dir .
 

Kategori: Uzay |


Etiket: fotosfer kromosfer korona güneş nekadar sıcaktır güneşin özellikleri güneşin yapısı güneş'in yapısı