GÜNEŞ ĐN YAPISI VE MANYETĐK ETKĐNLĐĞĐ

Transkript

1 GÜNEŞ ĐN YAPISI VE MANYETĐK ETKĐNLĐĞĐ

2 Güneş in Özellikleri Temel Özellikler Işınımsal Özellikler Kütle 1.99x10 33 gram ~ 2x10 30 kg 1 M ( = M ) Yarıçap 6.96x10 10 cm ~ km 1 R ( = 110 R ) Hacim (4/3π R 3 ) = 1.41x10 33 cm 3 Ortalama yoğunluk (M / V) = 1.4 gr/cm 3

3 Güneş in Özellikleri Işınımsal Özellikler Işınım gücü Birim zamanda tüm yüzeyinden bütün dalgaboylarında yaydığı enerji L = 3.9x10 33 erg/sn = 3.9x10 26 Watt Yüzey sıcaklığı T e =5800 ºK Enerji üretim gücü (kütle başına üretilen enerji) ε = L / M = 2x10-4 Watt/kg

4 Güneş in Özellikleri Temel Özellikleri Işınımsal Özellikler Kütle Yarıçap Hacim Ortalama yoğunluk Işınım gücü Yüzey Sıcaklığı Enerji üretim gücü Kimyasal bileşim Yaş %74 H, %25 He, %1 diğer 5,5 milyar yıl

5 GÜNEŞ ĐN YAPISI ĐÇ YAPI 1) Çekirdek 2) Işımasal (Radyatif) Bölge 3) Ara Bölge ATMOSFER 1) Kromosfer 2) Geçiş Bölgesi 3) Korona 4) Konvektif Bölge FOTOSFER

6 Güneş in Yapısı

7 İÇ YAPI Çekirdek Enerji üreten Güneş in merkezi kısmıdır. Sıcaklık ºK ve yoğunluk 160 gr/cm 3 civarındadır. Yüksek sıcaklık ve yoğunluk devasa bir basınç ile sonuçlanır. Basınç değeri deniz seviyesindeki basıncın yaklaşık 200 milyar katıdır. En iç merkezi kısımdan dışa doğru bu değerler azalır ve nükleer tepkimeler için gerekli olan sıcaklık ve yoğunluk değerinin altına düştüğü yer, çekirdek bölgesinin sona erdiği yerdir. Bu bölge Güneş in merkezinden itibaren yaklaşık %20 lik bir bölgesini kaplar.

8 İÇ YAPI Işımasal Katman Bu bölge merkezden yüzeye kadar olan uzaklığın %20lik kısmından başlar %70 civarında son bulur. Çekirdekte üretilen enerjinin yüzeye taşınmasında izlediği metoda göre isimlendirilmiştir. Çekirdekte üretilen enerjiyi taşıyan ışık fotonları, bu bölgede bulunan parçacıklarla etkileşerek enerjilerini üst katmanlara iletirler. Fotonlarla taşınan enerji, çarpışma sayısının çok fazla olması nedeniyle bu bölgeyi milyonlarca yılda geçer. Bu bölgenin alt tabanında sıcaklık 7x10 6 ºK, üst sınırında 2x10 6 ºK, yoğunluk ise 20gr/cm 3 den 0.2 gr/cm 3 e düşer.

9 İÇ YAPI Ara Bölge Işımasal bölge ve konvektif bölge arasında yer alan ince bir tabakadır. Güneş in gözlenen manyetik alanının Manyetik Dinamo adı verilen bir süreç ile bu tabakada üretildiğine dair güçlü kanıtlar vardır. Bu tabaka boyunca, akışkanların Bu tabaka boyunca, akışkanların akım hızında oluşan değişimler manyetik alanın kuvvet çizgilerini gererek şeklini değiştirebilir ve manyetik alanın şiddetini arttırabilir. Burada plazma durumunda bulunan Güneş maddesi, elektrik akımları üreterek manyetik alan oluşumuna katkıda bulunur.

10 Güneş in manyetik etkinliği Dinamo teorisi (H.W.Babcock,1961;ApJ;153,572) DURUM 1 Güneş yüzeyinin haftalar boyunca lekesiz görüldüğü bir anda, dönme eksenine göre simetrik iki kutuplu (bipolar) manyetik alan çizgileri ± 55 enlemlerinden Güneş yüzeyi dışına çıkarken Güneş in içinde konvektif katmanın n tabanına na kadar girerek bu derinlikteki (0.1 R ) küre yüzeyi boyunca uzanır. Dikpati and Gilman, Global solar dynamo models, 2007

11 Güneş in manyetik etkinliği Dinamo teorisi (H.W.Babcock,1961;ApJ;153,572) DURUM 2 Diferansiyel dönme, boylamsal manyetik alan çizgilerini ekvatora paralel hale getirilinceye kadar konvektif katmanın tabanına sarar ve zayıflatır. Konveksiyon bu manyetik alanı yerel aktif bölgeler oluşturacak şekilde yüzeye taşır. Dikpati and Gilman, Global solar dynamo models, 2007

12 Güneş in manyetik etkinliği Dinamo teorisi (H.W.Babcock,1961;ApJ;153,572) DURUM 3 Çift kutuplu bu yapılar yüzeyde öncü ve artçı leke bölgelerini oluşturur. Dikpati and Gilman, Global solar dynamo models, 2007 Bu süre boyunca Güneş in yüzeyi çok sayıda aktif bölge ile kaplanır ve leke çevriminin maksimumuna ulaşılır.yükselerek genişleyen aktif bölgeler Coriolis kuvvetlerinin etkisi altında burulur.

13 Güneş in manyetik etkinliği Dinamo teorisi (H.W.Babcock,1961;ApJ;153,572) Dikpati and Gilman, Global solar dynamo models, 2007

14 Güneş in manyetik etkinliği Dinamo teorisi (H.W.Babcock,1961;ApJ;153,572)

15 Güneş in manyetik etkinliği Dinamo teorisi (H.W.Babcock,1961;ApJ;153,572)

16 Güneş in manyetik etkinliği Dinamo teorisi (H.W.Babcock,1961;ApJ;153,572) DURUM 4 Meridyonel hareketlerle enlemsel manyetik alan tekrar boylamsal manyetik alana dönüşür. Ancak yeni oluşan bu manyetik alan başlangıçtakiyle zıt kutupludur. Bu yolla leke çevriminin sonuna yaklaşılır. Dikpati and Gilman, Global solar dynamo models, 2007

17 Güneş in manyetik etkinliği Dinamo teorisi (H.W.Babcock,1961;ApJ;153,572) Böylece başlangıçtaki boylamsal manyetik alan tamamen sönümlenmiş ve buna zıt polaritede bir boylamsal manyetik alan oluşturulmuştur. Bu aşama bir sonraki leke çevriminin başlangıcıdır. Manyetik dinamo çevriminin yarısı tamamlanmış olur. Bu aşamayı takip eden ikinci leke çevrimi tamamlanıp boylamsal manyetik polarite tekrar başlangıçtaki haline dönünce manyetik alan çevrimi de tamamlanmış olur. Dikpati and Gilman, Global solar dynamo models, 2007

18 İÇ YAPI Konvektif Katman Güneş in iç yapısının en dış katmanıdır. Derinliği yaklaşık km dir. Bu bölgenin alt tabanında sıcaklık 1x10 6 ºK civarındadır. Ortalama Yoğunluk = kg/m 3. Bu bölge boyunca enerji taşınması madde hareketleri ile olur. Katmanın daha derin bölgelerinden ısınan akışkan genleşerek yükselir ve yüzeye yaklaştıkça soğur. Soğuyan madde tekrar geri dönerek daha derin katmanlara doğru iner ve bu şekilde devam eder.

19 Konveksiyon Sıcak damla yükselir Soğuk su batar Konvektif hareket, ısınan yıldız maddesinin bir kanaldan yukarı çıkması ve soğuk maddenin içeri çökmesi olayıdır. Bu nedenle Güneş, tıpkı kaynayan bir bulgur kazanı görüntüsüne sahiptir.

20 Konvektif katmanın en dışında yoğunluk sıfıra yakındır, sıcaklık ise 5800 ºK kadardır.

21 Güneş in iç yapısını tekrar hatırlayalım:

22 FOTOSFER Güneş in görünür dalgaboylarında ( Å) algılanan yüzeyidir. Konvektif bölge üzerinde yer alır ve yaklaşık 500 km kalınlığındadır. Kararlı ve homojen bir yapıya sahip değildir. Güneş in yüzey bölgesinde bazı oluşumlar vardır: Güneş in yüzey bölgesinde bazı oluşumlar vardır: Bulgurlanma (Granulation): Güneş teki konvektif hareketlerin fotosferdeki görüntüsüdür. Yüzeye yeni çıkan kısım parlak, iç kısma dönen yer karanlık görülür. Güneş Lekeleri (Spot): Görünen parlak Güneş diskinin üzerindeki siyah noktalardır. Meşale (Facula): Lekeler civarında gözlenen ve fotosferden daha parlak alanlardır.

23

24 Fotosferde Güneş Faaliyetleri Güneş Lekeleri ve zamanla değişmesi B D Leke gözlemlerinden; lekelerin güneş diski üzerinde hareket yönü B D gün sonra B D 1 Dönem (P) = gün 2 * Lekelerin hareketinden Güneş in Doğu - Batı yönünde döndüğü ve Dünya daki bir gözlemciye göre ortalama 27 günde bir tam devir yaptığı sonucu elde edilir.

25 22 Eylül 2000

26 23 Eylül 2000

27 Güneş Lekesi

28 Tam gölge Yarı gölge

29 Fotosferde Güneş Faaliyetleri Farklı enlemlerdeki lekelerden farklı hareket hızları bulunmaktadır. Küçük enlemlerde daha hızlı hareketlere sahipler (lekelerin enleme bağlılığı). Kutuplara gidildikçe dönme hızı düşer. Diferansiyel dönme hareketi Enleme bağlı dönme hareketidir. Güneş in katı cisim gibi dönmediğinin bir kanıtı.

30 Diferansiyel Dönme, Ω

31 Güneş in manyetik alanında görülen değişimler ve bunların sonucu olarak ortaya çıkan yüzey parlaklık dağılımındaki düzensizliklerin temel kaynağı Diferansiyel Dönmedir. Boylamsal Manyetik Alan Diferansiyel Dönme Enlemsel Manyetik Alan Konveksiyon Lekeler Flare Prominens... düzensizlikler

32 Fotosferde Güneş Faaliyetleri Güneş leke bolluğu zamanla değişiklik gösterir; zamanla leke sayıları artar ve azalır. Günlük, haftalık veya aylık leke gözlemlerinden Toplam Leke Sayıları (N) veya Leke Alanları (A) tespit edilebilir. Sistematik uzun süreli N ve A ortalamaları diyagrama geçirildiğinde; N veya A Güneş Leke Çevriminin Dönemi 9 yıl < P < 14 yıl P=Çevrim (cycle) Zaman (t)

33 Fotosferde Güneş Faaliyetleri Her Güneş lekesinde manyetik alan vardır. Lekelerin manyetik alanla ilişkisi 1908 Hale tarafından ortaya çıkarıldı. Lekeler manyetik alanların yoğunlaştığı yerlerde oluşurlar. Manyetik alan şiddeti (B) Leke boyutu

34 Fotosferde Güneş Faaliyetleri Gözlenen Güneş lekelerinin fotosfer üzerindeki enlemleri zamanla yer değiştirir. Kelebek Diyagramı Her leke grubu dikey 1 lik simgelerle noktalanmıştır. Lekelerin tercihli enlemleri açısından belirgin bir sınır vardır. Lekeler ± 45 enlemlerinden daha üst enlemlerde oluşmamaktadır Lekeler ilk oluşum um bölgesi açısından ± enlemler arasını tercih etmektedir. Güneş in diferansiyel dönme etkisi altında bir çevrim boyunca evrimleşen en manyetik alanla, leke oluşum um ve görünme bölgeleri ekvatora doğru kaymaktadır. David Hathaway, NASA Marshall Space Flight Center

35 Maunder Diyagramı Her gün gözlenen leke sayıları yıllık ortalamalara çevrilir Wolf sayısı Wolf sayısı, matematiksel bir bağıntı ile standart hale getirilir Standart hale getirilmiş Wolf sayısı zamana göre grafiğe geçirilir Yıllık ortalama leke sayılarının 11 yıllık aralıklarla birbirini takip eden maksimum ve minimumlar verdiği görülür

36 Leke çevrimi ( ) Enlem Kelebek diyagramı ( ) Tarih

37 Lekelerin yüzeyde kapladıkları alanların zamanla değişimi ( ).

38 Leke Sayısı Tahminleri

39 Güneş in Manyetik Etkinliğinin Dünya ya Etkileri

40 Güneş in Manyetik Etkinliğinin Dünya ya Etkileri

41 Güneş Atmosfer Katmanları a) Kromosfer b) Geçiş Bölgesi c) Korona

42 a. KROMOSFER Güneş in fotosfer katmanının üzerinde yer alır. Düzgün bir şekli yoktur km kalınlığındadır. Tam Güneş Tutulması sırasında fotosferin tamamen örtüldüğü zaman Güneş in çevresinde parlak bölge şeklinde görülür. Renk küre olarak da adlandırılır. Kromosferik Ağ Flamentler ve Plaj Bölgeleri Prominensler (Fışkırmalar) Spiküller Güneş Patlamaları (Flareler) Kromosferdeki olaylar çevrim bakımından birkaç aylık zaman gecikmesi ile oluyor. Manyetik alan kökenliler.

43 a. KROMOSFER Tutulmalar esnasında, kromosfer hakkında elde edilen ilk önemli veriler: Derinliği birkaç bin kilometre kadardır. En yüksek sıcaklık yaklaşık ºK kadardır.

44 Kromosfer Katmanı 1. Kromosferik Ağ Kromosferik ağ, ağ benzeri yapısı ile Hidrojen in Hα ve Kalsiyum un Ca II K çizgileri ile rahatlıkla görülebilir.

45 Kromosferik ağ, süpergranüllerin içindeki akışkan hareketleri nedeni ile oluşan manyetik alandan ileri gelir. Bu alanlar süper granüllerin aralarında bir Bu alanlar süper granüllerin aralarında bir ağ oluşumuna neden olur.

46 Kromosferik Ağ

47 2. Flamentler İplikçik gibi gözüken yapılardır ve Hα ile rahatlıkla görülebilirler. Flamentler manyetik alan döngüleri boyunca atmosferin yukarısına taşınan ve göreli olarak daha soğuk olan yapılardır.

48 3. Prominensler Prominensler, Güneş in dönmesi nedeniyle flamentlerin Güneş diskinin (kromosfer görüntüsünün) kenarının ötesinde görünenleridir. Flamentler ve Prominensler günlerce ve hatta haftalarca durgunluklarını koruyabilirler.

49 4. Spiküller Spiküller küçük, jet benzeri kromosfer yapılarıdır (küçük çıkıntılar). Yandaki Hα fotoğrafında görünen kısa siyah çizgilerdir. Ömürleri birkaç dakika kadar sürmekte ve Korona ya km/sn lik hızlarla içerdeki maddeleri fırlatmaktadırlar.

50 5. Güneş Patlamaları (Flareler) Flamentler (veya prominensler tarafından ilmeklerin üst kısımlarına sıkıştırılan plazma eğer ilmeğin manyetik kuvvetini yenecek basınca ulaşırsa kurtularak dışarı atılır. Bu olay sonucu flare fışkırmalar meydana gelir. dediğimiz

51 b. GEÇİ BÖLGESİ (The Transition Region) Geçiş bölgesi, düzensiz yapıdaki ince katmandır. Kromosferde C olan sıcaklıklar bu bölgede C ye kadar ulaşır. Hidrojen bu sıcaklıkta tamamen iyonize olduğundan ilgili ışınım izlenemez. Ağırlıklı olarak 3 kez iyonlaşmış Karbon, Oksijen ve Silisyum atomlarına ilişkin ışınım yayınlanmaktadır. Bu ışınımların dalgaboyları morötededir. Bu nedenle yerden izlenemez ve ancak yer atmosferi dışındaki gözlem uyduları ile algılanabilir. Bu alanda yapılan en son uydu gözlemi SOHO uzay aracı ile yapılmıştır.

52 c. KORONA Güneş in en üst atmosfer katmanıdır. 10 R uzaklığa kadar uzanır. Yoğunluğu çok düşük, sıcaklığı birkaç 10 6 K kadardır. Güneş ışığına katkısı çok az, fotosferin yayınladığı ışık şiddetinin milyonda biri kadardır. Ya Tam Güneş Tutulması sırasında ya da koronagraf ile gözlenebilmektedir. Üstte çevrimin minimumunda, altta ise çevrimin maksimumunda alınmış korona görüntüleri yer almaktadır.

53 Korona Korona da akımlar, ilmekler ve tüycükler gibi yapılar görülür. Korona nın yapısı tutulmadan tutulmaya leke çevrimine bağlı olarak değişiklik gösterir. Tutulmanın gerçekleştiği birkaç dakika içerisinde bu koronal faaliyetler incelenebilir.

54 Korona Korona da C yi aşan aşırı derece ışıtılmış ve elektronlarını kaybetmiş Hidrojen ve Helyum bulunmaktadır. Karbon, Azot ve Oksijen gibi daha az bulunan elementler de bu sıcaklıklarda sadece çekirdeklerini koruyabilirler. Demir ve Kalsiyum gibi daha ağır elementler ise ancak birkaç elektronunun üzerinde tutabilir. İşte bu yüksek dereceden iyonize olmuş gaz, bize salma çizgileri verir.

55 Korona Korona yüksek sıcaklığından dolayı en parlak X-Işın Bölgesinde gözlenir. Bu sayede Güneş e X-Işın bölgede baktığımızda sadece kenarlarında değil tüm Güneş diski üzerinde de koronanın yapısını görme imkanını buluruz.

56 KORONA daki oluşumlar Miğfer Akımları Kutupsal Tüycükler Koronal İlmekler Koronal Delikler

57 1. Miğfer Akımları Miğfer Akımları, Güneş lekeleri ve aktif bölgelerin Koronadaki uzantılarıdır. Prominensler ya da Flamentler, sıklıkla bu bölgeler boyunca uzanırlar.

58 Miğfer Akımları

59 2. Kutupsal Tüycükler Kutupsal Tüycükler, Güneş in kuzey ve güney kutuplarından dışarı uzanan ince uzun akımlardır. Güneş in kutuplarında bulunan açık manyetik alanlar ile oluşurlar.

60 Kutupsal Tüycükler

61 Kutupsal Tüycükler

62 3. Koronal İlmekler Koronal ilmekler aktif bölgeler ve Güneş Lekeleri civarında bulunurlar. Bu yapılar Güneş in manyetik bölgelerini birbirine bağlayan kapalı manyetik ilmeklerdir.

63 Koronal İlmekler

64 4. Koronal Delikler Korona nın karanlık olduğu bölgelere koronal delikler denir. Bu özellik ilk olarak yer atmosferi dışından X- Işın teleskopları ile alınmış görüntülerden bulunmuştur. Açık manyetik alanların bulunduğu Güneş in kutup kesimlerinde bulunurlar.

65 Koronal Delikler

66 5. Güneş Rüzgarları Güneş te püskürmeler sırasında (flareler, koronal kütle atımları), madde sıkışmış ilmeklerden Güneş in dışına taşınır. Güneş rüzgarları hep aynı yapıda değildir. Herzaman Güneş ten dışarı yönelmiştir ancak hızı ve taşıdığı manyetik bulutun miktarı değişmektedir. Hızları 800 km/sn ile 300 km/sn olarak değişmekte ve tek bir hıza sahip olmayıp farklı hızlarda komposit bir görüntü oluşturmaktadır.

67 Güneş Rüzgarları Karşılaştırma için Yer in boyutu.

68

69 SOHO Solar and Heliospheric Observatory SOHO, 1995 Aralık ında Atlas Centaur roketi ile uzaya yollandı. Mart 1996 dan itibaren Güneş gözlemlerine başladı.

70

71 Kaynaklar Dikpati and Gilman; Global solar dynamo models,, 2007 Korhonen, Heidi; Magnetic Activity in The Sun and The Stars,, Sunum Babcock, H.W.; The Sun s Magnetic Field,, 1963 Babcock, H.D.; The Sun s Polar Magnetic Field,, 1959 Dikpati, Polar flux Cross Equatorial Flux and Dynamo Generated Tachocline Toroidal Flux as Predictors of Solar Cycles, 2007 Freedman R.A., Kaufmann W.J., Universe,, 6 th ed., 2002 Selam S.O. Soğuk Yıldızların Üst Atmosferleri,, Ders Notu Yüce K. Güneş Fiziği Ders Notları