Bize En Yakın Yıldız. Defne Üçer 30 Nisan 2011

Transkript

1 Bize En Yakın Yıldız GÜNEŞ Defne Üçer 30 Nisan 2011

2 Sayılar sayılar Güneş Kütlesi = Dünya Kütlesi Güneş çapı = 110 Dünya çapı Güneş yoğunluğu = Dünya yoğunluğu/4 Güneş Uzaklık= 1 Astronomik Birim (150 milyon km) Güneş güç= 4 x10 26 Watts Dünyanın ihtiyacı olan ortalama güç = 1.5 x10 13 W Güneş 1/100 saniyede Dünya nın sene boyunca ihtiyacı olan tüm enerjiyi üretiyor

3 Güneş enerjisi nasıl oluşuyor, bize nasıl ulaşıyor?

4 Füzyon Çok yüksek sıcaklıklarda gazlar iyonize oluyor Plazma Çok yüksek sıcaklıklarda parçacıklar çok hızlı hareket ediyor olduklarından (T v ) birbirlerine doğru yüksek hızlarla atılıyor. Coulombkuvvetini yenip birbirlerine yeterince yaklaşan protonlar nükleer kuvvetlerin etkisiyle birleşebilir. Açığa çıkan parçacık tepkimeye giren parçacık kütlesinden hafif ise artık kütle enerji olarak açıya çıkıyor. E=mc 2

5 γ Güneş tipi yıldızlar γ Açığa çıkan enerji 26.7 MeV Güneş çekirdeği 15 milyon K Yeterli mi? Tam da değil. Neyseki parçacıklar dalga olarak da davranıyorlar Dünyada füzyon yapacaksak çok daha yüksek füzyon hızları lazım, yani çok daha yüksek sıcaklıklar

6 Sonra ne oluyor? Çekirdekte açığa çıkan enerji nötrinove fotonlar tarafından taşınıyor. Nötrinolarhiçbirşeyleetkileşmeden geçip giderken fotonlar Güneş in üst katmanlarını ısıtıyor. Işınım bölgesi: enerji elektromanyetik dalgalarla taşınıyor. Fotonların maddeyle çok sık enerji alışverişi yapması ortamın ısınmasına yol açıyor. Fotonların ışınım bölgesindeki yolculuğu yüzbinlerce yıl sürüyor!! Isıyayım bölgesi: Yoğunluk ve sıcaklıklar yeterince azalınca gaz blok halinde yer değiştirebilmeye başlıyor ve döngü hücreleri oluşuyor. Bu bölgede enerji daha çok konveksiyon (ısıyayım) ile taşınıyor.

7 Fotosfer nedir? Güneşin yüzeyi diye bir sınırdan bahsedemiyoruz. Dışardan içeri doğru baktığımızda ne kadar derini görebiliyoruz? Bizim bildiğimiz ışığın yayıldığı bölge = FOTOSFER (IŞIKYUVAR) Yayılan ışık yüzdesi Sıcaklık (K) Derinlik (km) Derinlik (km)

8 Fotosfer = granüller Granüller: döngü hücreleri ~ 1000 km Parlak bölgeler: bize doğru gelen sıcak gaz Koyu bölgeler: dibe çöken soğuk gaz

9 Sakin Fotosfer = granüller, parlaklıklar Aktif Fotosfer= + güneş lekeleri Lekeler: ortası daha karanlık Soğuk? ~ 4500K Neden?

10 Güneş Lekeleri Güneş Lekeleri, 1613 Güneş, 29 Mart

11 Güneş Lekelerini Gözleyelim

12

13

14

15

16

17

18

19

20

21

22

23

24

25

26

27

28 GüvenliGüneş Gözlemi

29 BUGÜN

30

31 Güneş Döngüsü ve Kelebek diyagramı Kelebek Diagramı: Edward Maunderin 1904 Güneş lekeleri -35 o ve +35 o enlemler arasında beliriyor. Döngünün başında yalnız üst enlemlerde, en aktif dönemde ağırlıklı olarak orta enlemlerde ve döngünün sonunda ekvatora yakın yerlerde beliriyorlar.

32 Manyetik Alan?? George ElleryHale 1908 de güneş lekelerinin ortasında tayf çizgilerinin birbirinden ayrıldığını farketti: Zeeman Etkisi = Manyetik alan Manyetik alan parçacıkların hareketini değiştiriyor, lekeler bölgesinde manyetik alanın konveksiyonu baskılayıcı bir etkisi var Çift lekelerdeki manyetik alan yönü birbirine ters

33 Güneş in manyetik alanı Güneş plazmadan yani yüklü parçacıklardan oluşuyor Yüklü parçacıkların hareketi manyetik alanlar oluşturuyor, manyetik alanlar yüklü parçacıkların hareketini etkiliyor Konveksiyon bölgesinde bol bol plazma hareketi var. Manyetik alanın konveksiyon ve ışınım bölgeleri arasında oluştuğu düşünülüyor. Manyetik alanın oluşumu ve evrimi için ortamda küçük ölçekli akıntılar olması, üç boyutta hareket olması ve diferansiyel dönme önemli 11 senede bir manyetik alan yön değiştiriyor, bu arada gözlenebilir güneş lekesi sayısı da değişiyor.

34 Güneş in manyetik alanı

35 Güneş in manyetik alanı ve lekeler

36

37 Tam Güneş Tutulması sırasında kromosfer Kromosfer (Renkyuvar) Fotosferin üzerinde bulunan daha sıcak ama daha az yoğun tabaka Enerji hidrojen tarafından emilip ağırlıklı olarak Hαyani kırmızı ışık olarak yayılıyor. Kırmızı filtre ile baktığımızda kromosferi görebiliriz. Beyazışıkta bakınca çok daha parlak fotosferi görüyoruz.

38 Kromosfer Extreme Ultraviolet Telescope, Solar and Heliospheric Observatory Mauna Loa Solar Observatory Fışkırma (prominence) NOAA/SEL/USAF Filament = fışkırma (?) (prominence) Patlama (solar flare)

39 Geçiş bölgesi

40 Güneş Tacı (Korona) Çok sıcak (milyon K) ama fotosfere göre çok daha az yoğun Normalde göremiyoruz çünkü fotosfer çok parlak Neden bu kadar sıcak??? Enerjiyi dış katmanlara taşınmasında manyetik alanların parmağı var

41 Taç 1 milyon derecede koronayıoluşturan parçacıkların bir kısmı o kadar hızlı hareket ediyor ki Güneş in kütle çekiminden kurtulup uzaya saçılıyorlar. -> Güneş Rüzgarı GOES satellite, X-ışınları Elektronlar daha hafif olduğundan bu sıcaklıklarda ortalama hızları protonlara göre daha yüksek. Güneş ten uzaklaşan elektronlar pozitif yüklü protonları çekerek sürüklüyorlar. Saniyede bir milyon ton kadar Güneş maddesi uzaya atılıyor. Güneş 4.6 milyar yıl olduğu düşünülen yaşamında kütlesinin yalnız %0.1 ini kaybetmiş durumda.

42 Gezegenlerarasımanyetik alan

43 Dünya nın manyetik alanı Güneş rüzgarının yüklü parçacıkları dünyaya ulaşınca manyetik alan tarafından engelleniyor -> şok dalgası Şok dalgasının içinde kalan bölge manyetosfer(bizim manyetik alanımız) Venüs ve Mars ın manyetik alanları olmadığından manyetosferleri de yok

44 Güneş rüzgarı dünyaya gelince Yüksek hızlı ve yüklü parçacıklar yeni bir manyetik alanla karşılaşınca Bazısı dünyaya hiç ulaşamıyor Bazısı dünyanın manyetik alanına takılıyor ve ipe dizilmiş boncuklar gibi kutuplar arasında hareket ediyorlar. Kutuplarda atmosfere girerlerse AURORA kutup ışıkları oluşuyor Alaska Antarktika Norveç

45 KoronalKütle Atımı Güneş patlamalarına çok benziyorlar ama çok daha büyük olaylar Çok yüksek akımlar oluşabildiğinden Dünya daki güç kaynaklarını etkileyip elektrik kesintisine neden olabiliyor da meydana gelen bir KKA sonrasında tüm Quebec teelektrikler kesilmiş KKAlariletişim için kullanılan uyduları etkiliyor. Astronotlar için tehdit.. NASA/SOHO arthsystem/main/news cme.html

46