GÜNEŞ ĐN YAPISI VE MANYETĐK ETKĐNLĐĞĐ 1. GÜNEŞ ĐN GENEL ÖZELLĐKLERĐ

GÜNEŞ ĐN YAPISI VE MANYETĐK ETKĐNLĐĞĐ 1. GÜNEŞ ĐN GENEL ÖZELLĐKLERĐ Yer e olan uzaklık Ortalama 1 AB 149600000 km Maksimum 152000000 km Minimum 147000000 km Güneş Işığının Yer e ulaşma zamanı 8 dk 19.2 sn Ortalama açısal çapı 32' Yarıçap 696000 km (109 R ) Kütle 1.9891 10 30 kg Kimyasal kompozisyon kütlece %74 H, %25 He, %1 Z Kimyasal kompozisyon atom %92.1 H, %7.8 He, %0.1 Z Ortalama yoğunluk 1410 kg / m 3 Ortalama sıcaklık yüzey 5800 ºK merkez 1.55 10 7 ºK Işınım Gücü 3.86 10 26 watt/s Gökadanın merkezinden uzaklığı 8000 pc (26000 ly) Gökada merkezi etrafındaki dönemi 220 milyon yıl Gökada merkezi etrafındaki hızı 220 km/s Görünen görsel parlaklık -26m.74 Mutlak görsel parlaklık 4 m.83 Yüzeyden kaçış hızı 617.7 km/s Ekvatoryal dönme hızı 7284 km/sa Dönme dönemi (16 enlem) 25.38 gün Dönme dönemi (ekvator) 25.05 gün Dönme dönemi (kutuplar) 34.3 gün

2. GÜNEŞ in YAPISI 2.1 Güneş in Đç Yapısı: Güneş in iç yapısını temel olarak dört farklı bölgeye ayırabiliriz. 2.1.1 Çekirdek: Çekirdek, nükleer reaksiyonlar ile Hidrojen i Helyum a çevirerek enerji üreten Güneş in merkezi kısmıdır. Burada sıcaklık 15 000 000 ºK, yoğunluk ise 160 gr/cm3 civarındadır. Yüksek sıcaklık ve yoğunluk çok yüksek bir basınç meydana getirir. 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. 2.1.2 Işımasal bölge: Bu bölge merkezden yüzeye kadar olan uzaklığın %20 lik kısmından başlar %70 civarında son bulur. Bu bölge 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, etkileşme (çarpışma) sayısının çok fazla olması nedeniyle bu bölgeyi milyonlarca yılda geçer. Işımasal bölgenin tabanında 20 gr/cm 3 olan yoğunluk, üst sınıra ulaşıldığında 0.2 gr/cm 3 değerine düşer. Sıcaklık ise 7 10 6 ºC den 2 10 6 ºC değerine inmektedir. 2.1.3 Ara bölge: Işımasal Bölge ile Konvektif Bölge arasında yer alan bu ince tabakanın üst sınırında akışkan hareketleri (konveksiyon) etkisini gösterirken, alt sınırında ışımasal bölgenin özellikleri gözlenir. Güneş in gözlenen manyetik alanının, Manyetik Dinamo adı verilen bir süreç ile, bu tabakada üretildiğine dair çok güçlü delillerin bulunması bu tabakayı araştırmacılar tarafından önemli hale getirmiştir. Bu tabaka boyunca, akışkanların akım hızında oluşan değişimler manyetik alanın kuvvet çizgilerini gererek şeklini değiştirebilir ve manyetik alanın şiddetini arttırabilir. Burada, plazma (iyonize gaz) durumunda bulunan Güneş maddesi, akışkanlar mekaniğine uyan hareketler yaparken, elektrik akımları üreterek manyetik alan oluşumuna katkıda bulunurlar. 2.1.4 Konvektif bölge: Güneş in iç yapısının en dış katmanıdır. Derinliği yaklaşık 20 000 km dir. Bu bölgenin alt tabanında sıcaklık 1 10 6 ºK civarındadır. Bu sıcaklık değeri, Karbon, Azot, Oksijen, Kalsiyum ve Demir gibi ağır atomların bazı elektronlarını kaybetmeden tutabilmesine izin verir. Bu durum, katmandaki yıldız maddesinin ışığa karşı daha donuk

olmasını sağlar. Böylece ışımasal katmandan gelen yoğun ışınım ile bu katmanda sıcaklık hızla artar, akışkan haldeki yıldız maddesi kararsız hale gelir ve kaynama hareketleri başlar. Bu kaynama hareketine konveksiyon adı verilir. Konvektif hareketler ısıyı hızla daha üst tabakalara taşıyabilirler. Katmanın daha derin bölgelerinden ısınan akışkan genleşerek yükselir ve yüzeye yaklaştıkça soğur. Soğuyan madde tekrar geri dönerek daha derin katmanlara doğru iner ve bu hareket bir döngü şekilde devam eder. Konvektif katmanın en dışında yoğunluk sıfıra yakındır, sıcaklık ise 5800 ºK kadardır. Güneş in genel yapısı Şekil 2.1 de gösterilmektedir. Şekil 2.1 Güneş in genel yapısı 3. GÜNEŞ ĐN YÜZEYĐ FOTOSFER Fotosfer Güneş in görünür dalgaboylarında (3000 10000Å) 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: Bulgurlanma (Granulation): Güneş teki konvektif hareketlerin fotosferdeki görüntüsüdür. Yüzeye yeni çıkan kısım parlak, iç kısıma dönen yer karanlık görülür.

Güneş Lekeleri (spot): Görünen parlak Güneş diskinin üzerindeki siyah noktalardır. Meşale (facula): Lekeler civarında gözlenen ve fotosferden daha parlak alanlardır. Şekil 3.1 de Fotosfer yüzeyinde meydana gelen bu yapılar gösterilmektedir. Tam gölge Yarı gölge Bulgurlanma Güneş Lekesi Meşale(Facula) Şekil 3.1 Fotosfer de meydana gelen bazı oluşumlar 4. GÜNEŞ ĐN DÖNMESĐ Güneş katı bir cisim gibi dönmemektedir. Ekvatora yakın enlemler daha hızlı dönerken (yaklaşık 24 günde bir), kutuplara gidildikçe dönme hızı düşer (36-37 günde bir). Bu dönme yapısına Diferansiyel Dönme adı verilmektedir. Yüzeyde gözlenen bu dönme yapısı daha derinlere inildikçe de aynı yapıyı göstermektedir ve dönme özellikleri konvektif katman tabanına kadar aynı özelliktedir. Güneş in manyetik alanında görülen değişimler ve bunların sonucu ortaya çıkan yüzey parlaklık dağılımındaki düzensizliklerin temel kaynağı Diferansiyel Dönme dir. Şekil 4.1 de Güneş in diferansiyel dönmesi gösterilmektedir.

Şekil 4.1 Güneş in diferansiyel dönmesi 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 Konveksiyon Lekeler Flare Prominens... düzensizlikler 5. DĐNAMO TEORĐSĐ Kısmen veya tamamen iyonize olmuş bir plazma içindeki yüklü parçacıkların ivmeli hareketler yapması sonucu manyetik alan (ve elektrik alan) oluşmaktadır. Bir soğuk yıldızın dış konvektif katmanı da plazma yapısındadır ve konvektif hareketlerle yüzeye taşınan yüklü parçacıklar, bu tür yıldızların diferansiyel dönmesi ile etkileşerek manyetik alan üretimine

katkıda bulunurlar. Bu şekilde yüklü parçacıkların hareketi sonucu üretilen manyetik alanın oluşum mekanizmasına DĐNAMO MODELĐ(TEORĐSĐ) denmektedir. Dinamo teorisi Babcock modelini temel almıştır. 5.1 Babcock Modeli Babcock (1961) modeli, Güneş te gözlenen fotosferik manyetik alanın zamana bağlı geometrisini ve 22 yıllık çevrimli yapısını (lekeler için 11 yıllık çevrim) açıklamada oldukça başarılı olmuştur. Bu geometrinin genel davranışını aşağıdaki şekilde verilen dört ardışık durumda inceleyelim. 5.1.1 Durum 1 Güneş yüzeyinin haftalar boyunca lekesiz görüldüğü (leke çevrimi minimumda) bir anda, Güneş dönme eksenine göre simetrik yapılı iki kutuplu bir manyetik alana sahiptir (boylamsal manyetik alan). Bu manyetik alana ilişkin kuvvet çizgileri ±55º enlemlerinden Güneş yüzeyi dışına çıkar. Güneş in içinde ise konvektif katmanın tabanına kadar (0.1R derinliğe kadar) girerek bu derinlikteki küre yüzeyi boyunca uzanır. Bu durumda coğrafi kuzey N ile manyetik (-) kutbu çakışık durumda olsun. Şekil 5.1 de Durum 1 şematik olarak gösterilmektedir. Şekil 5.1 Durum 1 in şematik görünümü

5.1.2 Durum 2 Diferansiyel dönme etkisi altında, boylamsal manyetik alan çizgileri ekvatora paralel hale getirilinceye kadar konvektif katman tabanına sarılır ve boylamsal manyetik alandan, enlemsel manyetik alan üretilmiş olur. Neredeyse ekvatora paralel hale getirildiği anda, manyetik alan kuvvet çizgileri zayıflar (uzama nedeni ile) ve tabandan yükselen büyük boyutlu konvektif hücrelerin yükselme hareketi altında yerel aktif bölgeler oluşturacak şekilde fotosferin üstüne çıkarılır. Bu yapılar da çift kutupludur ve her bir kutbunda fotosfer üzerinde karanlık leke bölgeleri oluşur. Đki kutuplu leke bölgelerinden, Güneş in dönme yönünde önde olanına (ekvatora daha yakın olanına), öncü leke bölgesi adı verilir ve manyetik polaritesi bulunduğu yarıküredeki boylamsal alan polaritesi ile aynıdır. Dönme yönünde arkada olan (ekvatora daha uzak olan) bölge ise artçı leke bölgesi adını alır ve polaritesi bulunduğu yarıküredeki boylamsal alan polaritesine zıttır. Bu süre boyunca yıldızın yüzeyi çok sayıda aktif bölge ile kaplanır ve leke çevriminin maksimumuna ulaşılır. Şekil 5.2 de Durum 2 şematik olarak gösterilmektedir. Şekil 5.2 Durum 2 nin şematik görünümü 5.1.3 Durum 3

Konvektif hücrelerin yüzeye yükselme hareketleri üzerinde yapılan çok miktarda çalışma, basıncın artan yükseklikle hızla düşüşü nedeniyle konvektif hücrelerin genişlediğini ve Coriolis kuvvetlerinin etkisi altında, yükselme doğrultusu etrafında dönme hareketi yaptığını göstermiştir. Buna göre konvektif hücreler kuzey yarıkürede yükselirken, yükselme doğrultusu boyunca saat yönünde, güney yarıkürede ise saat yönünün tersinde helikal hareketler yaparak aktif bölgelerin burulmasına ve enlemsel doğrultudan tekrar boylamsal doğrultuya gelmelerine neden olur. Çok sayıda manyetik alan kuvvet çizgisinde bu yönde olan katkı bileşke olarak, başlangıç boylamsal manyetik alana göre zıt kutuplu yeni bir boylamsal manyetik alanın doğmasına neden olur ve bu yolla 11 yıllık leke çevriminin sonuna yaklaşılır. Şekil 5.3 de Durum 3 şematik olarak gösterilmektedir. Şekil 5.4 te ise Güneş yüzeyinde oluşan manyetik ilmekler ve lekeler gösterilmektedir. Şekil 5.3 Durum 3 ün şematik görünümleri

5.1.4 Durum 4 Şekil 5.4 Güneş yüzeyinde oluşan manyetik ilmekler ve lekeler Başlangıçtaki boylamsal manyetik alan tamamen sönülmenmiş ve buna zıt polaritede yeni bir boylamsal manyetik alan oluşturulmuştur. Bu aşama bir sonraki leke çevriminin başlangıcıdır. Böylece Manyetik Dinamo çevriminin yarısı tamamlanmış olur. Bu aşamada 11 yıllık takip eden ikinci leke çevrimi sonuçlanıp, boylamsal manyetik polarite tekrar başlangıç değerlerine manyetik alan çevrimi de tamamlanmış olur (yaklaşık 22 yıl sonra). Yani manyetik çevrim süresi leke çevrim süresinin iki katıdır ve bir manyetik çevrim süresince iki leke çevrimi gerçekleşir. Şekil 5.5 te Durum 4 şematik olarak gösterilmektedir. Şekil 5.5 Durum 4 şematik olarak gösterimi

Gözlemsel olarak, fotosferdeki lekelerin izlenmesi son derece kolaydır ve bu lekelere ilişkin istatistiksel çalışmalar, gerek leke çevrimi, gerekse manyetik çevrim konusunda önemli bilgiler vermektedir. Bu anlamda lekelerin zamana göre yıllık sayılarının, yüzeyde kapladıkları alanların ve ilk görüldükleri enlemlerin dağılımının zamana göre incelendiği önemli diyagramlar ele alınmaktadır. Bu diyagramlar için en iyi bilinen üç örnek aşağıdaki gibidir. 5.2 Maunder Diyagramı Yer üzerinde çok sayıda gözlemevinden toplanan Güneş leke gözlemlerinde (neredeyse her gün eksiksiz gözlem) her gün gözlenen leke sayıları, yıllık ortalamalara çevrilir. Bu ortalama değere Wolf sayısı veya Wolf numarası adı verilir ve matematiksel bir bağıntı ile standart hale getirilir ve zamana göre grafiğe çizildiğinde Maunder Diyagramı elde edilir. Diyagramda yıllık ortalama leke sayılarının yaklaşık 11 yıl aralıkla birbirini takip eden maksimum ve minimumlar verdiği görülmektedir. Diyagram dikkatle incelendiğinde 11 yıllık çevrim süresinin aslında sabit olmadığı ve çevrimden çevrime 9-12.5 yıl arasında farklı değerler alabildiği görülmektedir. Ayrıca bu diyagramda maksimuma çıkışların, minimuma inişlerden daha dik olduğu açıkça izlenebilmektedir. Çevrim genliğinin (yani bir çevrim boyunca izlenen leke sayısının) de sabit olmayıp, farklı değerler aldığı görülmektedir. Şekil 5.6 da 1750 yılından 2005 yılına kadar, yıllara göre ortalama leke sayıları (Maunder Diyagramı) verilmiştir.

Şekil 5.6 Maunder Diyagramı (1750-2005) 5.3 Kelebek Diyagramı Lekelerin gözlenen enlemlerinin zamana karşı grafiğine Kelebek Diyagramı adı verilmektedir. Bu diyagramda, Güneş leke gözlemlerinin sistematik bir şekilde yapılmaya başlandığı tarihten bu yana elde edilen veriler yer almaktadır. Bu diyagramda gözlenen her leke veya leke grubu dikey 1º lik simgelerle noktalanmıştır. Bu diyagramda da 11 yıllık leke çevrimi dönemi açıkça izlenebilmektedir. Ayrıca lekelerin tercihli enlemleri açısından

belirgin bir sınırın var olduğu görülebilmektedir. Lekeler ±45 enlemlerinden daha üst enlemlerde oluşmamaktadır. Lekeler ilk oluşum bölgesi açısından 30º-40º enlem kuşakları arasını tercih etmektedirler. Daha sonra Güneş in diferansiyel dönme etkisi altında, bir çevrim boyunca evrimleşen enlemsel manyetik alanla, lekelerin oluşma ve görünme bölgeleri ekvatora doğru daha düşük enlemlere kaymaktadır. Şekil 5.7 de 1875-2008 tarihleri arasındaki kelebek diyagramı gösterilmektedir. Şekil 5.7 Kelebek diyagramı (1875-2008) 5.4 Lekelerin Kapladığı Alanlar Lekelerin Güneş yüzeyinde kapladıkları alan miktarı (%0 Güneş yüzey alanı cinsinden) zamana karşı grafiğe aktarıldığında, Maunder diyagramı ile benzer özellikler gösteren bir diyagram elde edilir. Ortalama 11 yıllık leke çevrim döneminin varlığı, bu çevrim döneminin, çevrimden çevrime değişim gösterebildiği ve maksimuma çıkışların, minimuma inişlerden daha dik olduğu bu diyagramdan da açıkça görülebilmektedir. Güneş te izlenen ve manyetik dinamo mekanizmasının yansımaları olan bu özellikler, çok sayıda soğuk yıldızın gözlemlerinde de izlenmektedir ve bu yıldızlarda da dinamo teorisi nin geçerli olmasını gerektirmektedir. Şekil 5.8 de Güneş lekelerinin yüzeyde kapladığı alanların zamanla değişimi gösterilmektedir.

Şekil 5.8 Güneş lekelerinin yüzeyde kapladıkları alanların zamanla değişimi 6. KROMOSFER Kromosfer fotosfer katmanının üzerinde yer alır. Düzgün bir şekli yoktur. 2000-3000 km kalınlığındadır. Bu katmanda sıcaklıklar 6000 C den hızla 20 000 C ye ulaşır. Bu sıcaklıklarda Hidrojen atomunun verdiği ışınım uzun dalgaboylarına karşılık gelir ve kromosfer kırmızı renkte görülür(h-alfa ışınımı). Tam Güneş Tutulması sırasında fotosfer tamamen örtüldüğü zaman Güneş in çevresinde parlak bölge şeklinde görülür. Renk küre olarak da adlandırılır. 6.1 Kromosferde Meydana Gelen Bazı Oluşumlar: Kromosferdeki olaylar çevrim bakımından birkaç aylık zaman gecikmesi ile olur ve Manyetik alan kökenlidirler. 6.1.1 Kromosferik ağ: Genellikle Hα ve CaII-K dalgaboylarında birbirine bağlı parlak uzantılar şeklinde izlenen kromosferik ağ oluşumları, fotosferde gözlenen süpergranüllerin kromosferdeki uzantılarıdır. 6.1.2 Flamentler ve plaj bölgeleri: Flamentler karanlık, iplik şeklinde görülen yapılardır (H α dalgaboylarında). Bu yapılar yerel manyetik ilmekler boyunca Güneş yüzeyinden yükseltilmiş yoğun ve göreli olarak soğuk madde bulutlarıdır. Plaj bölgeleri, fotosfer üzerinde görülen karanlık leke alanlarını çevreleyen ve en iyi H α dalgaboylarında görülebilen parlak alanlardır.

6.1.3 Prominensler (fışkırmalar): Prominensler yerel manyetik ilmekler boyunca Güneş yüzeyinden yükseltilmiş yoğun madde bulutlarıdır. Aslında Flamentlerle Prominensler aynı olgulardır. Prominensler, Flamentlerin Güneş diski kenarındaki görüntüsüdür. Prominensler ve Flamentler ilk oluşum anlarından itibaren günlerce veya haftalarca aynı yapılarını koruyabilirler. Ancak içlerinde taşıdıkları madde miktarındaki ve manyetik ilmeklerdeki ani değişimler sonucu birkaç dakika veya saat içinde patlayarak dağılabilirler ve maddeyi dışa doğru atabilirler. 6.1.4 Spiküller: Spiküller kromosferik ağ oluşumları boyunca dışa doğru uzanan, küçük, jet benzeri patlamalardır. Şekil 6.1 de Kromosferde meydana gelen bu oluşumlar gösterilmektedir. Kromosferik Ağ Flament Plaj Bölgeleri Prominensler Spiküller Şekil 6.1 Kromosferde meydana gelen oluşumlar

6. GEÇĐŞ BÖLGESĐ Geçiş Bölgesi, Güneş Atmosferinin, en sıcak ve en dış katmanı Korona ile Kromosfer arasında yer alan, düzensiz yapıdaki ince katmanıdır. Kromosferde 20.000 C olan sıcaklıklar bu bölgede 1.000.000 C ye kadar ulaşır. Hidrojen bu sıcaklıkta tamamen iyonize olduğundan ilgili ışınımı 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. 7. KORONA Güneş in en üst atmosfer katmanıdır. 10 R uzaklığa kadar uzanır. Yoğunluğu çok düşük, sıcaklığı birkaç 10 6 ºK kadardır. Güneş ışığına katkısı çok az, fotosferin yayınladığı ışık şiddetinin milyonda biri kadardır. Korona, ya Tam Güneş Tutulması sırasında ya da koronagraf adı verilen yapay tutulma cihazları ile gözlenebilmektedir. Korona da meydana gelen oluşumlar: Miğfer Akımları: Büyük boyutlu, tepesi uzamış başlık şeklinde yapılardır. Kutupsal Tüycükler: Güneş in kuzey ve güney kutuplarında gözlenen uzun ve ince gaz akımlarıdır. Koronal Đlmekler: Kronal ilmekler, Güneş lekeleri üzerinde, lekelerin iki kutuplu bölgelerini birnirine bağlayan büyük ölçekli kapalı manyetik ilmeklerdir. Koronal Delikler Korona katmanında hiç ışınım alınmayan karanlık bölgeler mevcuttur. Bu yapılar ilk kez yer atmosferi dışına gönderilen x-ışın teleskopları ile gözlenmiştir. Koronal delikler, Güneş in kutup bölgelerindeki açık manyetik ilmeklerle ilişkilidir ve yüksek hızlı güneş rüzgarlarının etkisi ile oluşmaktadır. Şekil 7.1 de oluşumlar gösterilmektedir.

Miğfer Akımları Kutupsal Tüycükler Koronal ilmekler Koronal Delikler 8. GÜNEŞ RÜZGARLARI Şekil 7.1 Korona da meydana gelen bazı oluşumlar Güneş rüzgarı Güneş in üst atmosfer katmanında yer alan plazmanın 400 km/sn civarındaki hızlarla her yöne atılması olarak kendini gösteren bir olgudur. Güneş rüzgarının kaynağı Korona tabakasıdır. Korona nın yüksek sıcaklığı, Güneş in üst katmanlarındaki maddesini çekim etkisi ile bir arada tutmasına engel olmaktadır. Güneş rüzgarı temelde iki bileşime sahiptir I. tip güneş rüzgarı, Güneş in boylamsal manyetik alan çizgilerinin, Korona nın çok ötesinde ekvator boyunca açılmış ilmeklerden kaçan madde ile oluşmaktadır ve daima gözlenmektedir (Hızı yaklaşık 300 km/sn dir). II. tip güneş rüzgarı ise genellikle güneş patlamaları ve prominensleri takip eden Koronal Kütle Atımları sonucu Güneş i terk eden yıldız maddesi ile oluşmaktadır (Hızı yaklaşık 1000 km/sn dir). Şekil 8.1 de Güneş rüzgarları ile kütle atımı gösterilmektedir.

Şekil 8.1 Güneş rüzgarları