Güneş Nedir

Yazıyı Sosyal Medya Hesaplarında Paylaş

Güneş, galaksimizdeki 100 milyar yıldızdan sadece biridir. Aynı zamanda Dünya’ya en yakın yıldızdır. Böyle söyleyince çok da önemli bir gökcismi değilmiş gibi görünebilir. Fakat hiç de öyle değil. Eğer yaşıyorsak, ya da şöyle söyleyelim, Dünya’mızdaki şuanda bir yaşam varsa bunu Güneş’e borçluyuz. Güneş Sistemi’nin merkezinde bulunan Güneş, dünyadaki tüm yaşam ve enerjinin kaynağıdır. Yazımızda Güneş hakkında bilgiler vermeye çalışacağız.

 

Güneş’in Özellikleri

Güneş, Güneş Sistemi’nin merkezinde yer alan bir yıldızdır. Orta büyüklükte bir yıldız olan Güneş, tek başına Güneş Sistemi kütlesinin % 99,8’ini oluşturur. Geri kalan kütle Güneş’in çevresinde dönen gezegenler, asteroitler, gök taşları, kuyruklu yıldızlar ve kozmik tozlardan oluşur.

Samanyolu Gökadasında bilinen yaklaşık 200 milyar yıldızdan birisi olan Güneş’in kütlesi sıcak gazlardan oluşur ve çevresine ısı ve ışık şeklinde radyasyon yayar.

  • Güneş, yaklaşık olarak, Dünya’nın çapının 109 katına (1.5 milyon km), hacminin 1,3 milyon katına ve kütlesinin 333 bin katına sahiptir. Yoğunluğu ise Dünya’nın yoğunluğunun 4te 1i kadardır.
Güneş’in boyut olarak diğer gezegenler ile kıyaslaması
Güneş’in boyut olarak diğer gezegenler ile kıyaslaması ( Kaynak: Photography by Kirk M. Rogers )

Güneş kendi ekseni etrafında saatte 70.000 km hızla döner ve bir tam turunu yaklaşık 25 günde tamamlar. Yüzey sıcaklığı 5500 °C ve çekirdeğinin sıcaklığıysa 15,6 milyon °C’dir. Güneş’ten çıkan enerjinin 2,2 milyarda 1’i yeryüzüne ulaşır. Geriye kalan enerjisi uzayda kaybolur. Güneş’in üç günde yaymış olduğu enerji, Dünya’daki tüm petrol, ağaç, doğal gaz vb. yakıta eşdeğerdir. Güneş ışınları 8,44 dakikada yeryüzüne ulaşır. Güneş, Dünya’ya en yakın yıldızdır. Çekim kuvveti Dünya yer çekiminin 28 katıdır.

Güneş, galaksimiz içinde bulunan yıldızların % 85’inden daha parlaktır.

İç yapı

Güneş’in iç yapısı ( Kaynak: NASA/Goddard )
Güneş’in iç yapısı ( Kaynak: NASA/Goddard )

Güneş’in iç yapısı, bir çekirdek, bir ışınım katmanı, bir konvektif katmanı, bir fotosfer ve bir atmosfer içeren çok sayıda katmandan oluşur.

Çekirdek 

Güneş’in en yoğun ve en sıcak bölgesidir ve Güneş’in genel yarıçapının yaklaşık %20-25’ini oluşturur. Güneş çekirdeği merkezden 0,2 Güneş yarıçapına kadar uzanır. Yoğunluğu 150.000 kg/m³ (Yeryüzünde suyun yoğunluğunun 150 katı) civarında, sıcaklığı da 13.600.000 kelvin kadardır (yüzey sıcaklığı yaklaşık 5.800 kelvindir).Güneş’in enerjisinin çoğu, hidrojeni helyuma dönüştüren nükleer füzyon yoluyla üretildiği çekirdektedir. Güneş’in yarattığı termal enerjinin yaklaşık% 99’u bu bölgede meydana gelir.

Işınım katmanı 

25 ila yaklaşık 0.7 güneş yarıçapı arasında uzanan ışınım katmanında, termal radyasyon, enerji transferinin birincil yoludur. Bu tabakadaki sıcaklık merkezden uzaklaştıkça düşer. İç kısımdaki sıcaklık yaklaşık 7 milyon K, dış kısımdaki sıcaklık yaklaşık 2 milyon K’dir. Yoğunluk ise yüz katına kadar düşebilir. İç kısımlardaki yoğunluk 20 g / cm³’den dış kısımlardaki yoğunluk olan 0.2 g/cm³’e kadar düşebilir. Bu bölgede ısı yayımı yoktur. Isı ışınım yoluyla iletilir.

Takoslin

Işınım katmanı ve konvektif katman arasında, takoslin adı verilen bir geçiş katmanı vardır. Burada ışınım katmanının tekdüze dönüşüyle konvektif katmanının kademeli dönüşü arasında oluşan ani değişiklik büyük bir kırılmaya neden olur. Günümüzde kabul edilen teorilerden biri, bu katmandaki manyetik dinamo etkisinin, Güneş’in manyetik alanını oluşturduğunu söyler

Konvektif katman

Yüzeyin yaklaşık 200.000 km(yarıçapının % 70 aşağısına kadar olan bölge) altında bulunan konvektif katmanda plazma sıcaklığı ve yoğunluğu daha düşüktür. Bu, ısıl konveksiyonun aşağıda ısıtılan malzeme olarak genişlemesini ve yükselmesini sağlar, sonra fotosfere ulaştığında soğur ve daralır, tekrar çökmesine ve konvektif döngünün devam etmesine neden olur.

Fotosfer

Güneş’in fotosfer olarak da bilinen görünür yüzeyi, Güneş’in görünür ışığa opak olduğu katmandır. Fotosfer üzerinde görünen gün ışığı uzaya serbestçe yayılır ve enerjisi Güneş’ten uzaklaşır. Fotosfer on ile yüz kilometre arasındaki kalınlığıyla Dünya üzerinde bulunan havadan daha az opaktır. Işık kürenin üst kısmının alt kısmından soğuk olması nedeniyle Güneş ortada kenarlara nazaran daha parlakmış gibi görünür.

Atmosfer

Güneş’in üç ayrı katmandan oluşan bir atmosferi vardır. Bu katmanlar kromosfer(Renk Küre), geçiş bölgesi ve korona(taç).

  • Kromosfer 2000 kilometre derinliğinde ve çok düşük bir yoğunluğa sahip bölgedir. Bu, fotosferin parlaklığı ile birleştirildiğinde, kromosferin görünmez olmasını sağlar.

  • Kromosferin üstündeki ince geçiş bölgesi (200 km kalınlığında) olup, sıcaklık üst katmanda 20.000 K’den korona seviyesinde 1.000.000 K’e kadar çok hızlı bir şekilde yükselir. Sıcaklık artışının nedeni bölgede bulunan helyumun yüksek sıcaklıklar nedeniyle tamamen iyonize olarak faz geçişidir. Geçiş bölgesi yeryüzünden kolay görülmez ama uzaydan, elektromanyetik spektrumun morötesi bölümüne kadar hassas cihazlar tarafından kolayca gözlemlenebilir.

  • Son katman olarak, korona vardır. Alt bölgede, partikül yoğunluğu son derece düşüktür ve ortalama sıcaklık yaklaşık 1-2 milyon K’dir. Bu kısmın bu kadar sıcak olmasının nedeninin manyetik etkiden olduğu düşünülmektedir.

Kimyasal bileşim

Diğer yıldızların çoğunda olduğu gibi, Güneş de çoğunlukla hidrojen ve helyumdan oluşur. %75 Hidrojen, % 24 Helyum ve eser miktarda(%1 oranında) oksijen, karbon, neon, azot, magnezyum, demir ve silikon vardır. Güneşte her 1 milyon hidrojen atomu için 98.000 helyum, 850 oksijen, 360 karbon, 120 neon, 110 azot, 40 magnezyum, 35 demir ve 35 silikon vardır. Yine de hidrojen, tüm elementlerin en hafif olanıdır, bu yüzden helyum yaklaşık yüzde 26’yı oluştururken, hidrojen Güneş kütlesinin kabaca yüzde 72’sini oluşturur.

Manyetik alan

Güneş içinde bulunan tüm madde yüksek sıcaklıklardan ötürü gaz ve plazma halindedir. Bu nedenle ekvatorda yukarı enlemlerde olduğundan daha hızlı döner. Ekvatorda dönüş hızı 25 gün iken kutuplarda 35 günde kendi etrafında döner. Bu kademeli dönüş sonucunda manyetik alan çizgilerinin zamanla kıvrılarak manyetik alan halkaları oluşturması Güneş’in yüzeyinden patlamalarla ayrılarak Güneş lekeleri ve Güneş püskürtüleri oluşumuna neden olur. Bu kıvrılma hareketi solar dinamonun oluşmasına ve 11 yıllık Güneş döngüsü ile Güneş’in manyetik alanının yön değiştirmesine neden olur.

Güneş Lekeleri ve Güneş Döngüleri

Güneş Lekeleri ( Kaynak: NASA/SOO/HMI)
Güneş Lekeleri ( Kaynak: NASA/SOO/HMI)

Güneş lekeleri, ışık küre(ışık yuvarı) adı verilen Güneş’in en dış katmanında oluşur. Çevresi ile karşılaştırıldığında sıcaklığı daha düşük olduğundan karanlık lekeler halinde görünür. Manyetik alanın belli bölgelerde yoğunlaşması, ısının eşit bir şekilde yayılımını engeller. Sonuç olarak çevresindeki ışık küreye göre daha düşük yüzey sıcaklığına sahip Güneş Lekeleri dediğimiz bölgeler oluşur. Bunlar genellikle çiftler halinde görünür. Her ikisi de birbirlerinin zıt manyetik kutuplarıdır.

Güneş’in üzerinde görünür Güneş lekelerinin sayısı sabit değildir ama Güneş döngüsü denen 11 yıllık bir döngü içinde değişiklik gösterir. Döngünün tipik minimum döneminde çok az Güneş lekesi görünür ve hatta bazen hiç görünmez. Gözükenler yüksek enlemlerde bulunur. Güneş döngüsü ilerledikçe Spörer yasasının açıkladığı gibi Güneş lekelerinin sayısı artar ve ekvatora doğru yaklaşır. Güneş lekeleri genelde zıt manyetik kutuplara sahip çiftler olarak bulunur. Ana Güneş lekesinin manyetik polaritesi her Güneş döngüsünde değişir, dolayısıyla bir döngüde kuzey manyetik kutba sahip olan leke bir sonraki döngüde güney manyetik kutba sahip olur.

Güneş döngüsünün uzayın durumu üzerinde büyük etkisi vardır, ve Dünya’nın iklimi üzerinde de önemli bir etki yapar. Güneş etkinliğinin minimumda olduğu dönemler soğuk hava sıcaklıklarıyla, normalden daha uzun süren Güneş döngüleri de daha sıcak hava sıcaklıklarıyla ilişkilendirilir. 17. yüzyılda Güneş döngüsünün birkaç on yıl boyunca tamamen durduğu gözlemlenmiştir; bu dönemde çok az Güneş lekesi görülmüştür. Küçük Buz Çağı ya da Maunder minimumu diye bilinen bu dönemde Avrupa’da çok soğuk hava sıcaklıklarıyla karşılaşılmıştır.

 

Güneş Yörüngesi

Güneşin Samanyolu Galaksisindeki konumu (Kaynak: Universetoday.com)
Güneşin Samanyolu Galaksisindeki konumu (Kaynak: Universetoday.com)

Güneş, Samanyolu merkezinin çevresinde yaklaşık 26.000 ışık yılı uzaklıkta döner. Galaktik merkez çevresinde bir dönüşünü yaklaşık 225–250 milyon yılda bir tamamlar. Bu nedenle Güneş’in ömrü boyunca 20–25 yörüngeyi tamamladığı düşünülmektedir. Yaklaşık yörünge hızı saniyede 220 kilometredir. Bu da her 1.400 yılda bir 1 ışık yılıdır(1 ışık yılı yaklaşık 9.5 trilyon kilometredir). Bu galaktik uzaklık ve hız bilgileri şu anda sahip olduğumuz en doğru bilgilerdir. Ancak bilimde her zaman olduğu gibi bilgi arttıkça bunlar da değişebilir.

Güneş’in kendi ekseni etrafındaki dönüş süreleri (Kaynak: NASA)
Güneş’in kendi ekseni etrafındaki dönüş süreleri (Kaynak: NASA)

Güneş kendi ekseni etrafında saatte 70.000 km hızla döner ve bir tam turunu yaklaşık 25 günde tamamlar.

 

Oluşum, Evrim ve Gelecek

Güneş yaklaşık olarak 4.6 milyar yıl önce oluştu. Birçok bilim insanı Güneş’in ve Güneş Sisteminin geri kalanını, güneş bulutsusu olarak bilinen devasa, dönen bir gaz ve toz bulutundan oluştuğunu düşünüyor. Bulutsu kendi yerçekimi sayesinde çöktü, daha hızlı büküldü ve bir disk şeklinde düzleşti. Materyellerin çoğu Güneş’i oluşturmak için merkeze doğru çekildi.

Güneş, yaklaşık 5 milyar yıl daha yeterli olacak kadar nükleer yakıt bulunduruyor. Yakıtı bitince, kırmızı bir dev haline gelmek için şişecek. Merkür, Venüs ve hatta Dünya’nın yörüngesini kapsayacak kadar büyüyeceği varsayılmaktadır. Bu aşamadan sonra yoğun termal titreşimler Güneş’in dış katmanlarından kurtularak bir gezegensel bulutsu oluşturmasına neden olacaktır. Geride kalan tek cisim aşırı derecede sıcak olan yıldız çekirdeği olacaktır. Bu çekirdek milyarlarca yıl boyunca yavaş yavaş soğuyup beyaz cüce olarak yok olacaktır. Bu yıldız evrimi senaryosu düşük ve orta kütleli yıldızların tipik gelişim senaryosudur.

 

Güneş  Gözlem Tarihi

Teleskopun icadından önce

3. yüzyılda Eratosthenes, Dünya ile Güneş arasındaki mesafeyi 149 milyon km olarak hesapladı. Bulduğu uzaklık günümüzde kabul edilen uzaklık ile aynıdır.

Ayrıca M.Ö. 3. yüzyılda, Yunanlı gök bilimci Samoslu Aristarchus, Güneş’in evrenin merkezinde olduğu ve gezegenlerin onu etrafında döndüğünü söyledi. Bu görüş daha sonra Seleucia Seleucus (M.Ö. 190 – M.Ö. 150) tarafından benimsenecek ve Orta Çağ boyunca İslam ve Hint gök bilimciler tarafından, özellikle de Semerkand Gözlemevi aracılığıyla dile getirilecektir.

Ibn-i Sina’nın Venüs geçişini gözlemlemesinden, Venüs’ün Dünya’ya Güneş’ten daha yakın olduğu sonucuna varıldı. 12. yüzyılda Endülüs’lü gökbilimci İbn Rüşd, güneş lekelerinin bir tanımını yapmıştır. Güneş lekelerinin gözlemleri, daha önce yüzyıllarca bu gözlemlerin kayıtlarını tutan Çinli astronomlar tarafından da kaydedilmiştir.

Nicolaus Copernicus’un Günmerkezlilik(Dünya ve diğer gezegenlerin Güneş’in çevresinde döndüğü bir astronomik modeldir.) modeli astronomide devrim niteliğindeydi ve Güneş’in evrendeki önemi hakkındaki modern anlayışımıza değiştirdi. Gezegenlerin hareketindeki gözlemsel farklılıkları açıklamanın yanı sıra, Günmerkezlilik modeli Güneş’i bilinen evrenin merkezine yerleştirdi.

Teleskopun icadından sonra

Teleskobun gelişimi ile beraber, Güneş ve gezegenlerin detaylı gözlemleri yapılmıştır. Thomas Harriot, Galileo Galilei, Christoph Scheiner ve diğer astronomlar, güneş lekelerinin Güneş’in yüzeyindeki konumlarını doğru şekilde belirleyebildi. 1672’de Giovanni Cassini ve Jean Richer, Mars’a olan mesafeyi ve Güneş’e olan mesafeyi hesaplamıştır.

1666’da Isaac Newton , Güneş ışığını bir prizma kullanarak gözlemleyen ilk bilim adamı oldu Güneş ışığının birçok renkten oluştuğunu belirtti. 1800’de William Herschel Güneş tayfının kırmızı bölümünün ötesinde kızılötesi ışımayı keşfetti.

Modern bilimsel dönemin başlarında Güneş enerjisinin kaynağı hala bir bilmeceydi. Lord Kelvin, Güneş’in içerisinde barındırdığı ısıyı ışıyan, soğuyan sıvı bir nesne olduğunu önerdi. Kelvin ve Hermann von Helmholtz daha sonra enerji çıktısını açıklamak için Kelvin-Helmholtz modelini önerdi.

1920’de Arthur Eddington Güneş’in çekirdeğinde bulunan basınç ve sıcaklıkların hidrojeni helyuma dönüştürecek bir nükleer füzyon tepkimesi için yeterli olduğunu, kütledeki net değişiklikten de enerji oluşacağını önermiştir. Güneş’te bulunan hidrojenin baskınlığı 1925 yılında Cecilia Payne-Gaposchkin tarafından doğrulanmıştır. Kuramsal füzyon kavramı 1930’larda astrofizikçiler Subrahmanyan Chandrasekhar ve Hans Bethe tarafından geliştirilmiştir. Hans Bethe, Güneş’in enerjisini sağlayan iki ana nükleer tepkimeyi hesaplamıştır.

1957 yeni ufuklar açan, “Yıldızlarda Elementlerin Sentezi” başlıklı bir bilimsel makale Margaret Burbridge tarafından yayımlandı. Makale evrende bulunan elementlerin Güneş gibi yıldızların içinde sentezlendiğini kanıtlarıyla gösterdi. Bu açıklamalar günümüzde bilimin önemli ilerlemelerinden biri olarak sayılmaktadır.

Güneş ile İlgili Araştırmalar ve Görevler

Pioneer Görevleri (Kaynak: NASA)
Pioneer Görevleri (Kaynak: NASA)

Güneş’i gözlemlemek için tasarlanmış ilk uydular NASA’nın 1959 ile 1968 yılları arasında fırlatılan Pioneer 5, 6, 7, 8 ve 9 uzay sondalarıdır. Bu sondalar, Dünya’nınkine benzer bir uzaklıkta Güneş’in yörüngesinde kaldılar ve Güneş rüzgarı ile Güneş manyetik alanının ilk detaylı ölçümlerini gerçekleştirdiler. Pioneer 9, özellikle uzun bir zaman çalışır durumda kaldı ve 1987’ye kadar veri göndermeye devam etti.

1970’lerde Helios 1 uzay sondası ve Skylab Apollo Teleskobu bilim insanlarına Güneş rüzgarı ve korona hakkında yeni bilgiler sağladılar. ABD – Almanya ortak girişimi olan Helios 1 uzay sondası, günberi rotasında Merkür‘ün yörüngesine giren bir yörüngedeydi. NASA tarafından 1973’te fırlatılan Skylab uzay istasyonunun içinde Apollo Teleskobu denen bir Güneş gözlem modülü de bulunmaktaydı. Skylab Güneş geçiş bölgesinin ve koronanın morötesi ışınımının ilk zamanlamalı gözlemlerini gerçekleştirdi. Buluşlar arasında koronodan kütle fırlatılması ve şimdilerde Güneş rüzgârıyla yakın ilişkisi olduğu bilinen korona delikleri olmuştur.

1980’de NASA tarafından Solar Maksimum uzay uydusu fırlatıldı. Bu uzay aracı yüksek Güneş etkinliği sırasında Güneş püskürtülerinde ortaya çıkan gama ışını, X ışını ve UV ışımasını gözlemlemek için tasarlanmıştı. Ancak fırlatmadan bir iki ay sonra bir elektronik hata sonucu sonda bekleme moduna girdi ve sonraki üç yılını bu şekilde geçirdi. 1984 yılında uzay mekiği Challenger STS-41C görevi uyduyu bularak onardı. Haziran 1989’da Dünya atmosferine girene kadar Solar Maximum sondası binlerce korona görseli çekti

Japonya’nın 1991’de fırlatılan Yohkoh (Günışığı) uydusu X ışını dalga boyunda Güneş püskürtülerini gözlemledi. Sondadan gelen veriler sayesinde bilim insanları değişik tipte Güneş püskürtülerini tanımlayabildiler.

Günümüze kadar en önemli Güneş uzay görevlerinden biri Avrupa Uzay Ajansı ile NASA ortak projesi olan ve 2 Aralık 1995’te fırlatılan SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) görevidir. Başlangıcında iki yıllık bir görev için planlanan SOHO 2007 itibarıyla on yılı aşkın bir süre etkinlik göstermiştir.

Güneş ile İlgili Diğer Gerçekler

  • Bir milyondan fazla Dünya Güneş’e sığabilir.

  • Güneş bir gün enerjisini bitireceği için onun da bir yaşı var denebilir. Güneş şuanda ömrünün yarısındadır.

  • Güneşten gelen ışığın Dünya’ya ulaşması sekiz dakika sürer.

 

uzay ile ilgili söz

 

Kaynaklar: Kaynak-1  Kaynak-2  Kaynak-3  Kaynak-4  

 

İlginizi çekebilir:

Güneş Sistemi Nedir

Asteroit Kuşağı Nedir

Kuiper Kuşağı Nedir

Oort Bulutu Nedir

Asteroit Nedir

Kuyruklu Yıldız Nedir

Meteor Nedir?

Bir cevap yazın

E-posta hesabınız yayımlanmayacak. Gerekli alanlar * ile işaretlenmişlerdir

nineteen + eighteen =