Güneş Ve Yapısı

gunes-ve-yapisi-nedir

Güneş ve Yapısı

Güneş, güneş Sistemi’nin merkezinde yer alan yıldızdır. Orta büyüklükte olan Güneş tek başına Güneş Sistemi’nin kütlesinin % 99,ini oluşturur. Geri kalan kütle Güneş’in çevresinde dönen gezegenler, asteroitler, göktaşları, kuyruklu yıldızlar ve kozmik tozdan oluşur. Günışığı şeklinde Güneş’ten yayılan enerji, fotosentez yoluyla dünya üzerindeki hayatın hemen hemen tamamının var olmasını sağlar ve Dünya’nın iklimiyle hava durumunun üzerinde önemli etkilerde bulunur.

samanyolu gökadasında bilinen 200 milyar yıldızdan birisi olan güneş, kütlesi sıcak gazlardan oluşan ve çevresine ısı ve ışık yayan bir yıldızdır. güneşin çapı dünyanın çapının 109 katı (1.5 milyon km), hacmi 1,3 milyon Katı ve ağırlığı 333.000 katı kadardır. Güneşin yoğunluğu ise Dünyanın yoğunluğunun ¼’ü kadardır. Güneş kendi ekseni etrafında Saatte 70.000 km hızla döner. Bir turunu ise 25 günde tamamlar. Güneşin yüzey Sıcaklığı 5500 °C ve çekirdeğinin sıcaklığıysa 15,6 milyon °C’dir. güneşten çıkan enerjinin 2 milyonda 1i yer yüzüne ulaşır. Güneş’in üç günde yaymış olduğu enerji, dünyadaki tüm petrol, ağaç, doğalgaz, vb. yakıta eşdeğerdir. Güneş ışınları 8,44 dakikada yeryüzüne ulaşır. Güneş dünyaya en yakın yıldızdır. Çekim kuvveti dünya yer çekiminin 28 katıdır.

Güneş yüzeyi kütlesinin %74ünü ve hacminin %92′sini oluşturan hidrojen, kütlesinin %24-25ünü ve hacminin %7′sini oluşturan helyum ile Fe, Ni, O, Si, S, Mg, C, Ne, Ca, ve Cr gibi diğer elementlerden oluşur. Güneş’in yıldız sınıfı G2V’dir. G2 Güneş’in yüzey sıcaklığının yaklaşık 5.780 K olduğu, dolayısıyla beyaz renge sahip olduğu anlamına gelir. Günışığının atmosferden geçerken kırılması sonucu sarı gibi görünür. Bu mavi fotonların Rayleigh saçılımının sonucunda y eteri kadar mavi ışığın kırılmasıyla geride Sarı olarak algılanan kırmızılığın kalmasıdır.

tayfı içinde iyonize ve nötr metaller olduğu kadar çok zayıf hidrojen çizgileri de bulunur. V eki (Roma rakamıyla beş) çoğu yıldız gibi Güneş’in de ana dizi üzerinde olduğunu gösterir. Enerjisini hidrojen çekirdeklerinin füzyonla helyuma dönüşmesinden elde eder ve hidrostatik Denge içindedir, yani zaman içinde ne genişler ne de küçülür. Saniyede 600 milyon ton hidrojen, helyuma dönüşür. Bu da, Güneş`in her geçen saniye 4,5 milyon ton hafiflemesine yol açar. Güneşteki füzyon olayı sonucunda kızıl kırmızımsı bir alev 15-20 bin km yükselir ve Güneş fırtınası meydana gelir. Galaksimizde 100 milyondan fazla G2 sınıfı yıldız bulunur. Güneş, galaksimiz içinde bulunan yıldızların % 85&#8242inden daha parlaktır, bu yıldızların çoğu kırmızı cücelerdir.

Güneş Samanyolu merkezinin çevresinde yaklaşık 26.000 ışıkyılı uzaklıkta döner. Galaktik merkez çevresinde bir dönüşünü yaklaşık 225–250 milyon yılda bir tamamlar. Yaklaşık yörünge hızı saniyede 220 kilometredir (+/-20km/s). Bu da her 1.400 yılda bir, 1 ışıkyılı ve her 8 günde 1 GB’dir. Bu galaktik uzaklık ve hız bilgileri şu anda sahip olduğumuz en doğru bilgilerdir ancak daha fazla öğrendikçe bunlar da gelişebilir.

Güneş günümüzde Samanyolu’nun daha büyük olan Kahraman takım yıldızı ve yay takımyıldızı kolları arasında kalan Orion Kolu’nun iç kısmında, Yerel Yıldızlararası bulut içinde yüksek sıcaklıkta dağınık gaz bölgesi olan düşük yoğunluklu Yerel Kabarcık içinden geçmektedir. Dünya’ya 17 ışıkyılı uzaklıkta yer alan en yakın 50 yıldız içinde Güneş, mutlak kadir olarak dördüncü sır adadır (M=4,83)

Yaşam çevrimi
Güneş’in yıldız gelişimi bilgisayar modellemesi ve nükleokozmokronoloji yöntemleri kullanılarak ana dizi üzerinde hesaplanan yaşının 4,57 milyar yıl olduğu düşünülmektedir. Hidrojen moleküler bulutun hızla kendi içine çökmesi sonucu üçüncü nes il, Öbek I, T Tauri yıldızı olan Güneş’in doğduğu düşünülmektedir. Bu doğan yıldızın Samanyolu gökadasının çekirdeğinden 26.000 ışıkyılı uzakta hemen hemen dairesel bir yörüngeye girdiği varsayılmaktadır.

Yıldız ana dizi üzerinde yıldız evrimi aşamasının yarı yolundadır. Bu aşamada çekirdekte oluşan nükleer füzyon reaksiyonları hidrojeni helyuma dönüştürür. Her saniye Güneş’in çekirdeğinde 4 milyon ton madde enerjiye çevrilir ve ortaya nötrinolarla radyasyon çıkar. Bu hızla günü müze kadar 100 Dünya kütlesi kadar madde enerjiye çevrilmiştir. Güneş yaklaşık olarak 10 milyar yıl ana dizi yıldızı olarak yaşamına devam edecektir.

Güneş süpernova olarak patlayacak kadar fazla kütleye sahip değildir. Bunun yerine 5-6 milyar yıl içinde kırmızı dev aşamasına girecektir. Çekirdekte bulunan hidrojen yakıtı tükendikçe dış katmanları genişleyecek, çekirdeği büzüşerek ısınacaktır. Çekirdek ısısı 100 MK civarına ulaştığında helyum füzyonu tetiklenecek ve karbon ile oksijen üretmeye başlayacaktır. Böylece 7,8 milyar yıl içinde gezegen bulutsu aşamasının asimptotik dev koluna girerek iç sıcaklığında oluşan kararsızlıklar nedeniyle yüzeyinden kütle kaybetmeye başlayacaktır. Güneş’in dış katmanlarının genişleyerek Dünya’nın yörüngesinin bulunduğu noktaya kadar gelmesi olasıdır ancak son zamanlarda yapılan araştırmalar, Güneş’ten kırmızı dev aşamasının başlarında kaybolan kütle nedeniyle Dünya’nın yörüngesinin daha uzaklaşacağını, dolayısıyla da Güneş’in dış katmanları tarafından yutulmayacağını önermektedir.

Ancak Dünya’nın üstündeki suyun tamamı kaynayacak ve atmosferinin çoğu uzaya kaçacaktır. Bu dönemde oluşan güneş sıcaklıklarının sonucunda 900 milyon yıl sonra Dünya yüzeyi bildiğimiz yaşamı destekleyemeyecek kadar ısınacaktır. Bir kaç milyar yıl sonra da yüzeyde bulunan su tamamen yok olacaktır.

Kırmızı dev aşamasının ardından 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.

Yapısı
Güneş bir sarı cücedir. Güneş Sistemi’nin toplam kütlesinin yaklaşık % 99&#8242unu oluşturur. Güneş hemen hemen mükemmel bir küre şeklindedir, basıklığı yalnızca 9 milyonda birdir, yani kutuplararası çapı ile ekvator çapı arasında bulunan fark yalnızca 10 km.’dir. Güneş plazma hâlindedir ve katı değildir dolayısıyla kendi ekseni etrafında dönerken kademeli olarak döner, yani ekvatorda kutuplarda olduğundan daha hızlı döner. Bu gerçek dönüşün periyodu ekvatorda 25 gün, kutuplarda 35 gündür. Ancak Dünya Güneş’in etrafında dönerken gözlem noktamız sürekli değiştiği için Güneş’in görünür dönüşü ekvatorda yaklaşık 28 gün kadardır. Bu yavaş dönüşün merkezkaç etkisi Güneş’in ekvatorunda yüzey çekiminden 18 milyon kat daha güçsüzdür. Aynı zamanda geze genlerden kaynaklanan gelgit etkisi Güneş’in şeklini belirgin derecede etkilemez.

Kayalık gezegenlerde olduğu gibi Güneş’in belirli sınırları yoktur. Dış katmanlarında, merkezinden uzaklaştıkça gaz yoğunluğu üstel olarak azalır. Ancak aşağıda açıklandığı gibi Güneş’in belirgin bir iç yapısı bulunur. Güneş’in yarıçapı merkezinden ışıkyuvarının (fotosfer) kenarına kadar ölçülür. Bu hemen yukarısında gazların önemli miktarda ışık saçamayacak kadar çok soğuk ya da çok ince olduğu katmandır. Işık yuvarı çıplak gözle görülen yüzeydir. Güneş çekirdeği toplam hacminin yüzde 10&#8242una ama toplam kütlesinin yüzde 40&#8242ına sahiptir.

Güneş’in içi doğrudan gözlemlenemez ve Güneş elektromanyetik ışımaya karşı opaktır. Ancak nasıl sismoloji deprem tarafından üretilen dalgaları kullanarak Dünya’nın iç yapısını ortaya çıkarıyorsa helyosismoloji de Güneş’in içinden geçen basınç dalgalarını kullanarak iç yapısını ölçmeye ve görüntülemeye çalışır. Güneş’in bilgisayar modellemesi de iç katmanları araştırmak amacıyla kuramsal bir araç olarak kullanılır.

Çekirdek
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). Yakın zamandaki SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) misyonunun getirdiği bilgiler çekirdekte işınsal bölgeye doğru daha hızlı bir dönme hızı olduğunu belirtmektedir Güneş’in yaşamının çoğunda enerji, proton- proton zincirleme tepkimesi diye adlandırılan aşamalardan oluşan ve hidrojeni helyuma çeviren nükleer füzyon ile oluşur. Çekirdek, füzyon ile önemli derecede ısı oluşturulan tek yerdir. Yıldızın geri kalanı çekirdekten dışarıya doğru transfer edilen enerjiyle ısınır. Çekirdekte füzyonla oluşan tüm enerji arka arkaya gelen katmanlardan geçerek güneş ışıkyuvarına ulaşır ve buradan uzaya günışığı ve parçacıkların kinetik enerjisi olarak yayılır.

Güneş’te serbest olarak bulunan toplam ~8.9×1056 proton (hidrojen çekirdeği) her saniye 3,4×1038 kadarı helyum çekirdeğine dönüşür, saniyede 4,26 milyon ton madde-enerji dönüşüm oranıyla saniyede 383 yottawatt (3,83×1026 W) ya da 9,15×1010 megaton TNT enerji açığa çıkar. Bu aslında güneş çekirdeğinde 0,3 µW/cm³ ya da 6 µW/kg madde gibi oldukça düşük bir enerji üretimi oranına karşılık gelir. Örneğin insan vücudu yaklaşık olarak 1,2 W/kg ısı üretir, yani bu da Güneş’in birim kütle başına milyonlarca katı demektir. Dünya üzerinde benzer parametreler kullanılarak plazma ile enerji üretilmesi tamamen mantıksız olacaktır çünkü orta kapasitede 1 GW’lık bir füzyon güç santralı bir küp mil hacminde 170 milyar tonluk plazmaya ihtiyaç duyacaktır. Dolayısıyla yeryüzünde bulunan füzyon reaktörleri, Güneş’in içindekinden çok daha yüksek plazma sıcaklıkları kullanmaktadır.

Nükleer füzyon hızı, yoğunluk ve sıcaklığa çok yakından bağlıdır, dolayısıyla çekirdekteki füzyon hızı kendi kendini düzenleyen bir dengeye sahiptir. Biraz yüksek bir füzyon hızı sonucunda çekirdek ısınarak dış katmanlara doğru hafifçe genişleyecek, füzyon hızını azaltacak ve kendini düzenleyecektir. Biraz düşük bir füzyon hızı da çekirdeğin soğumasına ve daralmasına dolayısyla da füzyon hızının artmasına neden olacaktır.

Nükleer füzyon tepkimeleri sonucunda açığa çıkan yüksek enerjili fotonlar (kozmik, gama ve X ışınları) güneş plazmasının yalnızca birkaç milimetresi tarafında emilir ve tekrar rastgele yönlerde çok az enerji kaybederek tekrar yayılır, bu nedenle de ışımanın Güneş’in yüzeyine ulaşması uzun zaman alır. “ foton yolculuk zamanı” 10.000 ilâ 170.000 yıl kadar sürer.

Isıyayımsal dış katmandan şeffaf “yüzey” ışıkyuvara doğru son bir yolculuktan sonra fotonlar görünür ışık olarak kaçar. Güneş’in merkezinde bulunan her gama ışını uzaya kaçmadan önce bir kaç milyon görünür ışık fotonuna dönüşür. Nötrinolar da çekirdekteki tepkimelerde oluşur ama fotonların aksine nadiren madde ile etkileşime girer, dolayısıyla hemen hemen hepsi Güneş’ten hemen kaçabilir. Çok uzun yıllar, Güneş’te üretilen nötrinoların ölçümü kuramlar sonucu tahmin edilenden 3 kat daha düşüktü. Bu tutarsızlık yakın zamanda nötrino salınım etkilerinin keşfiyle çözüldü. Güneş gerçekten de kuramlarca önerilen miktarda nötrinoyu açığa çıkarmakta ancak nötrino algılayıcıları bunların üçte ikisini kaçırmaktadır çünkü nötrinolar kuantum sayılarını değiştirmektedir.

Işınsal bölge
Yaklaşık 0,2 güneş yarıçapından 0,7 güneş yarıçapına kadar bulunan madde, çekirdekteki yoğun ısıyı dışarı doğru temal radyasyonla taşıyacak kadar sıcak ve yoğundur. Bu bölgede ısıyayım yoktur, yükseklik arttıkça madde soğusa da sıcaklık düşümü adyabatik sapma oranından düşük olduğu için ısıyayım oluşamaz. Isı ışınım yoluyla iletilir. Hidrojen ve helyum iyonları foton açığa çıkarır. Fotonlar diğer iyonlar tarafından emilmeden bir miktar yol alır. Bu şekilde enerji dışarı doğru çok yavaş bir hızla ilerler.

Işınsal ile ısıyayımsal bölge arasında “tachocline” adı verilen bir geçiş katmanı bulunur. Burada ışınsal bölgenin tekdüze dönüşüyle ısıyayımsal bölgenin kademeli dönüşü arasında oluşan ani değişiklik büyük bir kırılmaya neden olur.

Isıyayımsal bölge
Güneş’in dış katmanında, yani yarıçapının % 70 aşağısına kadar olan bölgede plazma ısıyı dışarıya doğru ışıma yoluyla iletecek kadar yoğun ve sıcak değildir. Sonuç olarak sıcak sütunların yüzeye yani ışıkyuvara doğru madde taşıdığı ısıyayım oluşur. Yüzeye çıkan madde soğuyunca tekrar ısıyayımsal bölgenin başladığı yere çökerek ışınsal bölgenin üst kısmından daha fazla ısı alır.

Isıyayımsal bölgede bulunan termal sütunlar Güneş’in yüzeyinde belirli bir iz bırakır. Güneş’in iç bölgesinin dış katmanı olan bu bölgedeki türbülanslı ısıyayım küçük ölçekli bir dinamo yaratarak Güneş’in yüzeyinin tamamında manyetik kuzey ve güney kutuplar yaratır.

Işıkyuvar
Işıkyuvar, Güneş’in görünen yüzeyi, hemen altında görünen ışığa opak olduğu katmandır. Işıkyuvarın üzerinde görünen günışığı uzaya serbestçe yayılır ve enerjisi Güneş’ten uzaklaşır. Opaklıkta olan değişiklik görünen ışığı kolayca soğuran H- iyonlarının miktarlarının azalmasıdır. Buna karşın görünen ışık elektronların hidrojen atomlarıyla H- iyonu oluşturmak için tepkimeye girmesiyle oluşur.

Işıkyuvar on ile yüz kilometre arasındaki kalınlığıyla Dünya üzerinde bulunan havadan daha az opaktır. Işıkyuvarın üst kısmının alt kısmından soğuk olması nedeniyle Güneş ortada kenarlara nazaran daha parlakmış gibi görünür. Güneş’in kara cisim ışınımı 6.000 K sıcaklığında olduğunu gösterir. Işıkyuvarın parçacık yoğunluğu yaklaşık 1023 m&#87223&#8242dir bu da Dünya havayuvarının deniz düzeyindeki parçacık yoğunluğunun % 1&#8242i kadardır.

Işıkyuvarın ilk optik tayf incelemeleri sırasında bazı soğurma çizgilerinin o zamanlar Dünya üzerinde bilinen hiçbir elemente ait olmadığı anlaşıldı. 1868 yılında N orman Lockyer bunun yeni bir elemente ait olduğu varsayımını öne sürdü ve adını Yunan güneş tanrısı Helios’tan esinlenerek “helyum” koydu. Bundan ancak 25 yıl sonra helyum yeryüzünde izole edilebildi.

Gazyuvar
Tam Güneş Tutulması sırasında güneş koronası çıplak gözle görüebilir. Güneş’in ışıkyuvar üzerinde bulunan bölümlerine topluca güneş gazyuvarı denir. radyo dalgalarından görünür ışığa ve gama ışınlarına kadar olan elektromanyetik spektrumda çalışan teleskoplarlarla görünebilir ve başlıca beş bölgeden oluşur Sıcaklık ineci, renkyuvar, geçiş bölgesi, korona ve günyuvar. Güneş’in dış gazyuvarı sayılan günyuvar Plüton’un yörüngesinin çok ötesine gündurguna kadar uzanır. Gündurgunda yıldızlararası ortam ile şok dalgası şeklinde bir sınır oluşturur. Renkyuvar, geçiş bölgesi ve korona Güneş’in yüzeyinden daha sıcaktır. Sebebi tamamen kanıtlanmasa da kanıtlar Alfvén dalgalarının koronayı ısıtabilecek kadar enerjiye sahip olabileceğini göstermektedir.

Güneş’in en soğuk bölgesi ışıkyuvarın yaklaşık 500 km üzerindeki sıcaklık ineci bölgesidir. Sıcaklık yaklaşık 4.000 K’dir. Bu bölge karbonmonoksit ve su gibi basit moleküllerin soğurma tayflarıyla farkedilebileceği kadar soğuktur.

Sıcaklık ineci bölgenin hemen üzerinde 2.000 km kalınlığında, yayılım ve soğurma çizgilerinin egemen olduğu ince bir katman bulunur. Adının renkyuvar olmasının nedeni, güneş tutulmalarının başında ve sonunda bu bölgenin renkli bir ışık olarak görülmesidir. Renkyuvarın sıcaklığı yükseldikçe artar ve en üst bölgede 100.000 K’e erişir.

Işıkyuvarın üzerinde, Sıcaklığın çok hızla 100.000 K’den bir milyon K’e çıktığı geçiş bölgesi yer alır. Sıcaklık artışının nedeni bölgede bulunan helyumun yüksek sıcaklıklar nedeniyle tamamen iyonize olarak faz geçişidir. Geçiş bölgesi kesin belirli bir yükseklikte oluşmaz. Daha çok renkyuvarda bulunan iğnemsi ve ipliksi yapıların çevresinde bir ayça oluşturur ve sürekli kaotik bir hareket içindedir. Geçiş bölgesi yeryüzünden kolay görülmez ama uzaydan, elektromanyetik spektrumun morötesi bölümüne kadar hassas cihazlar tarafından kolayca gözlemlenebilir.

Korona hacim olarak Güneş’ten çok daha büyük olan dış gazyuvarı katmanıdır. Korona tüm Güneş Sistemi’ni ve günyuvarını kaplayan güneş rüzgârına pürüzsüzce geçiş yapar. Korona’nın Güneş yüzeyine yakın olan alt katmanlarının parçacık yoğunluğu 1014–1016 m&#87223&#8242dur. Sıcaklığı birkaç milyon kelvin civarındadır.

Günyuvar ise yaklaşık 20 güneş yarıçapınden (0,1 GB) Güneş Sistemi’nin en son noktasına kadar uzanır. iç sınırlarının tanımı güneş rüzgârının süperalfvénik akışa sahip olması yani bu akışın Alfvén dalgalarının hızından daha fazla olması ile belirlenir. Bu sınırın dışındaki türbülans ya da dinamik kuvvetler Güneş koronasının şeklini etkilemez çünkü bilgi ancak Alfvén dalgalarının hızıyla yayılabilir. Güneş rüzgârı, sürekli olarak günyuvar boyunca dışa doğru akar, Güneş’ten 50 GB ötede gündurguna çarpana kadar güneş manyetik alanını spiral bir şekle sokar. aralık 2004te Voyager 1 uzay sondasının, gündurgun olduğuna inanılan bir şok dalgası cephesini geçtiği bildirildi. Her iki Voyager sondası da sınıra yaklaştıkça daha yüksek düzeyde enerji yüklü parçacıkların varlığını kaydetti.

Etiketler:

Bu Yazıyı Sosyal Medyada Paylaş

Yorumlar

Henüz yorum yapılmamış.

Yorum Yaz