ASTRONOMĐYE GĐRĐŞ II

Yorumlar

Transkript

ASTRONOMĐYE GĐRĐŞ II
GÜNEŞ
Güneş Tanrısı-Helios
ASTRONOMĐYE GĐRĐŞ II - 2008
Serdar Evren
Güneş’in çapı üstüne yaklaşık 109 tane Yer yerleştirebiliriz.
http://sohowww.nascom.nasa.gov/classroom/illustrations/SunSize.jpg
Güneş’in boyutunun
Yer’in boyutu
ve Ay’ın yörüngesiyle
karşılaştırması
Güneş’in Temel Özellikleri
Yarıçap = 695 990 km = 109 Yer yarıçapı
Kütle = 1.989x1030 kg = 333 000 Yer kütlesi
Işınım gücü = 3.846x1033 erg/s
Yüzey sıcaklığı = 5770 K
Yüzey yoğunluğu = 2.07x10-7 g/cm3 = 1.6x10-4 hava yoğunluğu
Merkezi sıcaklık = 15 600 000 K
Merkezi yoğunluk = 150 g/cm3
Yaş = 4.57x109 yıl
Güneş’in Kimyasal Yapısı
HĐDROJEN, kütlenin yaklaşık % 70’i
HELYUM, kütlenin yaklaşık % 28’i
AĞIR ELEMENTLER, % 2
(karbon, azot, oksijen, neon, magnezyum,
silisyum, demir)
Merkezdeki kimyasal yapı = %35 H, %63 He, %2
Ne katı ne de gaz yapı, PLAZMA. Yüzeyde az yoğun,
çekirdeğe doğru çok yoğun.
NEDEN GÜNEŞ’Đ ĐNCELERĐZ?
1. ĐKLĐM ĐLE ĐLĐŞKĐSĐ
Dünyadaki yaşam için
ısı ve ışık kaynağıdır.
Üzerindeki değişiklikler
dünyamızı nasıl etkiler?
Güneş genç iken daha sönüktü ve
Yer henüz tam olarak katı değildi.
Güneş’ten yayılan ışığın
niceliği ve niteliği zaman
içinde değişir.
Son leke çevriminde
Güneş üzerindeki leke
sayısı maksimum
olduğunda toplam ışınım
%0.1 kadar artmıştır.
Bu değişimlerin bazıları
dünya iklimini etkiler.
2. UZAYDAKĐ HAVA DURUMU
Güneş rüzgarının kaynağı
Güneş’tir.
Güneş’ten çıkan gaz
akıntısı 500 km/s’den daha
büyük hızla Yer’den geçer.
Güneş üzerinde olan
patlamalardan açığa çıkan
yüklü parçacıklar Yer’in
manyetik alanını etkiler.
Uyduların yörüngesinde
değişiklik yapabilir.
Uydulara zarar verebilir.
3. BĐR YILDIZ OLARAK GÜNEŞ
Evrendeki gökcisimlerinin
açıklanmasında önemli rol oynar.
Yakın olduğu için yüzey araştırması
rahat yapılır.
Yarıçapı, kütlesi, ışınım gücü, yaşı
ve atmosferi hakkındaki bilgilerimiz
diğer yıldızların evrimine ışık tutar.
Diğer yıldızların etrafındaki
gezegenlerin araştırılmasında
kolaylık sağlar.
4. BĐR FĐZĐK LABORATUVARI
OLARAK GÜNEŞ
Çekirdeğinde nükleer
reaksiyonla hidrojenini
helyuma dönüştürerek enerji
üretir.
Benzer koşullar altındaki
plazma hareketlerinin
araştırılmasını sağlar.
GÜNEŞ’ĐN YAPISI
Güneş’in Đçi
Fotosfer
Kromosfer
Geçiş Bölgesi
Korona
Güneş Rüzgarı
Helyosfer
GÜNEŞ’ĐN YAPISI
Altı farklı temel katman;
(içerden dışarıya doğru)
ÇEKĐRDEK
RADYATĐF KATMAN
KONVEKTĐF KATMAN
FOTOSFER
KROMOSFER
KORONA
GÜNEŞ’ĐN YAPISI
ĐÇ YAPI
Her birinde farklı işlemlerin sürdürüldüğü dört ayrı
bölge vardır.
Enerji en içerdeki bölge (%25) olan çekirdekte
üretilir.
Bu enerji ışınım yoluyla dışa doğru radyatif katman
içinde çoğunlukla gamma ve x-ışınıyla yayılır.
En dışardaki konvektif katman içinde (%30)
maddenin hareketi yoluyla yüzeye kadar yayılır.
Radyatif katman ile konvektif katman arasında
manyetik alanın üretildiği ince bir ara katman vardır
(tachocline).
ĐÇ YAPI
Konvektif
Katman
Ara Katman
Radyatif Katman
Çekirdek
HĐDROSTATĐK veya ÇEKĐMSEL DENGE
basınç
Güneş’in içinde
dışa doğru basınç kuvveti,
içe doğru çekim kuvvetini
her yerde dengeler.
çekim
HĐDROJEN VE HELYUM
Düşük hızlarda, elektromanyetik
kuvvetler çekirdeklerin çarpışmasını
engeller.
Yüksek hızlarda, çekirdekler kuvvetli
nükleer kuvvetleri yenecek kadar
birbirlerine yakın olurlar.
ÇEKĐRDEK ve Enerji Üretimi
Proton-Proton
Çevrimi
(pp çevrimi)
Đki proton çarpışır ve
ağır su (deuterium),
bir pozitron ve bir
nötrino üretir.
Bir proton ağır su
çarpışır, bir helyum-3
çekirdeği ve
gamma ışını üretir.
Đki helyum-3
çekirdeği çarpışır
ve normal bir
helyum-4 çekirdeği
üretir.
Đki proton serbest
kalır.
Kütle Kaybı?
4 × 1 hidrojen = 6.693 × 10-27 kg
- 1 helyum = 6.645 × 10-27 kg
---------------------------------------------Kayıp kütle = 0.048 × 10-27 kg
E = mc
2
NÖTRĐNO PROBLEMĐ
Hidrojenin nükleer yanma işlemiyle helyuma
dönüşümü sırasında nötrino isimli parçacıklar
üretilir.
Bu parçacıklar Güneş’in katmanları
arasından etkileşmeden geçerek gezegenler
arası ortama yayılır. Yer’in içinden de geçer.
Saptanan nötrino sayısıyla beklenen sayı
arasında çelişki vardır.
Nötrino Teleskobu
Kozmik
Işınlar
1.6 km
100,000 gal. tank
Altın
Ar
C2Cl4
Kaplama
Ar
Argon
Atom
Nötrino Teleskobu
Güney Dakota.
Nötrino yakalandığında
Cl çekirdeği Ar çekirdeğine
dönüşüyor.
Kamiokande - Japonya
RADYATĐF KATMAN
Çekirdeğin dış kenarından konvektif katmanın tabanındaki geçiş
bölgesine kadar uzanır.
Yarıçapın %25’inden %70’ine kadar bölge kaplar.
Enerji aktarımı ışınım yoluyla olur. Fotonlarla taşınır. Fotonlar ışık
hızında ilerlemelerine rağmen milyonlarca yılda ara katmana
ulaşır.
Ortamın yoğunluğu 20 g/cm³ (yaklaşık altının yoğunluğu)’den
0.2 g/cm³ (suyun yoğunluğundan çok daha az)’e kadar azalır.
Sıcaklık yaklaşık 7 milyon K’den 2 milyon K’e düşer.
Güneş’in içinde yoğunluk değişimi
Radyatif Bölge
Yoğunluk
Çekirdek
Yarıçap
Konvektif Bölge
Güneş’in içinde sıcaklık değişimi
Radyatif Bölge
Sıcaklık
Çekirdek
Yarıçap
Konvektif Bölge
Güneş’in merkezden
itibaren yoğunluk
ve sıcaklık değişimi
GEÇĐŞ (ARA) KATMANI
Geçiş katmanı radyatif katman ile konvektif katman
arasında uzanır.
Konvektif katmanda bulunan madde hareketleri bu
katmanın üstünden tabanına kadar yavaşça
kaybolur.
Bu ince katman bulunuşundan beri son yıllarda
daha ilgi çeker duruma gelmiştir. Güneş’in manyetik
alanının üretildiği katman olarak kabul edilir.
Bu katmandan itibaren kimyasal yapıda ani
değişiklik başlar.
KONVEKTĐF KATMAN
Güneş içinin en dış katmanıdır. Yüzeyin 200 000 km. altına kadar
uzanır.
Konvektif katmanın tabanında sıcaklık 2 milyon K’dir. Bu sıcaklık
karbon, azot, oksijen, kalsiyum ve demir gibi ağır iyonlar için yeterince
“soğuktur”. Bu durum ortamı, ışınımın yayılmasını engelleyecek kadar
donuk (opak) yapar.
Bundan dolayı tuzaklanan ısı karasız bir akışkana dönüşür ve
“kaynayarak” üst taraflara doğru harekete başlar.
Sıcaklık gradiyenti (sıcaklığın yarıçap boyunca yüzeye doğru azalma
hızı) adyabatik gradiyentten (bir maddenin ısı alışverişi olmaksızın daha
yukarı doğru hareket etmesi sonucunda sıcaklığındaki azalma hızı)
daha büyük oldukça konveksiyon oluşur.
Burada, yukarı doğru hareketli madde çevresine göre daha ılık oldukça
yükselme devam eder. Bu konvektif hareketler ısıyı yüzeye kadar hızla
taşır. Daha sonra soğuyarak geri döner.
Yüzeydeki sıcaklık 5800K’e kadar düşerken yoğunluk 0.0000002 g/cm³
(deniz seviyesindeki havanın yaklaşık 1/10 000).
Konvektif hareketler yüzeyde bulgur (granül ve süper granül) olarak
görünür.
Sıcaklık Gradiyenti
Konveksiyon enerjiyi dışa doğru taşır
Konvektif
hücre
Bulgurlanma (Granülasyon)
FOTOSFER
Fotosfer Güneş’in
görünür yüzeyidir.
Çok ince olup
yaklaşık 100 km
kalınlığındadır.
Yüzeyde karanlık
lekeler, parlak
fakülalar ve
bulgurlar
(granüller) vardır.
Kenar Kararması
Disk merkezi doğrultusu
kenarlara göre daha parlak
görünür. Bu olaya “kenar
karaması” denir.
Güneş’in Dönmesi
• Güneş dönme ekseni etrafında
yaklaşık 27 günde döner. Bu
dönme hareketi fotosferdeki
lekelerin gözlenen hareketleriyle
saptanmıştır.
• Güneş’in dönme ekseni 7.25 deg
eğimli olduğundan kuzey uçlağını
Eylül, güney uçlağını ise Mart
ayında daha çok görürüz.
• Güneş bir gaz topu olduğundan
katı cisim dönmesi yapmaz.
Aslında, eşlek bölgesi (24 gün)
kutuplara göre (32 gün) daha hızlı
döner. Bu dönme “diferansiyel
dönme” olarak adlandırılır.
KROMOSFER
Kromosfer, fotosfer üzerindeki düzensiz bir
katmandır.
Sıcaklık 6000K’den 20000K’e kadar yükselir.
Hidrojen bu yüksek sıcaklıklarda kırmızımsı bir
renkte ışık salar (H-alpha salması).
Bu renkli salma tam güneş tutulması sırasında
güneşin kenar kısmında dev alevlerde (prominence)
görülebilir. Bu katmana verilen “renk küre” ismi
buradan gelir.
Tam güneş tutulması sırasında kromosfer
KROMOSFER
Güneş’e bir H-alpha filtresi kullanarak
bakıldığında yeni bazı özelliklere rastlanır.
manyetik alanın kromosferik ağ bileşenleri,
güneş lekeleri etrafında parlak “plage” bölgeleri,
karanlık flament yapılar,
disk kenarında görülen dev alevler.
Hα 6563Ǻ filtresiyle
CaII K 3934Ǻ filtresiyle
GEÇĐŞ BÖLGESĐ
Sıcak korona ile daha soğuk kromosfer arasındaki
çok ince ve çok düzensiz yapı sergileyen bir
atmosfer.
Isı koronadan kromosfer içine doğru akarken
sıcaklık 1 milyon K’den 20 000K’e kadar düşer.
Hidrojen bu sıcaklıklarda iyonlaştığı için onu görmek
zorlaşır. Onun yerine üç elektronunu kaybetmiş
C IV, O IV ve Si IV’ün moröte bölgesinde salınan
ışığını görebiliriz.
GEÇĐŞ BÖLGESĐ
100 000K sıcaklıkta C IV filtresiyle
200 000K sıcaklıkta S VI filtresiyle
Beyaz ışıkta KORONA
Korona Güneş’in en dış atmosferidir.
Yalnız tam güneş tutulması sırasında Güneş’i çevreleyen
beyaz bir taç gibi görünür.
Güneşin leke aktivitesine bağlı olarak çevrimden çevrime
görüntüsünde değişiklik olur.
Tam Güneş Tutulması sırasında KORONA
Salma çizgisinde KORONA
Koronanın görünür tayfının ilk gözlemlerinde hangi elemente ait olduğu
bilinmeyen parlak salma çizgileri görünüyordu. Gökbilimciler koronanın temel
gazı olarak "coronium" un varlığından sözettiler.
Koronanın gerçek doğasının gizemi, sıcaklığı 1 milyon K’den daha sıcak olan
koronal gazların bulunmasına kadar sürdü. Bu yüksek sıcaklıklarda iki baskın
element olan hidrojen ve helyum da tüm elektronlarını kaybetmiş olur.
Hatta karbon, azot, ve oksijenin bile elektronları azalır. Yalnız demir ve kalsiyum
gibi daha ağır elementler hala bazı elektronlarına sahiptir.
Yüksek dereceden iyonlaşmış elementlerin bu salmaları gizemli tayflardaki
salma çizgilerini üretir.
Günümüzde koronograflarla Güneş’in diski örtülerek suni tutulma yaratılır ve
koronal çalışmalar salma çizgilerine ilişkin filtrelerle yapılır.
Bu koronograflar sayesinde “salma çizgisinde korona”nın görüntülerini elde
edilir. Görüntüler için web sayfası: National Solar Observatory/Sacramento Peak
http://nsosp.nso.edu/data/latest_solar_images.html
Fe XIV’de tüm disk görüntüsü
Fe X’da günlük korona görüntüsü
Salma çizgisinde KORONA
Koronadan madde fırlatılışı
X-ışında KORONA
Korona sahip olduğu yüksek sıcaklıktan dolayı X-ışında da
görünür.
1970 yılların başında atmosfer dışındaki SKYLAB’a yerleştirilen
bir X-ışın teleskopla çalışmalar yapılmıştır. Đlk defa koronal
delikler ve ve koronal parlak noktalar bulunmuştur.
Daha sonra YOHKOH uydusu korona hakkında sağlıklı bilgi
yollamıştır.
Bugün ise SOHO ve TRACE uyduları yeni dinamik özellikler
bulmaya devam etmektedir.
X-ışında KORONA
YOHKOH uydusu ile alınmıştır.
SOHO
SOHO yörüngede
GÜNEŞ RÜZGARI
Güneş rüzgarı, yaklaşık 400 km/s’lik bir hızla Güneş’ten tüm
doğrultularda yayılan bir akıntıdır.
Güneş rüzgarının kaynağı Güneş’in sıcak koronasıdır. Koronanın
sıcaklığı Güneş’in çekim kuvveti bile koronal maddeyi
tutamayacak kadar sıcaktır.
Hala ayrıntılarını anlayamadığımız kavram; nerede ve nasıl
oluyor da koronal gaz bu kadar yüksek hızlara ivmelenebiliyor.
Bu soru koronal ısınma kavramıyla birebir ilişkilidir.
Güneş
Rüzgarı
Güneş Rüzgarındaki Değişimler
Güneş rüzgarı düzgün yapılı değildir. Güneş’ten her yöne
yayılmasına rağmen hızında değişimler olur.
Yüksek hızlı rüzgar düşük hızlı rüzgarı yakalayıp karşılıklı
etkileşen bölgeler oluşur ve kimyasal yapı değişir.
Güneş rüzgarı hızı koronal delikler üzerinde 800 km/s’ye ulaşır.
Yüksek ve düşük hızlı akıntılar birbirleriyle etkileşir ve Güneş
döndükçe bu akıntılar Yer’i tarayarak yayılır.
Bu rüzgar hızı değişimleri Yer’in manyetik alanını etkiler Yer’in
manyetosferinde fırtınalar yaratır.
Güneş rüzgarında bir günlük değişim
http://www.swpc.noaa.gov/ace/MAG_SWEPAM_24h.html
HELYOSFER
Helyosfer güneş rüzgarı tarafından uzayda
üretilen bir şişimdir.
Şişim içindeki
madde daha çok
Güneş’ten yayılan
maddedir.
Güneş’ten tüm doğrultularda yüzlerce km/s lik hızlarla yayılan bu
süpersonik hızlı rüzgar Pluto’nun ötesine geçip yıldızlararası
ortamla karşılaşılaşıp yavaşlamalıdır.
Önce bir şok dalgası oluşur, sonra da sesaltı hıza kadar düşerek
yavaşlar. Güneş’in arka tarafına geçerek bir kuyrukluyıldızın
kuyruğu benzeri bir şekil oluşturarak, yıldızlararası ortamın akış
doğrultusunda geri döner.
Voyager 1 ve 2 ile Pioneer 10 ve 11 hala bu şişim içinde yol
almaktadırlar.
Güneş rüzgarı koronadan gelen iyonlaşmış atomlar, parçacıklar
ve manyetik alanlar içerir.
Güneş 27 günlük dönüşü içinde güneş rüzgarı tarafından taşınan
manyetik alan bir sarmal içine sarılır. Güneş’in manyetik
alanındaki değişimler güneş rüzgarı tarafından dışa doğru taşınır
ve Yer’in kendi manyetosferindeki manyetik fırtınaları oluşturur.
GÜNEŞ’E ĐLĐŞKĐN
ÖZELLĐKLER
Fotosferik Özellikler
Kromosferik Özellikler
Koronal Özellikler
FOTOSFERĐK
ÖZELLĐKLER
GÜNEŞ LEKESĐ
Güneş lekeleri Güneş’in yüzeyinde karanlık
lekeler olarak görünür. Lekelerin karanlık
merkezlerindeki sıcaklık yaklaşık 3700K’e kadar düşebilir.
Çok büyük olanları birkaç hafta yaşasalar da genelde ömürleri
birkaç gündür.
Güneş lekeleri manyetik alan şiddetleri binlerce Gauss’u bulan
manyetik bölgelerdir. Yer’in manyetik alanından çok daha
şiddetlidirler.
Lekeler genelde iki lekeli grup içinde bulunurlar. Biri pozitif veya
kuzey uçlaklı manyetik alan olurken diğeri negatif veya güney
uçlaklıdır.
Manyetik alan lekenin en karanlık yeri olan ve “umbra” diye
adlandırılan kısmında en şiddetlidir. Umbranın dış çevresindeki
yarı gölgeli alan ise daha zayıf şiddetlidir.
Güneş
Lekesi
2001
2005
FAKÜLA
Fakülalar genelde güneş diskinin kenarında kolayca
görülen parlak alanlardır.
Bunların da manyetik alanları vardır. Fakat daha küçük
bölgeler içinde yoğunlaşmışlardır.
Lekeler Güneş’in daha karanlık görünmesine neden
olurken fakülalar onu daha parlak yapar.
FAKÜLA VE LEKE
BULGUR (Granül)
Bulgurlar yaklaşık 1000 km boyutlu, lekeyle kaplı alanlar hariç
tüm güneş yüzeyini kaplayan küçük hücresel yapılardır.
Bu yüzey özelliklerinden parlak olanları, aslında güneşin içinden
gelip yükselen sıcak akışkan konveksiyon hücrelerinin en üst
birimidir. Karanlık olanlar soğuyarak geri dönen maddedir.
Her bir bulgur yaklaşık yalnız 20 dakika kadar yaşar.
Bulgurlar içindeki akışkanın hızı 7 km/s’den süpersonik hızlara
kadar ulaşabilir ve güneş yüzeyindeki dalgaları üretebilen ses
bombaları şeklinde patlamalar oluşturabilir.
Bulgurlanma
SÜPER BULGUR
Süper bulgurlar, normal bulgurların yaklaşık 35 000 km boyutlu
çok daha büyük olanlarıdır.
Doppler Kayması ölçümlerinde en iyi sonuç bunlardan alınır. Bize
doğru hareket maddenin tayf çizgileri maviye kayarken bizden
uzaklaşan madde kırmızıya kayma gösterir.
Bu özellikler de güneşin bütün yüzeyinde görülebilir ve zaman
içinde sürekli evrimleşirler.
Her biri bir iki gün içinde yaşamını tamamlar ve akışkan hızı
yaklaşık 0.5 km/s’dir.
Süper
bulgurlanma
KROMOSFERĐK
ÖZELLĐKLER
KROMOSFERĐK AĞ
Kromosferik ağ, daha
çok hidrojen-alpha
(Hα)’nın ve
kalsiyumun moröte
salmalarında (Ca II K)
kolayca görülen webbenzeri bir ağ yapıdır.
Ağın sınırları süper
bulgur hücrelerdir.
FILAMENT ve PLAGE
Filamentler hidrojenin kırmızı ışığında (Hα) karanlık
görünen ipliksi yapılardır.
Bunlar yoğun ve soğuk materyal bulutlarıdır. Manyetik
alan ilmikleri tarafından yüzey üzerinde asılı dururlar.
Plage, güneş lekelerini çevreleyen parlak lekelerdir.
En iyi Hα’da görünürler. Plage’lar da yoğun manyetik
alanlarla ilişkilidir. Kromosferi karakterize eder.
Filament
Plage
ĐPLĐKSĐ YAPI (SPĐKÜL)
Đpliksi yapılar (spiküller) kromosferik ağ içinde görülen
jet benzeri küçük patlamalardır.
Hα’da alınan görüntülerde kısa karanlık ince çizgiler
olarak görünürler.
Yaşamları birkaç dakika içinde son bulur.
Yüzey materyalini 20-30 km/s’lik hızlarla sıcak
koronaya doğru fırlatırlar.
Spikül
Dev Alev
Dev alevler (prominence) manyetik alan ilmikleri yardımıyla
güneşin yüzeyi üzerinde asılı duran yoğun materyal bulutlarıdır.
Dev alevler ve filamentler aslında aynı şeylerdir. Dev alevler disk
kenarında görülürlerken; filamentler güneş yüzeyine izdüşüm
alınmış görüntülerdir.
Filamentler ve dev alevlerin her ikisi de günlerce veya haftalarca
sakin kalabilir.
Ancak, bazen manyetik ilmikler yavaşça değişerek birkaç dakika
veya saat içinde patlama geçirir.
28 Mart 2008
Dev Alev
SOHO
http://sohowww.nascom.nasa.gov/pickoftheweek/
KORONAL
ÖZELLĐKLER
MĐĞFER YAPILAR
Miğfer yapılar genelde güneş lekeleri ve aktif bölglerin üzerinde
uzanan ve belli bir noktaya doğru uzanan büyük başlık benzeri
koronal yapılardır.
Bu yapıların tabanında genelde bir dev alev veya filamentle
karşılaşırız.
Miğfer yapılar aktif bölgeler içindeki güneş lekeleriyle ilişkili
manyetik ilmikler ağı tarafından oluşturulur.
Kapalı manyetik alan çizgileri elektrik yüklü koronal gazı nispeten
yoğun bu yapıları oluşturmak için tuzaklar.
Güneş’ten ayrılan güneş rüzgarı yardımıyla uzak bir uç noktaya
doğru itilerek oluşurlar.
Koronada miğfer görünümlü yapılar
UÇLAKTAKĐ TÜYSÜ YAPILAR
Uçlak bölgelerinde görülen ince uzun tüyümsü yapılar
Güneş’in kuzey ve güney uçlak bölgelerinden dışa doğru
çıkan yayılır.
Bu özelliklerin ayak uçlarında yüzeydeki küçük manyetik
alanlarla ilişkili parlak alanlar buluruz.
Bu yapılar Güneş’in uçlaklarındaki açık manyetik alan
çizgileriyle ilişkilidir.
Miğfer yapılarda olduğu gibi güneş rüzgarının hareketi
sonucunda oluşur.
TÜYSÜ YAPILAR
KORONAL ĐLMĐKLER
Koronal ilmikler güneş lekeleri etrafında ve aktif bölgeler içinde
bulunur.
Bu yapılar yüzeydeki manyetik bölgelerle bağlantılı kapalı
manyetik alan çizgileriyle ilişkilidir.
Birçok koronal ilmik birkaç gün veya hafta bozulmadan kalabilir.
Ancak, bazı ilmikler güneş flareleriyle ilişkili olup çok daha kısa
süreyle görülebilir.
Bu ilmikler çevrelerine göre daha yoğun madde içerir. Đlmiklerin
üç boyutlu yapısı ve dinamiği aktif araştırma alanlarından
birisidir.
ĐLMĐKLER
ĐLMĐKLER
KORONAL DELĐKLER
Koronal delikler koronanın karanlık bölgeleridir.
Bu özellikler ilk defa X-ışın teleskoplarıyla atmosfer
dışından güneş diski üzerinde koronanın yapısı
araştırılırken bulunmuştur.
Koronal delikler genelde Güneş’in uçlaklarında
bulunan açık manyetik alan çizgileriyle ilişkilidir.
Yüksek hızlı güneş rüzgarının koranal deliklerden
kaynaklandığı bilinir.
KORONAL DELĐKLER
AKTĐF GÜNEŞ
LEKE ÇEVRĐMĐ
FLARELER
FLARE SONRASI ĐLMĐKLER
KORONAL KÜTLE FIRLATIMI
YÜZEY AKINTILARI
HELYOSĐSMOLOJĐ
LEKE ÇEVRĐMĐ
Galileo Galilei 1610 yılında güneş lekelerinin ilk
gözlemlerini yaptı. Günlük gözlemler 1749 yılında Zurich
Gözlemevi’nde başladı ve diğer gözlemevlerinin
eklenmesiyle 1849 yılından itibaren gözlemler günümüze
kadar süreklilik kazandı.
Leke sayılarının aylık ortalaması azalan ve çoğalan
değerlerle yaklaşık 11 yıllık çevrim gösterir.
Leke sayılarının yıllara göre değişimi
11 Mart 2008’e göre
Maunder Minimum
Đlk kayıtlara göre, Güneş 17 yy.’da aktif olmayan bir döneme girdi.
1645’den 1715’e kadar yüzeyde leke görünmez oldu.
Bu dönem “Küçük Buz Çağı” olarak da adlandırılır.
Güneş aktivitesiyle iklim arasındaki ilişkiler günümüzün araştırma
konularından biridir.
KELEBEK
DĐAGRAMI
Ayrıntılı leke gözlemleri
1874 yılından beri
Royal Greenwich Gözlemevi
tarafından yapılmaktadır.
Bu gözlemler lekelerin sayıları
kadar, konumları ve boyutları
üzerine de bilgi içerir.
Veriler lekelerin güneş yüzeyinde gelişigüzel değil de eşeleğin her
iki tarafında iki enlem bandı içinde toplandığını gösterir.
Kelebek diagramı olarak adlandırılan bu diagramda lekeler önce
orta enlemlerde ortaya çıkar, sonra her bir çevrimde aynı şekilde
eşleğe doğru hareket eder.
24. Leke çevrimi 2008’de başlamıştır.
Yeni leke çevrimi (24.) başladı. 4 Ocak 2008
Beyaz Işıkta
Magnetogram
http://science.nasa.gov/headlines/y2008/10jan_solarcycle24.htm
FLARE (ANĐ PARLAMA)
Flareler güneş yüzeyindeki çok büyük patlamalardır. Güneş maddesi
birkaç dakika içinde milyonlarca derece ısınır ve bir milyar
megatonluk Trinitrotoluene (TNT) enerjisi kadar enerji serbest kalır.
Güneş lekeleri yakınında genelde zıt doğrultulu manyetik alanlar
arasında oluşurlar.
Flareler enerjiyi değişik biçimlerde serbest bırakır.
Elektromanyetik (Gamma ışın ve X-ışın),
Enerjik parçacıklar (proton ve elektron),
Kütle kaybı
Flareler X-ışınlarında ölçülen akılarıyla (parlaklıklarıyla) karakterize
edilirler. En büyük flareler, X-Sınıf flarelerdir. M-Sınıf flareler, X-sınıf
flarelerin onda biri kadar enerjiye sahiptir. C-Sınıf flareler de M-sınıf
flarelerde görülen X-ışın akısının onda birine sahiptir.
X-Sınıf flareler
FLARE SONRASI ĐLMĐKLER
Bir güneş flaresini izleyen birkaç saat içinde güneş
yüzeyinde sık sık bir seri ilmik görürüz.
Bu yapılar en iyi tayfın Hα salmasında salınan ışıkta
görülür.
Đlmikler içinde akan maddenin hızı Doppler Etkisiyle en
iyi şekilde belirlenir. Bize doğru akan madde tayfın mavi
tarafına doğru kayacaktır.
KORONAL KÜTLE ATIMI
Koronal kütle atımları Güneş’ten saatler süren fışkırmalar
sonucunda manyetik alan çizgilerini izleyen büyük gaz
şişimleridir.
Koronal kütle atımları sık sık güneş flareleri ve dev alevlerle
ilişkili olsa da bunların görülmediği zamanlarda da görülebilir.
Koronal kütle atımlarının sıklığı leke çevrimlerine bağlı olarak
değişir. Leke çevriminin minimumumda yaklaşık haftada bir
kere görülürlerken, çevrimin maksimumunda günde ortalama 23 kere görülebilir.
YÜZEY AKINTILARI
Güneş’in yüzeyi farklı hız bileşenlerinden dolayı sabit hareket
halindedir. Bu bileşenler:
dönme,
hücresel konveksiyon,
salınımlar
meridyenel akıntılardır.
En büyük hız sinyali güneşin dönmesinden kaynaklanan 2000
m/s’lik eşlek hızıdır.
Salınımlar ve konvektif hareketlerin her ikisi de yaklaşık 300
m/s’lik hızlara sahiptir. Meridyenel akıntılar 20 m/s ile en yavaş
olanıdır.
Bu bileşenlerin her biri güneşin 11 yıllık avtivite çevrimini nasıl
oluşturduğunun anlaşılmasında önemli rol oynar.
Hız bileşenleri
Meridyenel akıntı
Salınım
Diferansiyel dönme
Hücresel
konveksiyon
Meridyenel akıntı bileşenleri
HELYOSĐSMOLOJĐ
Güneş’in yüzeyi yaklaşık 5 dakikalık bir dönemle aşağı yukarı
doğru salınmaktadır. Bu salınımların kaynağı ve doğası 1962
yılında bulunmuştur.
Mavi alanlar bize doğru yaklaşan kırmızı alanlar bizden
uzaklaşan ortamı gösterir.
Aslında sinyalin şiddeti, görüntü diskinin merkezine yakın
yerlerde en kuvvetli, kenarlarda ise daha zayıftır.
Bu durum zonklama olarak nitelenen çap doğrultusundaki
hareketi belirler.
5 dakika dönemli zonklamalar
p-mod
Bu salınımların gizemli kaynağı kuramsal olarak 1970’de ve
gözlemlerle de 1975’de onaylandı. Yüzeyde görülen bu salınımlar
güneşin içinde üretilen ve tuzaklanan ses dalgaları tarafından
üretiliyordu.
Ses dalgaları güneşin içindeki çalkantılı konvektif hareketlerdeki
basınç salınımları tarafından üretilir.
Dalgalar dışa doğru hareket ettikçe yüzeye yansır, burada yoğunluk
ve basınç hızla düşer. Đçeri doğru hareket eden dalgalar ise sıcaklık
arttıkça ses hızındaki artıştan dolayı kırılarak hareket doğrultularını
değiştirir ve tekrar yüzeye döner.
Tuzaklanmış bu ses dalgaları milyonlarca farklı desen veya modda
güneşi zonklar halde gösterir. Ses, basınç tarafından üretildiğinden
bu salınım modlarına p-mod adı verilir.
p-mod animasyon
Ses dalgaları ve onların ürettiği salınım modları
güneşin iç yapısının araştırılmasında kullanılabilir.
Benzer durum jeologlar tarafından da kullanılır.
Depremlerden yayılan sismik dalgaların
incelenmesiyle Yer’in iç yapısı araştırılır.
Bazı dalgalar güneş merkezinin diğer tarafına
kadar yayılabilirken bazıları daha sığ derinliklerden
kırılarak tekrar yüzeye geri döner.
Helyosismologlar dalgaların bu özelliklerini
kullanarak güneşin içindeki sıcaklık, yoğunluk,
kimyasal yapı ve madde hareketini belirlerler. Son
yıllarda bu yöntemle birçok bilinmeyen açığa
çıkartılmıştır.
Güneşin içindeki dönme hızı değişimi
Kırmızı renk hızlı dönmeyi, mavi renk yavaş dönmeyi temsil eder.
Yüzeyde eşlek ve uçlaklar arasında görülen hız değişimi içe doğru
devam eder ve konvektif katmanın tabanında (kesikli çizgi) aniden
görünmez olur.
ARAŞTIRMA ALANLARI
Flare Mekanizmaları
3D Manyetik Alanlar
Dinamo Kuramı
Güneş Çevrimi Tahmini
Leke Veri Tabanı
Koronal Isınma
Güneş Rüzgarı Dinamiği
Flare Mekanizmaları
Aktif Bölge(AR6659) 10 Haziran 1991
3D Manyetik Alanlar
Dinamo Kuramı
Güneş’in manyetik alanı güneşin içinde bir manyetik dinamo
tarafından üretilir. Aslında bu manyetik alanlar birkaç yıl içinde
çevrimsel olarak değişir.
Güneş dinamosu için yapılan iyi bir model değişik gözlemleri
açıklayabilmelidir. Bunlar:
11 yıllık leke çevrimi dönemi
Kelebek diagramında görüldüğü gibi aktif enlemin eşleğe doğru
sürüklenmesi
Hale’in uçlak değişim yasası ve 22 yıllık manyetik
Leke gruplarının gözlenen eğimi için Joy Yasası
Manyetik kelebek diagramında görüldüğü gibi çevrimin maksimum
zamanı yakınlarında uçlak manyetik alanlarının yön değiştirmesi
Güneş Lekeleri Niçin Karanlıktır?
Manyetik alan ilmikleri
Manyetik alandan
dolayı sıcak gaz
burada yükselemiyor
Sıcak
Yüzey
Fotosfer
Güneş lekesi
(soğuk yüzey)
LEKE OLUŞUMU
DĐNAMO
Manyetik Alan Üretimi
Manyetik alanlar elektrik akımları tarafından oluşturulur.
Bu akımlar Güneş’in sıcak iyonlaşmış gaz akımları
tarafından Güneş içinde üretilir.
Biz bu akımları Güneş’in yüzeyinde ve içinde değişik
biçimlerde gözleriz. Bu akıntıların hemen hemen hepsi
güneşin manyetik alanına etki eder.
Magnetic Field Lines
Compass needles align with
the magnetic field lines
Lines closer together represent
stronger magnetic fields
Charged particles spiral
along field lines
Omega Etkisi
Güneşin içindeki manyetik
alanlar diferansiyel
dönmeden dolayı
Güneş’in etrafını sarar.
Dönmeyi temsilen
kullanılan Yunan alfabesi
harfiden dolayı, Omega
Etkisi olarak adlandırılır.
Alpha Etkisi
Manyetik alan çizgilerinin bükülmesi
Güneş’in diferansiyel dönmesinden
etkilenir.
Yunan alfabesindeki α harfi, bükülmüş
ilmik gibi göründüğünden alpha etkisi
olarak adlandırılır.
Eski dinamo modellerinde, bükülmenin
yüzeye ısınarak taşınan çok büyük
konvektif akıntılar yardımıyla üretildiğine
inanılırdı. Bu varsayımdaki problem,
beklenen bükülme çok fazla
olmamasıydı.
En son dinamo modellerinde
bükülmenin nedeni, güneşin
derinliklerinden gelen manyetik akı
tüpleri üzerinde dönmenin etkisinin
olduğu varsayımıdır.
Alpha etkisi tarafından üretilen bükülme,
leke gruplarını öneren Joy yasasını ve
çevrimden çevrime manyetik uçlak
değişimini öneren Hale yasasını da
açıklar.
Ara Dinamo
Güneş manyetik dinamosunun ilk modellerinde, dinamo aktivitesinin
tüm konvektif katman içinde oluştuğu fikri üzerine çalışmalar yapıldı.
Ancak, sonunda gerçek anlaşıldı; konvektif katman içindeki manyetik
alanlar yüzeye hızla yükseliyordu ve ne alpha ne de omega etkilerini
oluşturmaya yeterince zaman olmuyordu.
Bir manyetik alan çevresine bir basınç uyguladığından, manyetik alanlı
bölgeler çevredeki gazı kenara iter ve yüzeye yükselen bir şişim
oluşturur.
Yüzmekte olan bu hücre konvektif bölge altındaki kararlı bir katmanda
üretilmez. Radyatif katman içindeki manyetik şişim, çevresi kadar yoğun
bir ortam buluncaya kadar kısa bir süre için yükselir yani az yol gider.
Buna göre güneşin manyetik alanı radyatif katman ile konvektif katman
arasındaki bir ara katmanda üretilir. Bu ara katman içe veya dışa doğru,
dönme hızında ani değişimlerin olduğu bir yerdir.
Konvektif
Katman
Ara Katman
Radyatif Katman
Çekirdek
Diferansiyel dönmeden dolayı
manyetik alan çizgileri bozulur
Güneş Çevrimi Tahmini
Bir leke çevriminin davranışını önceden tahmin
etmek oldukça zordur. Leke minimumumdan önceki
ve yakınındaki zamanda leke çevriminin genliğini
tahmin etmede birçok teknik kullanılmıştır.
Bir sonraki çevrimin maksimumu ve bir önceki
çevrimin uzunluğu ile leke minimumundaki aktivite
düzeyi ve bir önceki çevrimin genliği arasında
kurulmuş ilişkiler vardır.
Leke Veri Tabanı
http://solarscience.msfc.nasa.gov/greenwch.shtml
adresinden güneş leke verisine ulaşılabilir.
Royal Greenwich Observatory
USAF/NOAA Sunspot Data
Kaynak web sayfaları
http://solarscience.msfc.nasa.gov/
http://sohowww.nascom.nasa.gov/
http://spaceweather.com/
http://www.solarstorms.org/
http://www.swpc.noaa.gov/
http://www.suntrek.org/

Benzer belgeler