GÜNEŞ ATMOSFERİ

Optik gözlem, Güneş atmosferinin ancak yüzeysel tabakalarının doğrudan incelenmesine olanak verir: Bu “atmosfer”, Yer’inki gibi bir gezegen atmosferinden ¡bütünüyle farklıdır, çünkü Güneş’teki sıcaklık çok daha yüksektir. Ama Güneş atmosferindeki basınç, bizim yeryüzünde alışmış olduğumuz gaz basıncına yakın olup, maddenin özellikleri gaz ortamların klasik yasalarının yardımıyla açıklanabilir. Farklı tabakalar belirlenmiştir: En derindeki, görünür ışığın çıktığı fotosferdir (ışıkküre); onun üstünde, gözlenmesi için özel aygıtlar ya da tutulmalar gibi özel koşullar gerektiren kromosfer (renk-küre) bulunur: son olarak, Güneş’ten en uzak olan ve çok zayıf ışıması nedeniyle incelenmesi çok daha güç
olan taç tabakası (korona) yayılır. Çoğunlukla gözlem olasılıklarına dayanması bakımından, bu ayrım tümüyle yeterli olmamaktadır; ayrıca, Güneş içindeki maddenin durumunun bağlı olduğu tek parametrenin, yükseklik olduğu izlenimini verir; bu da yanlıştır, çünkü bir yandan Güneş atmosferi belli bir yükseklikte çeşitli düzensizlikler göstermekte, öte yandan, günümüzde ilgilenmekte olduğumuz“normal”Gü-neş atmosferiyle, “Güneş etkinli-ği”nin çok önemli olayları birbirine bağlı olmaktadır.
FOTOSFER (IŞIKKÜRE). Güneş’in, yalnızca görünür ışınımın değil,kızıl-allı ve morötesi ışınımın da aşağı yukarı tamamını yayınlayan en derin tabakasıdır.Gökyüzündegördüğümüz Güneş diski, perspektif olarak izdüşümünden başka bir şey değildir.Dis-
X 4 IV W
>,w ‘
?: ‘ r. \
kin kenarı iyice keskindir, bu da, t gaz kürenin belirli bir yüzeyi olm ması gerektiğinden, insana şaşırt] gibi gelir. Bu görünüşe, fiziksel koşı ların,derinliğe bağlı olarak çok hı; değişmesi yol açar; öyle ki, gözlenet len fotosferin toplam kalınhği 3( km’yi geçmez; bu da, Güneş’in sc derece büyük olan yarıçapına gö çok ince bir tabakadır; ayrıca ış yayınlayan bölgelerden karanl olanlara geçiş 100 km’den daha az b kalınlıkta oluşur, bu da bizim gözle olanaklarımıza duyarlı olabilme açısından çok küçük bir uzaklıktı Söz konusu kalınlık, Güneş diskin kenar kararmasıyla saptanmıştı Gözümüzün bu bölümden algıladı ışık, Güneş’in kenarındaki en dış, < soğuk ve bu nedenle de parlaklığı « az olan tabakalarından çıkar. Ö yandan, fotosfer diskinin merkezi« tekdüze bir parlaklık gösterme Hafifçe karanlık olan bir zemi üstünde yayılan ve taneciklenmeı neden olan bir parlak tanecikler to| luluğu haline dönüştüğü görülür. I olay da fotosferdeki bölgesel sıcakl değişikliklerinden kaynaklanır. F tosfer tayfı (ya da Fraunhofer tayi karanlık çizgilerle bölünmüş parlî bir zemin gösterir. Bu “sürekli” zenn nin ve çizgilerin, tayfölçümü yasal rıyla incelenmesi, fotosferin fark düzeylerindeki kimyasal bileşimin sıcaklığımn(4 500°C-7 000°C),basıı emin (10-100 milibar) ve yoğunluğı nun (metreküpte 0,5-3 gram) saj tanmasını sağlar. Daha duyarlı te nikler maddenin hareketlerinin j magnetik alanın şiddetinin, yönünü vb’nin incelenmesine de olanak veri KROMOSFER (RENKKÜRE). Kah lığı 8 000 km’ye erişen bu tabakan parlaklığı fotosferinkinden açıkı daha az olduğundan, özel araçlar kı; lamlmadan gözlenemez. Bununla bi likte, tam Güneş tutulmaları sırası da, Ay’ın fotosferi tümüyle örttü^ anda kromosfer, Güneş’i çşvreleyı ince pembe bir halka biçiminde gör lebilmektedir. Kromosferin üst sini taç tabakasının içine sivri uçli halinde girmiş bulunan dikine uzai Ularla (spikül) kaplıdır. Güneş atmı terindeki düzensizliklerin oynadı önemli rol böylelikle ortaya çıks Kromosfer tayfı da, çok özel ve yaj mm çizgileri gösteren kesikli bir tay tır (oysa fotosfer çizgileri soğura çizgileridir). En önemli parlak çizj ler, kromosfere rengini veren hidr jenin kırmızı H a ve mavi HP çizgi! riyle, Güneş tayfında helyumun Y üstünde ayrılmasından önce gözle miş olan D3 sarı çizgisidir. Spiküllerle spiküllerarası madde ar smdaki sıcaklık farkı 50 000ÖC çıkabilir. Sıcaklık, fotosfer yakını daki 4 500°C’lık delerden yaklaş
15
1725’le Caı Siiıgh il (IH9V-I749) tarafından kurulan Delhi gözlemevi.
Pekindeki tapan hir Giineş saati.
I.Ö. IX. yy’dan kalma, doğusunda başına firavun tacı giymiş kanatlı iki melek tarafından korunan “Çocuk-Gûneş” konulu, fildişinden yapılmış kabartma.
1588
50 000°C’a kadar yükselir. Kromosfer, Ha ışınımı yardımıyla gözlenir, çünkü bu ışınımı geçirmez. Söz konusu tabakadan yayılan ışınım, santimetreler bölgesinde, radyogök-bilim araçları yardımıyla da incelenir. Tutulmalar sırasında kromosfer turuncumsu kırmızı bir görünüm alır. TAÇ. Kromosferin üstünde beyaz taç bölgeleri milyonlarca kilometreye yayılırlar. İç taç, bir milyon derecedeki bir iyonlaşmış atomlar ve elektronlar gazıdır.Dış taçsa, yayındırıcı tozlardan oluşur. Taç bir yandan rad-yoğökbilimde metre ve desimetre dalgaboyu bölgesinde, öte yandan yapay uydular yardımıyla 10Â ile 100Â arasındaki dalgaboyu bölgesinde incelenir. Son yıllarda taçın yayılma (ya da “buharlaşma”) halinde bulunduğu ortaya konmuştur; bunun sonucu olarak da biz, Güneş’in bozucu etkilerini Yer’e ulaştıran tanecik akımını, yani “Güneş rüzgârını” alırız. Ama Yer atmosferi güçlü bir engel oluşturur; oysa Ay için durum böyle değildir. Üstelik, taç X ışınları ve radyo dalgaları da yayınlar.
LEKELER VE PÜSKÜRMELER
Güneş yüzeyinde bazen, kuşkusuz derin tabakalardan ileri gelen, etkin merkezler ortaya çıkar; bunların süresi Güneş’in 1 ile 20 dönüşü arasında değişir ve bu etkin merkezler şöyle gelişir; Küçük bir beneğin,yani fakülün (fotosferden daha sıcak bölge) merkezinde, önce bir leke,daha sonra bir leke kümesi ortaya çıkar. Lekeler, yaklaşık 1 000°C daha soğuk olan fotosfer bölgeleridir. Buradaki basınç daha zayıftır ve şiddetli bir magnetik alan bulunur. Lekeler gelişirken benek bölgesi genişler ve çevresinde püskürmeler ortaya çıkar. Püskürmeler, süreleri birkaç dakikayla birkaç saat arasında değişen olaylardır, oysa benekler günlerce ya
da aylarca sürebilirler; püskürmelerin Yer üstündeki etkileri büyüktür: Hem morötesi ışınım akımına yol açmakta, hem de kendi içinden çıkan hızlı cisimcik fışkırmalarına neden olmaktadırlar.
Püskürmeler şu olaylara yol açarlar: jeomagnetik darbeler; kuzey kızıllığı; kozmik ışınlarda gözlenebilen olaylar; radyoelektrik haberleşmelerin kesilmesi; radyogökbilim alanında, radyoteleskoplarla saptanabilen,kromosfer ve taçtaki sıçramaların başlaması. Etkin merkez gelişmeyi sürdürür ve sonunda fışkırmalar ortaya çıkar. Bunlar, diskin kenarında H a ışınımında, ya da disk üstünde iplikçik (filaman) biçiminde gözlenir. Fışkırmalar kromosferin, taçın içindeki uzantıları gibidir ve yüzbinlerce km’ ye kadar yayılırlar. Hareketleri elek-tromagnetik alanlarla yönlendirilir. Üç tür fışkırma gözlenir: Püskürme fışkırmaları (hızları 1 000 km/sn); etkin fışkırmalar (hareket, elektro-, magne tik bir alanın sürekli etkisinden doğar); dingin fışkırmalar (aylarca
değişmeksizin kalırlar). Etkin kezlerin sayısı, önemi, dav biçimi ve dağılımı bir Güneş çe (on bir yıl) boyunca değişir, merkezlerin leke sayısı ve öner yıl süresince hızla artmakta, so
9 yıl süresince yavaş yavaş aza tadır. .
GÜNEŞ’İN İÇ YAPISI
Fotosferin hemen allında, m görünür, radyoelektrik ve paı ışınımım kesin bir biçimde geı mektedir. Güneş’in iç yapısıyl; bilgimiz de. özellikle yukarda ı lan tabakalarla ilgili bilgilerd yıldız fiziğinden yararlanıldı zırlanan kuramlara dayanır. Hî taki yıldızları gözlemek olasıl vardır ve bunların evrimlerini i dikten sonra, Güneş’in gün deki iç yapısını içeren kürdini; dereceye kadar denetleyeb Güneş’in merkezindeki, 15 n Celsius derecesi sıcaklıkta ola halindeki madde, yoğunluğu s kinin 200 katı olacak biçimde, altındadır. Gerçekte artık sö2 alışılmış anlamıyla bir ga konusu değildir ve böyle bir o özellikleri kendine özgü nitı taşır. Ayrıca, maddenin, ( atmosferinin farklı tabakalı aynı olan kimyasal bileşimi, j minin merkezinde büyük bir lıkla farklı görünmektedir, Güneş’in temel maddesi olan jeni helyuma dönüştüren nükle kimeler burada oluşur. Toplu•< söz konusu olayların gelişmesi rojen çekirdeğinin 1 helyum çel halinde birleşmesine yol açma olay sırasında da son derece bir enerji miktarı açığa çıkmş 4.1023 kilowatt. Hidrojenden h< geçiş çeşitli biçimlerde olabili
lıca iki tepkime çevrimi, Güneş söz olan söz konusu evrim, Yer’in sonsu-
konusu olduğurimt’ “proton-proton” za dek karanlığa gömülmesinden ön-
çevrimi ve Bethe çevrimidir. Çekir- ce, milyarlarca yıla yayılacaktır; bu
dek tepkimeleri, çok kısa dalgaboylu da, insanın varoluş ölçeğine göre,
fotonlan serbest bırakır {X ışınlan). Güneş’in daha çok uzun süre kendi-
Böylece serbest kalan enerji, ya ışı- ne eşdeğer olarak kalması demektir, mm yoluyla, ya iletimle ya da ısının
taşınmasıyla Güneş’in merkezinden GÜNEŞ SİSTEMİ çevreye doğru ilerler. Işınım yoluyla
enerji aktarılması yıldız atmosferle- Yer’in kökeni, dolayısıyle de Güneş
rinde genellikle daha sıktır ve bunun sisteminin kökeni, yeryüzündeki ya-
Güneş’in içinde de böyle olması ge- şamm ve insanın kökeninde olduğu
rektiğini düşündürecek kuvvetli ne- gibi, doğa bilimlerinin temel sorun-
denler vardır. larından biridir.
GÜNEŞ’İN GEÇMİŞİ VE MİLYONLARCA YILDIZ VE
GELECEĞİ BİR TEK GÜNEŞ
Yeryüzünde yaşam Güneş ışınımına Geçmişte ne kadar gerilere gidilirse
bağlı olduğuna göre, Güneş’in insan- gidilsin, evrenoluş kuramlarının
lar için gerekli olan enerjiyi vermeyi (kozmogoniler)I varolduğunu görü-
daha ne kadar zaman sürdüreceğini rüz. Yıldızların kökenini ve gelişme-
bilmek önemlidir. Güneş’in ışıma- sini incelemeye çalışan evrenoluş,
sındaki devirli ve en küçük değişildi- insanlık serüveni kadar eskidir. Bu
ğin bile insanlık için büyük bir tehli- nedenle, evrenoluş biliminin kökeni-
ke oluşturacağı gerçektir; oysa, pek ni aramak, bizi Tarihöncesi’nin baş-
çok yıldız böyle değişiklikler göste- langıcına kadar götürür,
rir. Güneş’in yaşının büyüklük düze- Söz konusu bilim dalı, felsefenin te-
yi saptanabilmiştir: 5 milyar (Yer’in mel sorunlarına son derece bağlıydı
yaşı) ile 10 milyar yıl arasında. Gele- (bazıları için, günümüzde de bağh
çekteki evrim de belli bir ölçüde kes- kalmaktadır). Bu nedenle, dinle bi-
tirilebilmektedir: Sönüp yok olması lim arasındaki sert çatışmaların özel
çok uzak olan Güneş’in, önümüzdeki alanı oldu: Giordano Bruno’nun ya-
milyonlarcayıl süresince, ışımasının kılması (1600) ve Galileo Galilei’nin
yavaş yavaş artması gerekmektedir; aforoz edilmesi (1633) bunlara örnek
son azalma dönemi, ancak bu ısınma gösterilebilir. XX. yy’m başındaysa,
evresinden sonra başlayacaktır. Şu- söz konusu çekişme daha sessiz bir
nu da belirtelim ki, Yer’i yakacak biçimde sürdürüldü.
Evrenoluş kuramı, XVIII. yy’m ort. larında, gerçekten bilimsel bir ara tırma konusu oldu. Güneş sistemini oluşumuyla ilgili sorunları doğı olarak belirlemek için önce mekan yapıyı tanımak gerekir. Kuşkusu bu yapının belli bir anda bilinmes kesin bile olsa, Güneş sisteminin oh şumunu ve gelişmesini tam olare sağlamayacaktır. Çeşitli karmaşı’ mekanik olmayan olaylar işin içir girmektedirler. Ne denli usa aykı görünürse görünsün, Güneş sistem nin yaşamı, yıldızlannkinden dal az tanınmaktadır. Bununla birlikti Güneş sistemi bizim küçük evren kı şemizdir; yıldız uzaklıkları göz öni ne ahmrsa, buradaki gökcisimleri b ze son derece yakındır. Ama yıldızl« bağıl olarak basit cisimlerdirler x muyonlarcasım, gehşimlerinin çeşi li evrelerinde gözleyebilmekteyi oysa, yalrnz bir tek Güneş sistemimi vardır. Ama, yıldızların gözlemi e’ renoluş sorunlarım aydınlatabi inektedir (ancak, evrenoluş alanınc kesinliğin henüz sağlanamadığını c belirtmek gerekir).
Güneş sistemi terimi tam olarak r anlama gelmektedir? Güneş sisten Güneş’ten ve onun çevresinde doli nan cisimlerin tümünden oluşur: Tı mel gezegenler ve bunların uydulaı küçük gezegenler ya da asteroitle kuyrukluyıldızlar; göktaşları.