GÜNEŞ’İN YAPISI
Güneş, en içteki çekirdeğinden tacına ve Yer’e bile ulaşan güneş rüzgârına kadar, kendi türünden yıldızların çoğunun niteleyici özelliği olan bir yapıdadır.
İç çekirdek. Güneş’in dış tabakalarının ağırlığı, iç bölgedeki gazı sıkıştırarak yoğunluğunu suvun yoğunluğunun yaklaşık iûO katına, merkezdeki sıcaklığıysa yaklaşık 15 milyon K’ye çıkarır. Güneş’in iç bölgesinde atomlar sık sık ve gazı iyonlaştırmaya yetecek bir enerjiyle çarpışır; böylece iyonlaşan gaz, “plazma” diye ad-landınlır (Bk. PLAZMA FİZİĞİ). Güneş’in üçte birini oluşturan iç bölümde, iyonlar arasındaki çarpışmaların, nükleer tepkimelere neden olacak kadar enerjisi vardır; ayrıca bu tepkimeler, Güneş’in gözlenen parlaklığını kazanması için gerekli enerjinin serbest kalmasını sağlayacak kadar hızlıdır. Güneş’teki enerji üretiminde en verimli olduğu düşünülen özgül tepkimeler dizisi.
“proton-proton tepkimesi” adı verilen özgül tepkimeler zincirini izleyerek, hidrojenin yanıp helyuma dönüşmesinden oluşur. Eldeki verilerden anlaşıldığı kadany-la, Güneş’in merkezindeki nükleer yanma bölgesinde yer alan plazma, dış kabuklardaki maddelerle karışmaz. Bu nedenle, proton-proton tepkimesi, ancak, Güneş kütlesinin yaklaşık % 10’unu oluşturan merkezdeki hidrojen yaklaşık 10 milyar yıl sonra bütünüyle helyuma dönüşünceye kadar sürecektir. Güneş’in yaşının yaklaşık 5 milyar yıl olduğu tahmin edilmektedir. Nükleer tepkimelerden yayılan gama ve X ışınları, dışa doğru yol alırken merkezdeki bölgede çok az soğurulur; çünkü bir atomun ışığı soğurmasını sağlayan elektronlar, atomlararası çarpışmalar nedeniyle çoğunlukla çekirdeklerden kopmuştur.
Taşınım (konveksiyon) kuşağı ve ışıkküre. Güneş’in görünür yüzeyinin yakınında, üstte yer alan gazın ağırlığı azaldıkça gaz basıncı, dolayısıyla da, bu tabakayı hidrostatik dengede tutmak için gerekli yoğunluk ve sıcaklık hızla düşer. Merkezden başlayarak Güneş’in yançapı-nın yaklaşık üçte ikisi kadar uzaklıkta, yani sıcaklığın yaklaşık 1 milyon K’ye indiği yerde, hidrojen ve helyum artık tam olarak 
iyonlaşmaz. Yüksüz (nötr) atomlar, merkezdeki nükleer yanma bölgelerinden dışa doğru yol alan ışınımı soğurur. Bu bölgede, ısınarak genleşen akışkan bölümleri, yoğunluklannın düşük olması nedeniyle yükselir ve içerdikleri ısıyı yukanya doğru taşırlar. Sonuçta oluşan yukarıya-aşağıya akış taşınımı sisteminin taşıdığı net yukarı ısı akışı, Güneş’in dış üçte birlik bölümünde ağır basan enerji iletim biçimidir. Yukarı akan kızgın gazın sağladığı ışınımın doğrudan uzaya kaçmasına yol açacak ölçüde düşük yoğunluklu tabakalara ulaşılıncaya kadar, taşınım olayı, ısı iletiminde verimli olmayı sürdürür. Söz konusu tabaka, Güneş’in görünen yüzeyidir ve “ışıkküre” diye adlandırılır. Güneş’in taşınım hücrelerinin büyüklüklerine, hızlarına ve biçimlerine ilişkin dolaysız veriler, ışıkküredeki taşınımı andıran hücresel hareketlerle ilgili gözlemlerden çıkarılabilir. Bulgurcuk (granül) denilen küçük ölçekli hücreler, yaklaşık 1 000 km çapındadır ve aşağı doğru akan daha soğuk gazların çevrelediği, yukarı doğru akan kızgın gazlardan oluşur; yaklaşık hızı saniyede 1 km’dir. Süperbulgurcuklar, çapı kabaca 30 000 km olan daha büyük bir çokgen hücreler dizisi oluşturur; bunlar, yaklaşık 0,5 km/saniye olan yatay hızlarıyla belirlenir.
Güneş gazlarının taşınım hareketlerinin, ısı iletimine ek olarak, Güneş’in dönüşü, magnetizması ve ışıkküre-nin yukarısındaki dış tabakaların yapısı açısından da önemli sonuçları olduğu düşünülmektedir. Taşınım, Güneş ışıkküresindeki gazların bütün olarak dönmediği (ekvatordaki açısal hızın, 75 derece enlemlerindeki hızdan % 50 daha çok olduğu) yolundaki gözlemin açıklanmasına yardımcı olabilir. Güneş’in bu temel özelliğine ilişkin doyurucu bir kuram henüz geliştirilememiş olmakla birlikte, dönen, taşınım hareketi yapan kabuklarla ilgili akışkan mekaniği modellerinin ortaya koyduğuna göre, Güneş ekvator bölgesinde gözlenen Nc^kl.’şık 25 günlük yıldız hızıyla ekseni çevresinde dönerken, yükselen ve alçalan taşınım gazlarına etkiyen kuvvetlerden dolayı bu tür hız farkları ortaya çıkabilir. Ayrıca, iç bölümlerde, en azından ışıkkürenin hemen altında, açısal dönme hızının arttığı ve bu artışın ilk 15
000 km’de % 5 olduğu sanılmaktadır.
Güneş’in ışıkkürede gözlenen magnetik alanında, Yer yüzeyindeki yersel magnetik alanda gözlenen çift kutuplu temel kuzey-güney bakışımı yoktur. Güneş’teki alan çizgileri, Güneş’in dönme ekseni çevresine sarılmış gibi görünmektedir ve kabaca, boylam çizgilerini
4 GÜNEŞ
(Solda) Güneş’in içinde üretilen ışıl< enerjisi (A), araya engel konulmadan gözienebiiseydi, bir tayfgörûrle çözümlendiğinde, sürekli bir tayf oluştururdu (B; ayrıntı, C). Ama ışık, Güneş’in dış tabakalarından geçerken, sözgelimi helyum atomlarının çekirdekleri çevresinde dönen elektronların bazılannı uyararak, daha yüksek çeşitli enerji düzeylerine çıkarır 0, 2). Bunun sonucunda oluşan enerji yutulumu (soğurulması), tayfta niteleyici koyu renkli yutulum (ya da Fraunhofer) çizgilerine (3, 4) neden olur. Bu nedenle, Güneş’in gerçek tayfında (D) birçok enine çizgi bulunur; bunların her biri, Güneş’te bulunan elementleri gösterir.
*^VVV/ / / / » ^ V I 4 i M
3
(Altta) Güneş’in tayfı (ortada) ile demire özgü yayım çizgileri (üstte ve altta) karşılaştırıldığında, Güneş’te demirin varlığı doğrulanır. Güneş tayfındaki öbür çizgiler, başka elementlerin de varlığını gösterir.
5200 A
■ i —
değil, sabitenlem çizgilerini izler. Bu özellik, iki kutuplu güneş lekesi gruplarında gözlenen magnetik kutupların almaşık değişmesinden çıkarsanır. Böyle grupların magnetik çift kutup eksenleri, doğu-batı doğrultusuna yönelme eğilimi taşır ve belli bir yarıkürede (Güneş ekvatorunun üstünde ya da altında), bütün çift kutupların batı yarısı genellikle aynı magnetik kutupsallığı taşır. Kuzey ve güney yankürelerdeki çift kutupların kutupsallığı birbirine karşıttır. Kutupların almaşık değişmesiyle ile ilgili bu yasa, “Hale-Nicholson yasası” diye adlandırılır.
Güneş’in taşınım kuşağındaki plazma, aşağı yukarı, oda sıcaklığı koşullarındaki bakırtel kadar iyi bir iletkendir. Önemli miktarda bakır tel, güneş taşınımında olduğu gibi, bir magnetik alandan geçtiğinde,
büyük bir elektrik akımı oluşturur; bu akım da özgün alanı bozarak, hareketle birlikte yer değiştirmesine yol açar. Magnetik alanların ve hareket halindeki plazmalann karşılıklı etkisi, magnetohidrodinamik (MHD) diye ad-landınlır. MHD araştırmalarının gösterdiğine göre, Güneş’in farklı hızlardaki dönüşü, magnetik alan çizgilerini uzatarak, gözlenen toroidal (simit yüzeyli) geometriye çekme eğilimi taşıyacaktır.
Işıkküre yakınındaki bilinen sıcaklık, ortalama molekül ağırlığı ve güneş çekimi ivmesi, yoğunluğun, merkezden dışa doğru kabaca her 1 000 km’de 10’un katlarından oluşan büyük bir oranda hidrostatik olarak azaldığını göstermektedir. Bu hızlı azalma, teleskopla bakıldığında bile görülen Güneş’in keskin kenannı (ya da kolunu) açıklamaktadır; çünkü gazın mat durumdan saydam duruma geçtiği kabuğun kalınlığı 1 000 km’den azdır ve Yer’den bakıldığında, karşısında yer aldığı yay, 1 yay saniyeden azdır. Güneş kursunun merkezine bakıldığında görülebilen güneş atmosferinin derinliği, ba-
kış doğrultusunun ışıkküreye daha çok teğet olduğu kola doğru bakıldığında görülebilen derinlikten daha fazladır. Sıcaklık, ışıkkürenin aşağısında içeri doğru arttığı için, kursun merkezi yönündeki bakış doğrultusu, daha sıcak, dolayısıyla da daha parlak tabakaları görür. Işık-kürenin fotoğraflarında görülen belirgin kenar kararmasını bu olgu açıklamaktadır.
Güneş ışığının tayfçiziminde, birçok koyu soğurma çizgisinin yer aldığı parlak bir zemin sürekliliği görülür. Bu sürekliliğin gözle görülebilen ve 4 000-7 000 Â arasında olan ışınımı, nisbeten kolay iyonlaşan ağır elementlerin saldığı elektronlar yüksüz hidrojen atomları tarafından yakalandığı zaman yayılır. Belirli dalga boy-lanndaki ışık, ışıkkürenin yoğunluğunda ve sıcaklığında bol bulunan belirli yüksüz atom ya da iyon türleri tarafından öncelikli olarak dağıtıldığı zaman, iyonlaşmış kalsiyumun H ve K çizgileri gibi koyu Fraunhofer çizgileri oluşur. Işıkküreden bu dalga boylarında çıkan ışık, atomlardan saçılan fotonlar ve hızla hareket eden elektronlar tarafından frekans değişikliğine uğratılır ve bu yolla sürekli olarak yayılır.
Renkküre. Işıkkürenin yukansında sıcaklık, asgari yaklaşık 4 500 K’ye düşer ve sonra, yeterince belirgin olarak, yükselmeye başlar. Tam güneş tutulması sırasındaki birkaç saniyede, kenar çevresinde yer alan yaklaşık 10
000 km kalınlığındaki ince bir halkanın kırmızımsı bir renkle parladığı görülür; bu nedenle bu tabaka renkküre (kromosfer) diye adlandırılır. Teleskopla ve yüksek çözünürlüklü tayfgörûrle incelendiğinde, renkküredeki yayımın büyük bölümünün, dışa doğru hareket eden çok ince gaz fıskiyelerinden geldiği görülür. İğne (spi-kül) denilen bu fıskiyelerin sıcaklığı yaklaşık 15 000 K, yoğunluğuysa yaklaşık 10” parçacık/cm^’tür. Bir iğne-
GÜNEŞ 5
■M:İ
.•■’.-a–
(üstte) Güneş sismolojisi araştırmalarıyla saptandığı gibi, Güneş’in iç bölümündeki dönme hızları değişiktir. Bu hızlar, 35 gün fen koyu mavi) ije 25 gün frnor) arasında değişir. Çekirdek, yaklaşık 27 günlük bir sürede döner.
nin süresi yaklaşık 5-10 dakika, yüksekliği 6 000 km, kalınlığıysa bunun belki onda biri kadardır. Gazlar, yaklaşık 10 km/saniye hızla dışa doğru hareket etmektedir. Taç. Tam güneş tutulması sırasında ya da bir korona-grafla incelendiğinde, Güneş’in atmosferinin, ışıkküre kenanndan öteye, güneş yançapının birkaç katı kadar soluk bir panitı halinde uzandığı görülür; bu kuşağın parlaklığı, kursun parlaklığından yaklaşık bir milyon kat azdır. Tacın (koronanın) yüksekliği, bir süre, bilim adamlarının içinden çıkamadıkları bir konu olmuştur: Çünkü, göründüğü kadarıyla, yoğunluk öyle hızlı düş-meliydi ki, kenarın yukarısında, güneş yarıçapının çok küçük bir bölümü kadar olan uzaklıklarda bile taç diye bir şeyin görülmemesi gerekiyordu. Bu uyuşmazlığın açıklaması 1940’ta bulundu: Tacın tayfında görülen ve tanımlanamayan bazı çizgilerin, birkaç milyon K’lik sı-caklıklan temsil eden yaklaşık 13 kat iyonlaşmış demirdeki geçişlerden kaynaklandığı gösterildi. Sıcak bir gazın, üstte yer alan tabakalann ağırlığıyla, soğuk bir gaza oranla daha az sıkıştıniması beklendiği için, yüksek taç sıcaklığı, kenarın yukarısındaki beklenenden çok.daha büyük uzaklıklarda niçin tacın görülebildiğini açıklıyordu. .
Tacın böylesine yüksek bir sıcaklığa kadar ısınmasına yol açan özgül mekanizma henüz anlaşılamamıştır ve bu sorun, uydulardan yapılan Güneş araştırmalarının çoğunun odak noktasını oluşturmaktadır. Güneş’e yakın olan taç gazı, tutulmalar sırasında çıplak gözle görülebilir; çünkü plazmadaki elektronlardan ışıkküresel ışık saçar. Hızla hareket eden elektronlar, ağır elementlerin iyonlarıyla çarpıştığı zaman, kızgın taç plazması da kendi morüstü ve X ışınlarını yayar. Sözgelimi, 9 kez İyonlaşmış magnezyum ve 11 kez iyonlaşmış silisyum çizgileri, morüstü tayfta belirgindir. Tacın ısınması, yalnızca daha soğuk olan ışıkküreden gerek iletim, gerek taşınım, gerek ışınım yoluyla ısı akışına bağlanamaz;
(Üstte) Skylab’den çekilen bu uzak morüstü kuşağı fotoğrafında, kızgın, parlak bir gaz bulutu olan bir patlama fışkırması görülmektedir. Güneş’in magnetik alanı, fışkıran maddelerin, ilmekler oluşturarak geri dönmesine neden olur.
28 Mayıs 1973’te Skylab’den çekilen bu X ışını fotoğrafında, ayrıntılan belirginleştirmek için bilgisayarla oluşturulan sahte renkler de kullanılmıştır. Güneş’in atmosferinin dış tabakası olan kızgın, parlak taçta, yoğunluğu ve sıcaklığı düşük taç deliği bölgeleri bulunur.
çünkü böyle bir ısı akışı, termodinamiğin ikinci yasasına aykırıdır. Büyük bir olasılıkla, ışıkküredeki gaz hareketlerinin yarattığı akustik (ses) ya da öbür dalga biçimleri, taç ortamına enerji taşıyarak burada ısıya dönüşmekte ve böylece taçta oluşan yitimi dengeleyebilmektedir. Başka bir seçenekse, tıpkı joule ısınmasının bayağı bir
6 GÜNEŞ
direncin sıcaklığını artırması gibi, son derece iletken olan taç plazmasında elektrik akımlarının dağılmasıdır. Güneş rüzgârı. Sıcak taçtaki gaz basıncının dışa doğru gradyanı, Güneş’in çekim gücüyle dengelenemeyecek kadar yüksek olduğu için, atmosferin bu en dıştaki tabakası uzaya doğru genişler; Pioneer 70 uydusu 1983’te bilinen Güneş sisteminden çıktığı zaman, bu güneş rüz-gânnda parçacıklar saptamayı sürdürmüştür. Yer’in yörüngesinde güneş rüzgârının dışa doğru hızı 300-700 km/saniye arasındadır, ama yoğunluğu 1-10 parçacık/ cm^ arasında değişir; bu nedenle yıllık kütle akışı yalnızca yaklaşık 10 ‘^ güneş kütlesidir. Yine de, güneş rüzgârının dünya atmosferi üstünde gözlemlenebilir etkileri vardır; yüksek enlemlerde görülen aydınlanmalar (au-roralar) bu etkinin sonucudur.
