Güneş - Işıkküre

Doğal enerji kaynağımız olan güneşi biraz daha yakından tanıyalım.

Güneş'in görünen yüzeyine ışıkküre (fotosfer) denir. Bunun üzerinde, renkküre (kromosfer) adını alan 5.000 km kalınlığında bir iç atmosfer vardır.
Bunun da üzerinde, son derece yüksek sıcaklıktı Güneş tacı (korona) bulunur. Güneş tacı, Yer'e hatta daha ötelere kadar uzanır. Güneş, bir magnetik alana sahip olan, dönen ve çekirdeğinde enerji üreten bir gökcismidir. İç bölümlerinde üretilen enerjinin yüzeye taşınmasının, magnetik alanın yüzeyde yol açtığı gelişmelerin ve dönme hareketinin etkisiyle son derece karmaşık hale gelen Güneş olaylarının incelenmesi, modern Güneş astronomisinin başlıca konulan arasındadır. Güneş, yüzyıllar boyunca tapınılan bir varlık olmuş ve bu nedenle fiziksel özellikleri pek incelenmemiştir.

Atinalı filozof Anaksagoras İÖ 467 dolaylarında Aigos-Potamorye düşen büyük bir göktaşının Güneş'ten geldiğini ileri sürdü. Bundan kalkarak da Güneş'in Peloponne-sos'tan daha büyük, kızgın demirden oluşan bir cisim olduğu sonucuna vardı. Teleskobun keşfini izleyen yıllarda Galileo Galilei, Johannes Fabricius, Christoph Scheiner ve Thomas Harriot, aynı yıllarda Güneş lekelerini buldular (1610–11). İki yüzyıl sonra, 1843'te Alman amatör astronom Samuel Heinrich Schwabe, 33 yıl boyunca sürdürdüğü çok dikkatli gözlemlere dayanarak, Güneş lekelerinin sayısının 10 yıllık bir dönem içinde değiştiğini ortaya koydu. 1852'de bu çevrimin 11,2 yıl olduğu ve ayrıca 80 yıllık bir başka dönemin de bulunduğu anlaşıldı. 1858'de, yeni çevrimin başlangıcında ilk lekelerin ±30° enlemlerin çevresinde ortaya çıktığı ve çevrim ilerledikçe lekelerin giderek Güneş ekvatoruna doğru kaydığı ve ±8° enlemleri çevresinde toplandığı gözlendi.

1834'te Alman matematikçi ve astronom Carl Friedrich Gauss, magnetik olguların gözlenmesine yönelik ilk gözlemevini Göt-tingen'de kurdu. Bunu başkaları izledi. 1857'de, küçük günlük magnetik değişimlerin Güneş çevrimi ile ilintili olduğu gösterildi. 1904'te, şiddetli magnetik fırtınaların, büyük leke gruplarının merkezî meridyenden geçişiyle ilintili olduğu bulundu.

Yeni teleskopların ve çok ileri tekniklerin kullanıldığı yardımcı donanımlarla Güneş astronomisinde çok önemli gelişmeler sağlandı. Güneş lekelerinin fiziksel ve kimyasal yapısının anlaşılması spektroskopinin gelişmesinden sonra olanaklı oldu. 1870'te, Güneş lekelerinden salman ışınımın tayfında, molekül halinde bileşiklerin bulunduğunu gösteren karanlık bantlar keşfedildi. Daha sonra, bazı çizgilerin genişlemesinin, dara-larak keskinleşmesinin ye bazı karanlık çizgilerin tümüyle parlak çizgi durumuna gelmesinin, Güneş lekelerinin çevresindeki gazların parlamasından (bugün püskürtü olarak adlandırılır) kaynaklandığı ileri sürüldü. Spektroskopik incelemeler sonucunda 1909'da, lekelerin daha soğuk ve karanlık olan merkezinden (gölge) dış kısımlara (yarıgölge) doğru, saatte 2 km hızında bir gaz akımının bulunduğu belirlendi. 1913'te, lekelerin üstündeki atmosferin yüksek katmanlarından, leke merkezine doğru, tersine bir akımın varlığı saptandı.

Spektrohelyo-grafın (güneş tayfçekeri) 189İ'de George Ellery Hale tarafından bulunuşu, Güneş'in hidrojen, kalsiyum ve öteki elementlerin iyon ve atomlarından salınan ışıkta incelenmesini olanaklı kıldı, böylece renkküreye ilişkin ayrıntılı bilgiler elde edildi. 1908'de Hale, Güneş lekelerinin magnetik niteliğini ortaya koymak amacıyla leke tayfındaki bazı atomlara ait çizgilerde yarılma ve kutuplanma olup olmadığını (Zeeman etkisi) araştırdı. Bunun için, Wilson Dağı Gözlemevi'nde büyük kule teleskoplar kuruldu, bunların zeminlerine spektroskoplar yerleştirildi. 1914–24 arasında Hale, güneş lekelerinde magnetik kutupların tersine dönmesi konusundaki yasaları geliştirdi. Hale Güneş'in genel magnetik alanını ölçmeye de niyetlendi, ama bu konudaki güvenilir ölçümler ancak 1948'de fotoelektrik magnetografın bulunmasından sonra gerçekleştirilebildi.

Alman fizikçi Joseph Von Fraunhofer, kendi yapımı çok geliştirilmiş bir spektroskopla Güneş tayfındaki karanlık çizgilerden 574 tanesini görsel olarak belirledi; bu çizgilerin çok belirgin olanlarını, bugün hâlâ çizgi tanısında kullanılan bir sistemle, A,a,B,C,D gibi harflerle gösterdi. Günümüzde Fraunhofer çizgileri olarak bilinen bu karanlık çizgilerin fiziksel anlamı, 1859'da Alman fizikçi Gustav Robert Kir-chhoff tarafından açıklandı. Kirchhoff, sıcak Güneş'i çevreleyen, kendisinin "çevirici katmanlar" olarak adlandırdığı ve tayftaki karanlık çizgileri oluşturduğu sanılan daha soğuk buhar katmanlarının bulunduğunu ileri sürdü. Laboratuarda elde edilen tayflarla Güneş ışığı tayfının karşılaştırılması sonucunda, Güneş'te sekiz elementin varlığı saptandı.

ABD'li fizikçi Henry Augustus Rowland, 1897'de 12 metre boyunda çok yüksek nitelikli bir Güneş tayfı fotoğrafı yayımladı. Bu tayf aracılığıyla, Güneş'te 39 kimyasal elementin varlığı kanıtlandı. Yer atmosferindeki ozonun soğurma etkisi nedeniyle, Rovvland'ın tayfı ancak morötesine kadar uzanabiliyordu. Bu sınır, atmosfer dışında (uzayda) gözlem yapılmasının olanaklı duruma gelmesiyle aşıldı. Günümüzde Güneş tayfı görünür ışık bölgesinden 1 ângströmden (A, 10~10 m) daha küçük dal-gaboylarına kadar elde edilmiştir. Kırmızıya doğru ise, 1888'de Güneş tayfı 53.000 A'ya kadar elde edilmişti. Yeni algılayıcılarla bu sınır, yalnızca Yer atmosferinin 25 mikrometreden büyük kızılötesi tayfını engelleyen su buharı kuşaklarıyla belirlenmektedir. Tayfın tümü, su buharı ve ozon soğurmalarından etkilenmeyecek kadar vükseğe çıkıldığında gözlenebilir.

Güneş sıcaklığı. Güneş'in sıcaklığının belirlenmesi Güneş astronomisindeki en güç problemlerden biridir. İngiliz astronom Sir John Herschel Güney Afrika'da ve 1837'de Fransız fizikçi Claude-Servais-Mathias Pouil-let Fransa'da Güneş ışınlarının dik gelmesi ve tümünün soğurulması durumunda 1,8 cm derinliğindeki bir su katmanının sıcaklığını dakikada TC yükselttiğini gözlediler. Ölçüm tekniği ilke olarak çok kolaydı, ama atmosfer soğurması bilinmeyen bir faktör olarak kalıyordu. Son zamanlarda, balon ve uçak gözlemleri sonucu, dakikada 1,9b cal/cm2'lik bir güneş sabiti değeri bulundu. Güneş sabiti, Yer atmosferi dışında, ortalama Güneş-Yer uzaklığında, birim alana gelen toplam Güneş ışımasıdır.

Güneş, X ışınlarından radyo dalgalarına kadar her dalga boyunda enerji yayınlar. Bu enerjinin yaklaşık yüzde 4O'ı tayfın görünür bölgesinde, yüzde 50'si kızılötesi bölgesinde, kalanı da morötesi bölgesinde salınır. Güneş'in yüzeyinden uzaya kaçan ışınım, Güneş atmosferinin farklı derinlikteki ve sıcaklıktaki bölgelerinden gelir. Dış yüzeyde sıcaklık 4.200 K kadardır ama çıplak gözle bakıldığında sıcaklığın 10.000 K olduğu derinlikler görülebilir. Güneş'in etkin sıcaklığı, bir başka deyişle, Güneş'in saldığı enerjiye eşit enerji salan küresel bir kara cismin (bak. kara cisim) sıcaklığı da belirlenmiş, Stefan-Boltzmann yasalarından hareketle bu sıcaklığın 5.740 K olduğu hesaplanmıştır. Tayfın farklı bölgelerinde de farklı renk sıcaklıkları bulunmuştur. Görünür ışık bölgesinin tümü için 6.000 K'lik bir renk sıcaklığı uygun düşmektedir.

Güneş'ten salınan çok büyük miktardaki enerjinin tanımlanması pek kolay değildir. Bir örnek vermek gerekirse; eğer Güneş 12 m kalınlığında bir buz katmanıyla sarmalanmış olsaydı, bunu eritmesi için bir dakika yeterli olacaktı. Yeryüzüne ulaşan Güneş enerjisi km2 başına 1,5 milyon BG dolayındadır. Bu çok büyük enerjiyi yararlanılabilir duruma getirmekte önemli güçlükle karşılaşılır. Yüksek sıcaklıklar elde etmek amacıyla büyük parabolik toplayıcılar kullanmak gerekmektedir.

Güneş'ten gelen radyo dalgaları ilk kez 1942'de İngiliz radar istasyonlarınca belirlendi. Bunun, Güneş'in yüzeyinde görülen etkin bir lekeyle, özellikle de 28 Şubat'ta gerçekleşen büyük püskürmeyle ilintili olduğu ileri sürüldü. Aynı yıl, Güneş lekeleri ve bunlarla ilintili etkinliklerin en az olduğu "sakin Güneş" döneminde de zayıf bir radyo yayını belirlendi. Enerjinin Güneş'in iç bölümlerinde üretildiğine ilişkin modern görüş, Sir Arthur Stanley Eddington'la başladı. Eddington, Güneş sisteminin tahmin edilen ömrü boyunca, Güneş'ten dışarıya sürekli olarak gönderilen enerjinin ancak çekirdek tepkimeleriyle karşılanabileceğini ileri sürdü. Hidrojenin helyuma dönüştüğü çekirdek tepkimeleri sonucunda açığa çıkacak enerji miktarı 1937–38 yıllarında ayrıntılı olarak hesaplandı.

Beste