Dünya Güneş Arası Kaç Işık Yılı
Astronomik birim
Astronomik birim, Dünya'nın Güneş çevresinde çizdiği eliptik yörüngenin büyük ekseninin yarısı kabul edilir.
Astronomik birim (simgesi: au veya AU, İngilizce: astronomical unit), yaklaşık olarak Dünya'nın Güneş'e uzaklığını gösteren bir uzunluk birimi. Dünya'nın Güneş'e olan tam uzaklığı yörünge boyunca değişmekle beraber, au yılından beri tam metre (, milyon kilometre) olarak tanımlanmaktadır. Astronomik birim, genellikle Güneş Sistemi veya diğer yıldız sistemleri içindeki uzaklıkların ölçümünde kullanılır.
Dünya'nın yörüngesi dairesel değil, eliptiktir. Bu nedenle, 1 astronomik birim, Dünya'nın Güneş çevresinde çizdiği eliptik yörüngenin büyük ekseninin yarısı (bkz. Yarı büyük eksen) kabul edilir. Ancak, Güneş yavaş yavaş kütle yitirdiği için, Dünya'nın yörüngesel dolanım süresi de artmaktadır. Bu da, astronomik birimin gitgide küçüldüğü (yılda yaklaşık 1&#;cm.) anlamına gelir. Öte yandan, evrensel çekim sabitinin (G) değerindeki belirsizlikten ötürü, Güneş'in kütlesi tam olarak bilinememektedir. Evrensel çekim sabiti 5 ya da 6 ondalık değere kadar bilindiği hâlde, Dünya'nın yörüngesel konumu 11 ya da 12 ondalık değere kadar bilinebildiğinden, yörüngesel hesaplamalar ister istemez, astronomik birimin kesinliğine bağlı olarak yapılmaktadır. Bu da, hesaplamalarda, dolayısıyla 1 astronomik birimin gerçekte ne kadar olduğu konusunda belirsizliğe yol açmaktadır.
Bu nedenlerle, Uluslararası Astronomi Birliği (International Astronomical Union) yılında aldığı bir kararla, 1 astronomik birimi, kütlesi sıfır kabul edilen bir taneciğin 1 Gauss yılı (, gün) sürede çizdiği düzgün dairesel yörüngenin yarıçapı olarak kabul ederek kesinleştirmiştir. Buna göre, 1 Astronomik birim ± 30 metre'dir.(Temel parçacığın belirtilen yörüngede hareketi esnasında sahip olduğu sabit hız belirtilmemiş.) Hız değeri sürat denklemiyle 2•π•r/t= &#;km/s tır.
Güneş Sistemi'ndeki bazı gök cisimleriyle ilgili uzaklıklar:
- Dünya-Güneş arasındaki uzaklık: ± AU
- Dünya-Ay arasındaki uzaklık: ± AU
- Mars-Güneş arasındaki uzaklık: ± AU
- Jüpiter-Güneş arasındaki uzaklık: ± AU
- Plüton-Güneş arasındaki uzaklık: ± AU
Astronomik birim ile ilgili bazı dönüştürmeler:
- 1 AU = ± 30 m.
- 1 AU = , ± &#;km.
- 1 AU ≈ mil
- 1 AU ≈ 8, ışık dakikası (Güneş'ten yayılan ışığın Dünya'ya ulaşma süresi.)
- 1 AU ≈ ışık saniyesi
- 1 ışık saniyesi ≈ 0, AU
- 1 ışık dakikası ≈ 0, AU
- 1 ışık saati ≈ 7, AU
- 1 ışık günü ≈ AU
- 1 ışık yılı ≈ AU
- 1 parsek (pc) ≈ AU
Kaynakça[değiştir
Güneş ve Yakın Dünya Çevresine Etkileri
- Prof. Dr. Adnan Ökten
- İstanbul Üniversitesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü
- Kaynak:"Astronomi ve Uzay Bilimlerinde Yeni Gelişmeler" Toplantısı - İ.Ü.
GÄ°RÄ°Å
Evreni anlama ve kavramamız her geçen gün biraz daha artmaktadır. Bunun en önemli iki nedenini geliştirilen aletlerin hassasiyetlerinin sürekli iyileşmesine ve aynı zamanda evreni elektromanyetik spektrumun bütün dalgaboylarında gözlememize bağlayabiliriz. İnsanoğlu evren hakkında bir şeyler öğrenmeye son derece meraklıdır; büyük keşifler duymayı, heyecen verici görüntüler görmeyi her zaman istemişizdir. Ancak, doğal çevrenin teknolojik ilerleme ile birlikte hızla bozulması astronomların çalışmalarını sekteye uğratmakta ve halkın merak ve beklentilerini de bir ölçüde söndürmektedir. Yerden yapılan gözlemler için ışık kirliliği, artık uzayın net ve berrak gözlenmesini ciddi boyutlarda engellemektedir. Uzay tabanlı gözlemler de gerek uzaya bırakılan uydu kalıntılarından gerekse haberleşmenin ortaya çıkardığı radyo gürültüsünden aşırı şekilde etkilemektedir. Astronomların gözleri artan bir şekilde kör olmaktadır. Daha önce hükümetlerin denetiminde yapılan uzay araştırmaları bir dereceye kadar kontrol altında tutulabilmekteydi. Ancak, günümüzde bu çalışmalar yerini ticari amaçlı serbest piyasa ekonomisinin özel şirketlerine terk edince, durum işin içinden çıkılmaz bir hal almaya başlamıştır.
Astronomlar evren hakkındaki bilgileri görünür, morötesi veya kırmızı ötesi ışıktan, enerjitik partiküllerden ve radyo dalgalarından elde eder. ÅehirleÅŸmenin ve kötü ışık kullanımının getirdiÄŸi artan ışık kirliliÄŸi, ve telekomünikasyon uydularının kullandığı radyo dalgaları gözlem kalitesini tehdid etmektedir. Durum böyle devam edecek olursa yakın bir gelecekte çalışmalar sekteye uÄŸrayabilecektir.
Işık kirliliği için acilen yapılması gereken kötü elektrik techizatlarının bir an önce iyileştirilmiş yeni tasarımlarla yer değiştirmesidir. Bu sadece astronomlara değil aynı zamanda Dünya için önemli bir enerji tasarrufu da sağlayacaktır. Radyo dalgalarında yapılan çalışmalarda durum biraz daha vahimdir. Her yıl haberleşme amaçlı yüz kadar uydu fırlatılmakta ve elektromanyetik spektrumda bizlere yer bırakmayacak şekilde hemen hemen bütün radyo dalgalarını kullanarak Dünya'nın en ücra yerlerine kadar ulaşılmaktadır. Acilen uluslararası radyo gözlemlerinin yapılacağı sakin bir bölgeye ihtiyaç vardır. Uyduların hiçbir şekilde istenmeyen radyo sinyallerini bu bölgelere göndermemeleri sağlanmalıdır.
BUNLARI BÄ°LÄ°YORMUYUZ?
Güneş’i bir yıldız olarak tanımadan önce aşağıdaki bazı soruları cevaplamaya çalışalım. Sonra Güneş Sistemi’nin oluşum senaryosunu ve evrendeki yerimizi gözden geçirelim. Yaşamımızın ana kaynağı Güneş’in yakın Dünya çevresine ve Dünya’ya yaptığı bazı etkilerden bahsettikten sonra önlemlerden ve alınması gereken tedbirlerden sözedelim.
Åekil 1.Dünya ve yaÅŸanabilir tahmin edilen bazı uydular.
Dünya nedir? Dünya (Arz), Güneş Sistemi’ne bağlı Güneş’ten itibren uzaklık sırasına göre üçüncü gezegen, üzerinde yaşadığımız yer küre. Işık ve ısısını Güneş’ten alır. Yaşı yaklaşık milyar yıl. kimyasal elementi ve biyolojik bir yaşantı sağlayan atmosferi ile bizim için eşi benzeri görülmemiş mükemmel bir kosmik cisim.
Uzay nedir? Dünya’yı saran atmosferin dışında kalan tüm evren, kosmos. Astronominin çalışma alanı. Uzayın başlangıcının bir kriteri olarak suni uyduların en düşük yörüngelerinin başladığı noktayı da almak, kozmik bir anlam ifade etmesi açısından uygun olabilir. O noktada artık bir iki cisim problemi söz konusudur ve artık uzay başlamıştır diyebiliriz.
Atmosfer nedir? Bileşiminde %78 azot, %21 oksijen ve %1 diğer elementler bulunan Dünya’mızı saran gaz tabaka. Varlığını Dünya’nın kütlesel çekim gücüne borçludur. Bizim için hayati önemi, Dünya üzerindeki canlı yaşam için tehlikeli olacak zararlı Güneş ışınlarını süzme özelliğe sahip olmasından ileri gelir.
Güneş Sistemi nedir? Güneş’in kütlesel çekim alanının belirlediği bölge içinde kalan cisimlerin oluşturduğu bir sistem. Sistemi idare eden baş cisim Güneş. Sisteme bağlı dokuz gezegeni, asteroit kuşağını, kuyruklu yıldızları ve meteorları belirli yörüngelerde tutan ve onların hareketlerini belirleyen gene Güneş.
Evrendeki yerimiz? Güneş, Samanyolu galaksisinde bulunan milyar yıldızdan sadece biri. Samanyolunun çapı bin ışık yılı. Samanyolu galaksisi yakın çevremizde bulunan irili ufaklı 30 kadar galaksi ile birlikte Lokal Gurubu oluşturur. Lokal Gurubun çapı yaklaşık 4 milyon ışık yılı. Lokal Gurup binlerce üyesi bulunan çapı 75 milyon ışık yılına kadar uzanan Süper Kümenin bir üyesi. Evrende binlerce bizim ait olduğumuz Süper Küme gibi galaksi kümeleri var. Ve bütün evrende yüz milyarlarca galaksi olduğu tahmin edilmekte. Erişilebilen en büyük uzaklık ise yaklaşık 13 milyar ışık yılı.
Åekil 2.GüneÅŸ Sistemi ve gezegenleri.
Åekil 3.Evrenin baÅŸlangıcından günümüze evrimin ÅŸematik temsili görünümü.
GÃœNEÅÄ°N OLUÅUMU, EVRÄ°MÄ° VE ÖLÃœMÃœ
Günümüz teorileri Güneş’in yaklaşık milyar yıl önce, yıldız patlamalarından arda kalan toz ve gazı da içeren muazzam büyüklükteki bir yıldızlararası gaz bulutun çökmesiyle oluştuğunu kabul eder. Kütle çekiminin etkisi altında kalan bulut büzüşmeye ve yoğunlaşmanın büyük olduğu yerlerde dönmeye başlar. İlk birkaç milyon yıl içinde çökme sırasında dönme hızı çok büyüktür ve bundan dolayı da manyetik olarak son derece aktiftir. Açısal momentumun korunması prensibine göre rotasyon hızı gittikçe büyümekte ve dış kısımlar yassılaşmaktadır. Zamanla merkezi bölgenin çevresinde yassı bir disk oluşur. Bu diskin dış kısımlarındaki gaz ve toz küçük yoğunlaşmalar gösterir. Her bir yoğun bölge ana diskle aynı yönde kendi eksenleri etrafında döner. Bu senaryo Dünya’nın ve diğer gezegenlerinin nasıl oluştuğu açıklayan oldukça makul bir senaryodur.
Oluşum sırasında bir çok yıldız iki veya üç kısma parçalanarak çift yıldız veya çoklu yıldız sistemlerini oluştururlar. Son zamanlarda yapılan uydu gözlemlerinden bir çok yıldızda gezegen olduğuna dair ipuçları gelmekte fakat bunların büyüklükleri ve yıldızına olan uzaklıkları henüz Güneş Sistemi’nde olduğu gibi dizilim göstermemektedir.
Åekil 4.Hubble uzay aracından çekilen yıldız oluÅŸum bölgeleri.
Hızla büzüşen bulutun merkezi kısmında yoğunluk, dolayısıyla basınç artar ve bir zaman sonra da ışmıaya başlar. İçten dışa doğru olan ışınım basınca, içe doğru olan kütle çekim kuvveti tarafından nötürlenmeye çalışılır ve sonunda denge sağlanır. Işıldayan çekirdek, bir yıldızın yıldız öncesi (protostar) evresidir. Güneş'in normal ışımasına başlayıncaya kadar bu evrede yaklaşık 10 milyon yıl kaldığı düşünülmektedir. Bu aşamadan sonra Güneş ısısını merkezdeki nükleer yakıttan sağlamaya başlar. Artık içten dışa doğru olan radyasyon basıncı, dıştan içe doğru olan gravitasyonel kuvvete karşı koyarak büzüşmeyi durdur ve bir denge hali oluşur. Güneşimiz yaklaşık milyar yıldır bu kararlı halini sürdürmektedir. Gelecekte zamanla dönme hızı yavaşlayacak ve ışıma gücü artacaktır. Bu arada çapı da büyüyecektir. Işıma gücünün oluşum döneminde bugünkü değerinin yaklaşık %70’i olduğuna, ve dönmenin de 9 gün kadar olduğu tahmin edilmektedir. Aslında dönmenin bugünkü değeri 27 gündür. milyar yıl sonra güneş 6 milyar yaşına geldiğinde parlaklığı bugünkü değerinden yaklaşık % 15 daha fazla olacaktır. 10 milyar yaşına geldiğinde ise, parlaklığı bugünkü değerinin iki katına çıkacak ve yarıçapı % 40 artacaktır. Güneş, çap ve ışımagücü artışını bir kırmızı-dev yıldız oluncaya kadar sürdürür. Kırmızı dev evresinde yarıçap kat artar. Bu durumda Merkür gezegeni, genişleyen sıcak plazmanın içinde kalarak buharlaşır. Çaptaki katlık artıp ışımagücünde katlık bir artışa neden olur.
Åekil 5. Yıldızların enerji üretiminin bir gösterimi. Yıldızın kütlesine baÄŸlı olarak merkezde demir üretilene kadar termonükleer reaksiyonlar devam etmektedir. Bu da Dünya yüzeyinin sıcaklığının K’e çıkması demektir. Artık Dünya yüzeyi erimiÅŸ lavlar denizi halindedir. GüneÅŸ'in çekirdeÄŸi, kırmızı dev evresinde de, büzüşmeye ve ısınmaya devam eder. Bu evre sadece milyon yıl sürer. ÇekirdeÄŸin sıcaklığı takriben milyon dereceye eriÅŸtiÄŸinde, önceki nükleer reaksiyonlarla oluÅŸan helyum karbona dönüşmeye baÅŸlar. Bu durum çok büyük bir enerji çıkışına neden olur. Artık, çekirdeÄŸin sıcaklığı yaklaşık milyon dereceye çıkmış ve helyum çok ani tutuÅŸmuÅŸtur. Bu evre flaÅŸ evresi (helyum flaÅŸ=helyum parlaması) olarak bilinir. Bu olay sonucu GüneÅŸ, kütlesinin hemen hemen üçte birini bir planeter nebula oluÅŸturmak üzere uzaya fırlatır. Çekirdek helyumun sürekli yanmaya baÅŸladığı yaklaşık milyon kelvine kadar soÄŸur. Daha sonra yarıçap bugünkü deÄŸerinin 10 katına, ışımagücü de 20 katına kadar düşer. Helyumun karbona dönüşmesinden sonra GüneÅŸ'in geri kalan kütlesi bir beyaz-cüce oluncaya kadar büzüşür ve soÄŸur. Yaklaşık 15 milyar yıl yaşında ve çapı bugünkünün % 1’i büyüklüğünde (yaklaşık Dünya'nınkine eÅŸit) olan GüneÅŸ'in ışımagücü de, bin kat azalarak, mevcut deÄŸerinin % ’ine kadar düşer. Beyaz cüce tamamen karbon çekirdeÄŸinden oluÅŸur. Son derece yoÄŸundur. GüneÅŸ kütlesinin yaklaşık yarısı Dünya büyüklüğündeki bir kürenin içine sıkışmıştır. YoÄŸunluk yaklaşık 2x109 kg/m3 dür. Bu, kg’lık bir kaç arabanın baÅŸ parmağımızın içine sıkışılması anlamına gelmektedir. Bir kaç milyar yıl içinde beyaz cücenin sıcaklığı ve ışımagücü yavaÅŸ yavaÅŸ azalır ve yaÅŸamı siyah cüce olarak bilinen soÄŸuk, siyah bir karbon artığı olarak son bulur.
GÃœNEÅ’İ BÄ°R YILDIZ OLARAK TANIYALIM
GüneÅŸ galaksimiz Samanyolu’ndaki yaklaşık milyar yıldızdan sadece biridir. Enerjisini merkezi kısmında meydana gelen termonükleer reaksiyonlardan saÄŸlar. Åu anki yaşı yaklaşık milyar yıl olmasına raÄŸmen, ancak en az bir o kadar daha ömrü vardır. Çapı milyon km ile aslında dev bir plazma küre olan GüneÅŸ bizden ortalama milyon km uzaklıkta bulunur. Bu uzaklığa raÄŸmen Dünya’nın ısı ve ışık kaynağı olma özelliÄŸini muhafaza eder. Dokuz gezegeni, asteroit kuÅŸağı, kuyruklu yıldızları ve meteorları ile birlikte bir sistem oluÅŸturmaktadır. Muazzam kütlesinin oluÅŸturduÄŸu çekim kuvveti O’na sistemin baÅŸ cismi olma özelliÄŸini vermiÅŸ, ve bu özelliÄŸinden dolayı sisteme ait bütün cisimleri idaresi altınd almıştır. Güneş’in oluÅŸturduÄŸu bu sisteme GüneÅŸ Sistemi denir. GüneÅŸ Sistemi aynı zamanda Galaksi merkezi etrafında yaklaşık milyon yılda –ki bu bir güneÅŸ yılı olarak gözönüne alınır- bir dolanım yapar. Güneş’in galaktik merkezden uzaklığı 30 ışık yılıdır.
Åekil 6. GüneÅŸ'in iç katmanlarının temsili resmi.
Çeşitli dedektörler ve aletlerle gözleyebildiğimiz yüzey tabakalarından elde ettiğimiz gözlemsel veriler ışığında iç yapısının teorik modeli oluşturulabilir. Buna göre en içte hidrojeni helyuma kaynaşma (füzyon) yoluyla dönüştüren kor (çekirdek) adını verdiğimiz nükleer fırın bulunur. Güneş’in asıl enerji kaynağı bu bölgedir. Bu bölgenin sıcaklığı yaklaşık 15 milyon kelvin, yoğunluğu da tonm-3 kadardır. Ro kalınlığında olan kordan sonra radyasyon bölgesi gelir. Korda nükleer kaynaşma ile üretilen enerji çevresindeki radyasyon bölgesi ile sınırlandırılmıştır. Korda üretilen gama fotonları radyasyon bölgesindeki atomik çekirdekler tarafından sürekli olarak absorblanır ve tekrar yayınlanır. Yüzeye doğru hareket eden fotonlar enerjilerinin çok büyük bir bölümü kaybederler, ve yüzeyden ayrıldıklarında gama fotonları artık görünür dalgaboylarındadır. Radyasyon bölgesinin kalınlığı R¤ kadardır. Gama fotonlarının radyasyon bölgesini katetme süresi yaklaşık 50 milyon yıl olarak hesaplanmaktadır. Bu tabakanın üzerinde sıcaklığın daha düşük olduğu konvektif bölge bulunur. Enerji bu bölge içinde konvektif işlemlerle yüzeye doğru taşınmaktadır. Konvektif bölgede çeşitli büyüklükteki hücresel yapılardan oluşur. Bölgenin en üstündeki hücre fotosferde granül olarak görünür. Bu, çeşitli büyüklüklere sahip hücrelerin oluşturduğu sirkülasyon gerek lekelerin gerekse güneş parlamalarının oluşumunda önemli rol oynayan kuvvetli manyetik alanların yaratılmasında başlıca etkendir.
Åekil 7. GüneÅŸ'in iç ve dış atmosfer tabakaları.
Åekil 8. GüneÅŸ'in X-ışın görüntüsü.
Güneş’in gözlenen yüzey atmosferlerini fotosfer, kromosfer ve korona oluşturur. Ayrıca kromosfer ile korona arasında son derece ince bir geçiş tabakası vardır. Fotosfer Güneş’in beyaz ışıkta gözle görülen tabakasıdır. Tabanını parlak granüller kaplar. Sıcaklığı yaklaşık derece, yüksekliği ise km civarındadır. Tabakanın en karakteristik özelliği güneş lekelerine sahip olmasıdır. Güneş lekeleri manyetik alanların yoğunlaştığı bölgelerdir. Fotosfer tabakasının üzerinde sıcaklık bir minimum ( ºK) değere düşer. Bu noktadan itibaren kromosfer tabakası başlar. Yoğunluk çok düşük sıcaklık ise 10 ºK civarındadır. Fotosferin parlak ışığından dolayı normal şartlar altında görülemez. Ya özel bir filtre yardımı ile (hidrojenin alfa çizgisinde) disk dahil olmak üzere veya bir tam güneş tutulması sırasında disk kenarında görülebilir. Tabakanın en karakteristik yapıları parlamalar, plaj alanları, filamentler (kenarda prominensler) ve spiküllerdir. Kromosferin kalınlığı km olarak verilir. Bu tabakanın üzerinde ince geçiş bölgesinden sonra Dünya’ya ve daha ilerisine kadar uzanan korona vardır. Son derece ince bir tabakadır. Partikül yoğunluğu bir güneş çapına kadar metreküpte iken 1 AB uzaklıkta 'ye kadar düşer. Korona, ancak bir tam güneş tutulması sırasında doğal olarak görülebilir. Ayrıca, örtücü bir diske sahip özel geliştirilmiş koronograf adı terilen teleskoplarla da görülebilir. Sıcaklığı 2 milyon derece civarındadır ve bunun sebebi bir çok alternatif teoriler önerilmesine rağmen tam olarak bilinmemektedir. Korona kuvvetli bir X-ışın kaynağı olmasından dolayı Dünya ve yakın Dünya çevresi için önemlidir. Dünya atmosferinin bu dalga boylarına geçirgen olmamasından dolayı bu tür gözlemler uydulardan yapılmaktadır. Koronada koronal delik olarak adlandırılan normal koronal yoğunluğun en az üç mertebe daha az yoğunluklu bölgeler vardır ki bunlar koronal materyalin güneş rüzgarı şeklinde serbest olarak Güneş’ten kaçmasını sağlarlar. Gezegenlerarası ortamdan geçerek Dünya’ya kadar ulaşan bu materyal, Dünya’nın manyetik alanında bir dizi karışıklıklar meydana getirir. Koronal deliklerin Dünya üzerindeki bu etkilerinden dolayı, onların sayılarının ve büyüklüklerinin araştırılması önemlidir.
Bilimadamları koronayla dört temel sebepten dolayı ilgilenmektedir. 1. Korona Güneş’in nasıl çalıştığına dair çok şey söyler. Güneş tarafından yayınlanan enerjinin tamamı koronadan geçer. Sıcaklığının neden birkaç milyon derece kadar yüksek olması halen bir açık soru olmakla beraber günümüzde enerjinin manyetik alanlarla yayıldığını ve bu durumun sıcaklığı izah edeceğini söyleyen teoriler hakimdir. 2. Güneş koronasının incelenmesiyle yakın Dünya çevresi hakkında ve ona etki eden olumsuzluklar hakkında daha fazla şeyler öğrenebiliriz. Dış korona, Güneş Sistemi’ni dolduran ve güneş rüzgarı olarak bilinen yüklü partikül akıntısı şeklinde gezegenlerarası uzaya doğru uzanır. Güneş parlamaları ve koronal kütle atımı gibi Güneş’te meydana gelen şiddetli parlamalar kutup tanına, uçuşların ve haberleşmenin devre dışı kalmasına, suni uyduların devrelerinin yüklenmesine, ve Dünya üzerindeki elektrik şebekelerine etkisi olabilmektedir. Güneş’in ışıma gücündeki değişimler keza Dünya’nın havasını ve iklimi oluşturan nedenleri etkileyebilir. 3. Güneş nispeten sarı bir cüce yıldızdır, onun incelenmesi bize ayrıntılar hakkında bilgi verir. Onun yakından incelenmesiyle elde edilen bilgiler diğer yıldızlara da uygulanabilir.
Åekil 9. GüneÅŸ disk kenarında görülen aktif loop prominensi
Örneğin X-ışın gözlemevleri, özellikle Chandra uydusu Güneş benzeri diğer bir çok yıldız etrafında koronalar keşfetmektedir. Böylece, Güneş koronasının yakından incelenmesiyle diğer yıldızların koronaları hakkında da bilgi edinilmiş olunur. 4. Güneş Dünya’da yaratamadığımız şartları sağlayan bir fizik laboratuardır. Örneğin koronanın yoğunluğu öyle düşüktür ki laboratuarda bir vakum ortam olarak gözönüne alınabilir.
GÃœNÃœMÃœZ GÃœNEÅ BÄ°LÄ°MÄ°
Güneş'in aslında potansiyel bir tehlike olduğu bilinciyle yola çıkıldığında onun ayrıntılı incelenmesi gerçeği daha iyi kavranır. Çoğu insan onu sadece sabah doğan ve her akşam batan bir cisim olarak tanır. Güneş'in enerjisinde olabilecek değişimlerin ve manyetik aktivitenin suni uydular, uzayda veya uzay yolculuğunda bulunan insanlar, haberleşme, Dünya üzerindeki elektrik santralleri ve boru hatları, özellikle kutup rotasından uçan uçakların içindeki insanlar, göçmen kuşlar ve hatta kalp hastaları üzerine bir dizi hayati etkileri olduğu artık bilinmektedir. Güneş'te meydana gelebilecek bir patlamanın ve bunun Dünya'ya ne zaman ve şiddette çarpacağının iyi tahmin edilmesi yukarıda sayılan etkilere tedbir alınması açısından önemlidir. Bütün bu durumlar, Güneş'in çok iyi incelenmesi için özel nedenler teşkil eder. Gezegenimizdeki yaşamın başlamasında ve mevcudiyetinin devamında yıldızımızın merkezi rolünün bilinmesini isteriz. Aynı zamanda, Güneş, evreni anlamamızda da eşsiz bir labaratuvar olarak karşımıza çıkar.
- Åekil GüneÅŸ disk kenarında görülen aktif loop
- prominensi.
- Åekil Babcock modeli çerçevesinde güneÅŸ lekelerinin oluÅŸumu.
GüneÅŸ'teki ÅŸartlar Dünya'dakinden çok farklıdır. GüneÅŸ'in üzerinde meydana gelen fiziksel iÅŸlemler olay gözlenmediÄŸi sürece önceden tahmin edilemez. Bu prosesler aynı zamanda Dünya'da labaratuvarlarda incelenemeyecek kadar çok büyük bir ölçekte meydana gelmekte ve bilgisayarlarla da modellenemeyecek kadar çok karmaşık yapı arz etmektedir. GüneÅŸ'de meydana gelen fiziksel proseslerinin Dünya'da olmayışı, bunların çok deÄŸiÅŸik fizik ÅŸartlarda meydana gelmesi (sıcaklık, basınç, yoÄŸunluk) sonucudur. Sıcaklıktan dolayı iyonize halde bulunan gaz elektriksel olarak iletkendir, ve kuvvetli manyetik alanların içinde hapsolmuÅŸ durumdadır. GüneÅŸ'in Dünya'dan çap olarak kat daha büyük olması onun farklı fiziksel özelliÄŸe sahip olmasını saÄŸlar. YoÄŸunluk ve sıcaklık farkları bölgeden bölgeye binlerce, milyonlarca kat deÄŸiÅŸiklik gösterir. Önemli proseslerin boyutları atomik ölçekten yüzbinlerce kilometre mertebesine kadar uzanır. Hızlar Dünya'da alışık olmadığımız ölçeklerdedir. Plazmanın hızı Jet uçaklarından çok daha fazladır. GüneÅŸ yüzeyine yakın yerlerde hızlar yaklaşık km/saatten, koronada km/saate çıkar. Åartlar sadece Dünya standartlarında alışılmışın ötesinde deÄŸil aynı zamanda anahtar teÅŸkil edecek temel GüneÅŸ prosesleri üzerine yapılan geleneksel yaklaşımları da altüst eder. Bu aÅŸamada GüneÅŸ astronomları, GüneÅŸ'in son derece karmaşık ve modellenmesi çok zor olan kaçınılmaz sonuçları ile yüzyüze kalır. Manyetik alanlar ve türbülans halindeki plazma çok farklı ölçeklerde umulmadık bir ÅŸekilde bir araya gelebilmekte ve deÄŸiÅŸik yapılar oluÅŸturmaktadır. Manyetik alanlar ve yüksek hızda partiküller çok uzak bölgeler arasında hızlı enerji transferine neden olurlar. Aslında GüneÅŸ'te olan bu fiziksel iÅŸlemler tam olarak anlaşılamamaktadır. Tam olarak ayrıntıları bilmek için bütün girdilerin iÅŸin içine dahil edilmesi gerekir. Bütün olarak bir sistemin davranışındaki gerçeklik sistemi meydana getiren parçaların toplamından temelde farklı olduÄŸu düşüncesi nispeten yenidir. Hatta lineer olmayan fizik ve kaos teorisi de bu prensibi doÄŸrular. Fizik Dünya'yı anlamaya çalışmak için önce yalıtılmış basit problemleri gözönüne alırız, sonra karmaşık bir iÅŸlemi kavramak için onları birbirine ekleriz. Bir çok durumda bu gayet iyi çalışır, fakat Dünya veya GüneÅŸ üzerindeki hava tahmini gibi, gerçekten büyük problemlerle uÄŸraÅŸtığımız zaman bu yaklaşım temelde yanlış çıkar.
Bir senfoni meydana getirdiÄŸinizi düşünün. Orkestranın bütününün çıkaracağı sesi düşünürken her bir enstrümanın bağımsız olarak iÅŸlevini ortaya koyarsınız. Bu çalışır, çünkü siz her bir aletin hangi sesi çıkaracağını bilirsiniz. Fakat gerçek Dünya'da bir çok olayda bu yaklaşım baÅŸarılı olamaz, çünkü olaylar arasında lineer olmayan etkileÅŸimler vardır. Aletlerden bir tanesinin orkestradaki diÄŸer aletlerin ne yaptığına baÄŸlı olarak sesini deÄŸiÅŸtirmesi gibi. GüneÅŸ'i bir bütün olarak anlamak için onun lineer olmayan karmaşıklığının kavranması gerekir. Karmaşık "ölçek kavramı" (=scale coupling) bir çok astrofizik olayda oluÅŸur. Åanslıyız ki, GüneÅŸ bu prosesleri ayrıntılı inceleyebilmek için bize yeterince yakındır. Günümüz Dünya ve uzay tabanlı aletleri, GüneÅŸ'in çekirdeÄŸinden en dış seyrek atmosferine kadar eÅŸi benzeri görülmemiÅŸ görünüşlerini sergileyebilmektedir. Keza günümüz bilgisayarları, sistemin tamamının canalıcı kısımlarının güvenilir modelini yapacak kadar hızlı ve güçlü durumdadır. Sistemin iç dinamiÄŸindeki karmaşık iliÅŸkiler GüneÅŸ ve uzay havasının ayrıntılı tahminini güçleÅŸtirir. TahminedilemezliÄŸi tahmin etmeÄŸe çalışarak gayretlerimizi boÅŸa harcamak yerine mümkün olmayanlardan mümkün sonuçları ayırıp düzenlilikleri araÅŸtırmalıyız. Ayırdedilenler daha iyi tanımlanmaya baÅŸlanınca tahminlerin insanlık için ne kadar deÄŸerli olduÄŸu anlaşılacaktır.
Güneş'in değişken olmasının altında yatan neden Güneş'in manyetik alanıdır. Güneş dinamiğinin bu genel yapısı, Dünya'dan gözlediğimiz iç kısma, yüzeye ve atmosfere ait tüm olayları etkiler
Åekil Zamanla deÄŸiÅŸen Güneş’in manyetik alanı. Zaman dizisi sol alttan (8 Ocak , önceki güneÅŸ leke maksimumu) baÅŸlar saÄŸ altta (25 Temmuz ) içinde bulunduÄŸumuz çevrimim maksimumuyla biter. Görüntüler Kitt Peak Ulusal Gözlemevindeki Kuleli Vakum Teleskopuyla çekilmiÅŸtir.
- Åekil Güneş’in karmaşık ve deÄŸiÅŸken iç rotasyonu. Yüzeye bakıldığında (solda) iyi bilinen diferansiyel rotasyon (sarı) ortalamasından daha hızlı (kırmızı bantlar) ve daha yavaÅŸ (yeÅŸil bantlar) bölgeler görülür. Güneş’in iç kısmına doÄŸru (saÄŸdaki kesit) bu bantlar belirli bir derinliÄŸe kadar devam etmektedir. Konvektif bölgenin tabanına yakın (noktalı yarı daire) kırmızı hızlı dönmeyi mavi yavaÅŸ dönmeyi gösterir. Ä°ki görüntü arasındaki 6 ay süresinde ekvatoral derinliklerdeki hızlı (kırmızı) bant yavaÅŸ (mavi) banda dönüşür, halbuki bunların hemen altındaki tabakalar bunun zıddını göstermektedir. Bu çevrim yaklaşık her yılda tekrarlanır.
Güneş'in manyetik alanı , km derinliğe kadar uzanan kaynayan konvektif hareketlerin dönmeyle etkileşmesi sonucu ortaya çıkar. Konvektif hareketler manyetik alanları yaratan elektrik akımlarını üretmekte, dolayısiyle ortaya çıkan manyetik alanlar da daha fazla elektik akımlarının üretilmesine yardımcı olmakta ve böylece bir dinamo etkisi ortaya çıkmaktadır. Manyetik alanın değeri yeteri kadar büyük olduğunda alanı tutan gaz paketi yüzeye doğru bir kaldırma kuvveti ile yükselir. Yüzeyde yani fotosferde bu alanlar kendini iki kutuplu güneş lekeleri olarak gösterir. Alanın en yoğun olduğu noktalar güneş lekesi olarak, daha zayıf olduğu çevre bölgeler ise aktif bölge olarak isimlendirilir. İki kutuplu bu bölgelerin sayılarındaki artma ve eksilme yaklaşık yıllık bir peryod gösterir ki buna güneş leke çevrimi denir. İki kutuplu bölgeler doğu-batı doğrultusunda yönlenmişlerdir ve hakim manyetik polariteleri de bulunduğu yarımkürenin işaretinin zıttıdır. Her bir güneş leke çevriminde bu polariteler yönlerini ters çevirir ve böylece tam bir manyetik çevrim yıl sürer. Manyetik bölgelerin büyüklüğü km 'den magnetogramlarla yapılan gözlemlerde ayırmagücümüz olan yaklaşık km 'ye kadar uzanır. Ölçek olarak küçük bölgeler büyük bölgelerden daha fazladır fakat hakim bir büyüklük yoktur. Ancak, her bir boyuttaki manyetik yapının toplam manyetik aktiviteye katkısı vardır ve güneş çalışanların bu durumu gözardı etmemeleri gerekir. Güneş'in derinliklerinde oluşan manyetik alan üretme proseslerinin ayrıntıları, anlaşılması zor olduğundan problemin çözümü göz korkutur. Bununla birlikte manyetik alan üretim mekanizmalarının anlaşılmasında önemli ilerlemeler katedilmiştir. Yakın zamana kadar Güneş'in iç yapısı hakkında sadece teorik yaklaşımlar yapabilmekteydik. Bugünlerde ise Güneş'in iç kısmından gelen son derece düşük frekanstaki ses dalgalarının incelenmesi olan helyosismolojiyle çekirdeğe kadar olan derin tabakalar hakkında gözlemsel sonuçlar çıkarılabilmektedir. Bu dalgalar kendilerini son derece kurnazca Güneş yüzeyinde gösterebilmektedirler. Helyosismoloji, çoğu yaklaşık 5 dakika peryodlu, minnacık yüzey osilasyonlarının milyonlarca frekansını analiz ederek, Güneş'in iç kısmındaki herhangi bir yerin ses hızını dolayısiyle sıcaklık, hareket ve kimyasal bileşimini ölçebilir.
Teorik modellerle helyosismolojinin birbirleriyle uyum göstermesi, gözlenen düşük nötrino akısının gerçek bir problem olduğunu ve bunun fizikçiler tarafından çözülmesi gerektiğini ortaya koymaktadır. Problem nötrinoları anlamamızda yatmaktadır, yoksa Güneş’te değil. Sonuç olarak, fizikçilerin daha önce düşünmedikleri bir ihtimal olan birinden diğerine dönüşen üç tip nötrinoya müsaade eden radikal yeni fikirleri takip etmeleri gerekmektedir.
Gerçi, Güneş’in iç yapısı ile ilgili teori ve gözlem arasındaki uyum mükemmel değildir. Radyasyon ve konveksiyon bölgeler arasındaki sınırın belirlenmesinde ‘e varan sapmalar vardır. Bu küçük sapmalar belki de kuvvetli manyetik alanlardan ve konvektif hareketlerin radyasyon bölgesine azda olsa bir karışımından ileri gelmektedir. Bu tür etkiler helyosismoloji ve muazzam bilgisayar hesaplarıyla ayrıntılı incelenmektedir.
Åekil SOHO’da bulunan MDI aleti kullanılarak helyosismoloji ile ölçülen Güneş’in iç kısmının dönme periyotları
Helyosismoloji yapısal bilgiden çok daha fazla bilgi sağlar. Güneş’in içerisindeki oluşumların üç boyutlu hareketli haritalarını sağlar. Göz önüne alınan her hangi bir gaz kabarcığı için açısal momentumun büyük ölçüde korunması gerektiğinden ve gaz kabarcıkları arasındaki açısal momentum değişiminin zor olmasından dolayı teorikçiler Güneş’in dönme eksenine paralel silindirlerde dönmenin sabit olması gerektiğini beklerdi. Fakat görünürde, konvektif karışım veya dalgaların ya da hakim sirkülasyonun birleşmesi neticesinde açısal momentum beklenenden çok daha farklı bir şekilde nakledilir. Bu karmaşık problem üzerine çalışmalar devam etmektedir. Hatta bazı ümit verici sonuçlar da vardır, henüz genel kabul görmüş model yoktur.
Güneş’in iç kısmına doğru ilerlendiğinde dönme profilinde büyük sürprizlerle karşılaşılır. km kalınlığındaki yüzey tabakası derin iç tabakalardan daha yavaş döner. Hiç kimse bunun nasıl olduğunu bilmiyor. Son zamanlarda helyosismologlar konvektif bölgenin tabanına yakın yerlerde, bir yılı biraz aşan periyotlu, rotasyon hızının bir arttığı bir azaldığını bölgeler keşfettiler. Son bilgiler, Güneş kütlesinin büyük bir kısmını içeren iç bölgelerin katı bir cisim gibi döndüğünü vermeketedir. Konveksiyon simülasyonları, büyük ölçekli diferansiyel rotasyonun nasıl ortaya çıktığına dair bir bakış açısı vermeye başlamış, fakat bu sonuçlar henüz gözlemlerle teyit edilmemiştir.
Åekil MDI ile alınan helyosismogramlardan ölçülen bir güneÅŸ lekesinin altındaki bölgede ses hızın bir görüntüsü. En üst yüzey üzerinde güneÅŸ lekesi görünen beyaz ışık görüntüsü. Düşey kesit km ‘ye kadar iner. Kırmızı ortalama ses hızından daha hızlı, mavi ortalamadan daha yavaÅŸ bölgeleri gösterir. Ses hızı hem gazın sıcaklığından hem de ortama karışmış manyetik alandan etkilenmektedir. En alt düzlem km derinlikteki ses hızındaki deÄŸiÅŸimleri gösterir. Not: Düşey eksen eÅŸele uygun çizilmemiÅŸtir
Güneş’in iç kısmına doğru ilerlendiğinde dönme profilinde büyük sürprizlerle karşılaşılır. km kalınlığındaki yüzey tabakası derin iç tabakalardan daha yavaş döner. Hiç kimse bunun nasıl olduğunu bilmiyor. Son zamanlarda helyosismologlar konvektif bölgenin tabanına yakın yerlerde, bir yılı biraz aşan periyotlu, rotasyon hızının bir arttığı bir azaldığını bölgeler keşfettiler. Son bilgiler, Güneş kütlesinin büyük bir kısmını içeren iç bölgelerin katı bir cisim gibi döndüğünü vermeketedir. Konveksiyon simülasyonları, büyük ölçekli diferansiyel rotasyonun nasıl ortaya çıktığına dair bir bakış açısı vermeye başlamış, fakat bu sonuçlar henüz gözlemlerle teyit edilmemiştir.
Konveksiyon ve radyasyon bölgesi arasındaki girişimin manyetik alanların üretimi için önemli olduğuna inanmamızı gerektirecek iyi sebeplerimiz var. Bu ara bölgede manyetik alanlar gerilmekte, şiddetlenmekte ve yapılar doğu batı doğrultusunda sıralanmaktadırlar. Manyetik alan belirli bir şiddete eriştiğinde manyetik kaldırma kuvveti onu yukarı doğru yükseltmeye başlar. Fakat problemler vardır. Bilgisayar modelleri manyetik alanın yüzeye kadar parçalanmadan çıkabilmesi için son derece şiddetli olması gerektiğini gösterir. Kutup bölgelerine yakın yüzeye çıkmamaları içinde yeteri kadar şiddetli olmaları gerekmektedir. Zaten bu bölgelerde aktif bölgeler görülmemektedir.
Åayet, bir manyetik alan paketçiÄŸi dağılmaya karşı koyacak kadar kuvvetli ise parçalanmaya mani olmalı ve gaz akıntılarını yönlendirmelidir. Bundan dolayı manyetik alanın üretimi için oluÅŸturulacak bir modelin gaz akıntıları ve manyetik alanlar arasındaki birleÅŸmeyi iyi tanımlaması gerekir. Böyle bir model henüz mevcut deÄŸildir çünkü yükselen manyetik alanlar için bilgisayar modelleri sadece manyetik alan paketçiklerinin nispeten küçük kaldığı tesir kesitleri için geçerlidir. Bir gaz paketçiÄŸi konvektif bölge boyunca yükselirken çevresindeki basınç azaldığından geniÅŸleme gösterir, aynı yükselen bir balonun geniÅŸlemesi gibi. Hiçbir varsayım yoktur ki paketçik yüzeyin yaklaşık km altına geldiÄŸinde parçalanmasın. Hiç kimse bu gaz paketçiÄŸinin son kilometreleri geniÅŸlemeden ve çok zayıf parçalara ayrılmadan yükselip nasıl hayatta kaldığını anlayamaz; balonun malzemesi patlamasını engelleyecek kadar kuvvetli olmamalı. Son km Güneş’in km ’lik yarıçapı ile mukayese edildiÄŸinde küçük görünebilir. Fakat son km ‘de yoÄŸunluk faktörü kadar düşmesine raÄŸmen buna paralel olarak geniÅŸlemesi gereken manyetik alan paketçiÄŸi geniÅŸleme göstermez. Manyetik alan tahminlere karşı koyarak kuvvetli, küçük paketçikler ÅŸeklinde yüzeyde parçalanma gösterir. Bu paradoks, modelin yüzeyde ortaya çıkan aktif bölgelerin tercih ettikleri yerleri ve bölgelerin yönelimlerini gayet baÅŸarılı açıklıyor görünmesine raÄŸmen, büyük derinlikler için geçerliliÄŸinin sorgulanması gerektiÄŸini ortaya koyar.
İlgi çeken bir durum, yüzey altındaki nispeten daha sığ tabakalara kadar olan bölgeye gözlemsel yolla erişilebilmektedir. Zaman-uzaklık (time-distance) veya yerel helyosismoloji (local-helioseismology) olarak isimlendirilen helyosismolojinin yeni bir kolu, bilgisayar simulasyonlarının henüz bize yol gösteremediği bu yüzey altına yakın tabakalardaki ses hızının oluşturduğu küçük pertürbasyonların haritalarını çıkarabilmektedir. Konvektif tabakanın tabanında oluştuğu görülen Güneş’in genel manyetik alanına ilaveten bazı tip küçük jeneratörler muhtemelen konvektif bölgenin tamamında rol oynarlar. Bilgisayar modelleri konveksiyonun onlara neden olan hareket enerjisinin % 20 kadarını ihtiva eden manyetik alanları yaratabileceğini gösterir. Bu tür proseslerin muhtemelen önemli bir kısmı derinliğe bağlı olarak ölçekte oluşur, fakat bunu problemin tamamına uygulamak hala çok zordur. Bilimadamları hala bütün bu ölçeklerin nasıl etkileşebileceğinin yollarını aramaktadır.
Örneğin, teorikçiler büyük ve küçük ölçekli manyetik alan oluşumlarının birleşmesi sonucunda 11 yıllık aktivite çevriminin muntazam olmayan bir modülasyonu olan ve ara sıra meydana gelen uzun dönemli düşük bir aktivitenin ortaya çıkacağına işaret etmektedirler. Böyle bir olay 17th yüzyıldaki Maunder Minumumu olabilir. Bu dönemde () yaklaşık 70 yıl güneş leke aktivitesi çok düşük seviyelerde seyretmiştir. Bunlar, güneş aktivitesinin uzun dönemli tahmin edilmesi yolunda bizi cesaretlendirici adımlardır.
GÃœNEÅ RÃœZGARI
Yukarıda belirtildiği üzere Güneş'ten güneş rüzgarı şeklinde sürekli bir madde akıntısı dış uzaya doğru yayılmaktadır. Korona, plazmanın aşırı derecede yapısallaştığı bir bölgedir. Bu yapıyı Güneş'in yüzeyinden dış koronaya kadar uzanan Güneş'in manyetik alanı şekillendirir. Korona pozitif yüklü çekirdekler ve negatif yüklü elektronlar topluluğu olduğundan mükemmel bir elektriksel iletkenliğe sahiptir. Bu iletkenliğin sonucu olarak koronal plazma manyetik alan çizgileri boyunca hareket edebilir. Manyetik alan çizgilerinin kapalı ve açık olmak üzere iki tipi vardır. Kapalı alan çizgilerinin ayakları fotosferde iki noktada demirlenmiş olarak koronaya bir ilmek veya bir yay şeklinde uzanmaktadır. Bu manyetik alan çizgilerin görünür tezahürü prominenslerin hareketinde açıkca görülebilir.
Åekil Aktif bir güneÅŸ olayı ile Dünya manyetosferinin etkileÅŸimini gösteren temsili resim.
Açık manyetik alan çizgileri fotosferde sadece bir noktada demirlenmiştir ve gezegenler arası uzaya kadar uzanabilir. İşte bu koronadaki açık manyetik alan bölgeleri bir güneş rüzgarı oluşturacak şekilde dış uzaya doğru uzanır. Genişleyen koronal gaz veya güneş rüzgarı gezegenlerarası uzayı doldurur. Plazmanın içine gömülmüş vaziyette bulunan manyetik alanlar gezegenlerarası manyetik alanı (GMA) oluşturmak üzere güneş rüzgarı ile uzaya taşınır. Yaklaşık güneş yarıçapından sonra Güneş'in manyetik alanı güneş rüzgarı akıntısı tarafından idare edilmekte ve hemen hemen radyal bir doğrultuda Güneş'ten uzaklaşmaktadır. Ancak açık manyetik alanların bir ayağı fotosferde demirlenmiş olduğundan ve Güneş'te ekseni etrafında döndüğünden, bu doğrultu Güneş'ten uzaklaştıkça radyallikten sapar ve bir bahçe fiskiyesinden çıkan suyun çizdiği spiral örneğe benzer tarzda bir yayılım gösterir. Radyallikten sapma bir astronomik uzaklıkta, Dünya civarında, yaklaşık 45 dereceye ulaşır, daha ilerlerde alan hemen hemen radyal doğrultuyla 90 derecelik bir açı yapacak kadar eğilir. Güneş rüzgarının bir astronomik birim (1 AB= milyon km) uzaklıktaki ortalama hızı kms-1 dir. Bu hız sabit değildir. Hız, Güneş aktivite çevriminin evresine bağlı olmakla beraber, aktif bir bölgede meydana gelen bir parlama veya koronal kütle atımı gibi aktif olaylarla da direk olarak bağlantılıdır. Güneş rüzgarının hızı kms-1 'yi geçebildiği gibi kms-1 'ye kadar da yavaşlayabilir. Yakın uzay çevremizde güneş rüzgarının ortalama yoğunluğu santimetreküpte yaklaşık 7 protondır. Dünya'nın manyetik alanı tarafından hapsedilen güneş rüzgarı geomanyetik fırtına ve aurora gibi olaylara neden olur. Güneş rüzgarı yayınlanırken yoğunluğu uzaklığın karesi ile ters orantılı olarak düşer. Rüzgar Güneş'ten yeteri kadar uzaklaştığında helyopause olarak isimlendirilen bir bölgeye gelir ve bu noktadan ileriye gitmesi engellenmeye başlar, ve yerel yıldızlararası ortamın manyetik alanı ve partikülleri güneş rüzgarının hızını kms-1 'den 20 kms-1 'ye kadar düşürür. Bu geçiş bölgesinin yeri tam olarak bilinmemekle beraber direk uzaygemisi ölçümlerinden elde edilen sonuçlardan bölgenin en azından 50 astronomik birimden daha uzakta olduğu yönündedir. 'de Voyager 1 ve 2 'den gelen 3 kHz radyasyon gözlemleri bunun durdurucu şoktaki bir radyo patlamasından ortaya çıktığı şeklinde izah edilmişti. Bu patlama Voyager 2 tarafından gözlenen güneş rüzgarındaki bir olayla tetiklenmiş olabileceği şeklinde yorumlanmıştır. Tetiklenme olayı ve 3 kHz radyasyonun gözlenmesi arasındaki zaman gecikmesinden durdurucu şokun uzaklığının ila AB arasında olabileceği sonucu çıkmıştır
GÃœNEÅ'Ä°N YAKIN UZAY ÇEVREMÄ°ZE ETKÄ°LERÄ°
Dünya’mızın iki tür koruyucu özelliÄŸi vardır. Åayet bu koruyucu özellikleri olmasaydı Güneş’ten direk olarak gelen yüksek enerjili ışınım ve yüklü partiküller yaÅŸam için öldürücü üzeyde tehlikeli olurdu. Birinci koruyucu özelliÄŸi, X ve morötesi ışınımın deniz seviyelerine kadar inmesini engelleyen atmosferidir. Enerjitik fotonlar atmosferdeki moleküller çarparak soÄŸurulurlar ve alt seviyelere indiklerinde biyolojik tahribat oluÅŸturmayacak ÅŸekilde uzun dalgaboylarında yayınlanırlar. Ä°kinci koruyucu özelliÄŸi ise bir manyetik alana sahip olmasındır. Dünay, manyetik alanı sayesinde güneÅŸ rüzgarı ÅŸeklinde Güneş’ten gelen yüklü partiküllerden canlı organizmaları korur. Güneş’te çok büyük parlamalar olsa bile bu manyetik kalkan vazifesini görür.
Åekil Kuzey kutup ışıkları.
Åekil Kuzey kutup ışıkların uzaydan görünüşü.
Günlük yaşadığımız çevrede mevcut manyetik kuvvet pek önemli değildir. Manyetik alanı tesbit edebilmek için pusula iğnesi gibi hassas bir alete ihtiyaç duyarız. Çevremizdeki materyal, hatta soluduğumuz oksijen ve azot elektriksel olarak nötür yani etkisizdir. Gerçi oksijen atomları negatif elektrik yüklü elektronlar ve pozitif protonlardan oluşmuştur, fakat her iki yük birbirlerini dengelediklerinden elektrik ve manyetik kuvvetler yok olmuş olur. Manyetik kuvvetler nötral atomlara hemen hemen hiç etki etmezler. Ancak Dünya atmosferinin km veya daha üstüne çıktığımızda doğal çevre gayet farklılaşır. Bu yüksekliklerde atmosfer Güneş'in X ve morötesi ışınları (keza diğer nedenlerden dolayı) tarafından ısıtılır, ve bölgedeki atomlardan elektron koparılmasını sağlayarak atomların pozitif yüklü "iyon" haline geçmesini sağlar. Bu elektrik yüklü parçacıklar manyetik kuvvetlerle kuvvetli bir şekilde etkileşir, ve alan tarafından tuzaklandığı gibi idare de edilirler. Uygun bir enerji girişi ile, bu parçacıklar keza yüksek hızlara ivmelendirilebilir, elektrik akımları doğurabilir ve çeşitli tipte radyo dalgaları yayınlamasına sebep olabilir. Bu tür serbest elektron ve iyonların güney (manyetik) kutbuna yakın bir yerden ortaya çıkan manyetik alan çizgileri tarafından rehberlik edilerek tekrar kuzey kutbuna yakın Dünya'ya girdiği bilinmektedir.
Elektronlar ve iyonların kuvvet çizgilerine bir tele dizilmiş boncuklar gibi tutunma eğilimleri vardır. Parçacıklar bu tutumu takınırlarken aynı zamanda enerji düzeylerine bağlı olarak komşu çizgilere de geçiş yapabilirler. Dünya'ya yakın kuvvet çizgilerinin yapısı bölgede bulunan serbest elektron ve iyonların hareket ve davranışlarının çoğunu da belirler. Yakın uzayda manyetik alanları ölçmek için dolanan uydular, kuvvet çizgilerinin her doğrultuda sonsuz uzağa gidemediklerini ve Dünya'nın manyetosferi adını verdiğimiz bir boşluk içinde alan çizgilerinin habsolduklarını tesbit etmişlerdir. Bu bölgenin içinde olayları graviteden ziyade manyetik alanlar tayin etmektedir. Manyetosferin dış kısmındaki uzaya ise Güneş hükmeder. Yani bu dış bölge,Güneş tarafından yayınlanan serbest iyon ve elektronların oluşturduğu hızlı güneş rüzgarıyla şekillendirilir. Dünya üzerinden gözlenen olayların sadece bir kaçı manyetosferden gelir:
Åekil Manyetosfer ve ayrıntıları.
Manyetosferde manyetik alan değişimleri olduğu zaman -ki bunları manyetik fırtınalar veya tali fırtınalar olarak isimlendiriyoruz- özellikle her iki yarım kürede yüksek enlemlerde, açık bir gecede atmosferde yeşilimsi bir kızarıklığa şahit olunur. Sürekli hareket eden ve değişim gösteren bu kızarıklığa uzaydan gelen hızlı elektronların atmosferdeki atomlara ve moleküllere çarpması sebep olur. Kutup ışığı, kutup tanı veya "aurora borealis" adı verilen bu ışıklar yaklaşık km 'lik bir yükseklikte oluşurlar. Kuzey yaryküreden görünen bu ışıklara Kuzey Kutup Işıkları (aurora borealis), Güney yarymküreden görünen ışıklara da Güney Kutup Işıkları (aurora australis) adı verilir. Auroranın yeşil ışığı bilinen hiçbir elementle uyum göstermediğinden bilimadamlarını uzun süre hayretler içinde bırakmıştır. Daha sonra bu ışıklara çok seyrek üst atmosferdeki oksijen atomlarının bulunduğu bazı özel şartların sebep olacağı anlaşıldı. Daha ender görülen kırmızı ışıklara ise gene elektronların oksijen atomlarına fakat çok daha yüksek tabakalarda çarpması neden olmaktadır
Radyasyon Kuşakları: Dünya’nın gerçekte farklı orijinli iki radyasyon kuşağı vardır. Bunlardan birincisi iç kuşak, Explorers 1 ve 3 uçuşları sırasında Van Allen Geiger sayıcısı ile keşfedilmiştir. Bu kuşak ekvatorun hemen üzerinde yoğun olarak belirli bir bölgeyi işgal eder. Nispeten düşük şiddete sahip kozmik radyasyonun bir yan ürünüdür. Uzay araçlarına kolaylıkla nüfuz edebilecek Mev enerjilik protonlar çoğunluktadır.
İç radyasyon kuşakları Dünya’ya yakın son derece kararlı bir yörünge oluşturur. Dünya’nın kozmik ışınlardan aldığı enerji miktarı yıldız ışığından aldığı ile mukayese edilebilir düzeydedir. Ancak, zamanla partiküllerin iç kuşakta birikmesi kuşağın şiddetinin artmasını sağlar. Kozmik ışınlar bilindiği gibi her doğrultuda gelen ve Dünya’yı bombardımana tutan hızlı pozitif iyonlardır. Sayıları az olmakla beraber her bir parçacığın enerjisi çok yüksektir. Atomik çekirdeklerle çarpışmaları sonucu kısa ömürlü partiküller yaratsalar da parçacıkların çoğu atmosfer veya yer tarafından absorblanırlar. İkincisi dış kuşak, Pioneer 3 ve 4 uzay sondaları sırasında keşfedilmiş, iç kuşağın dışında tuzaklanmış partiküllerin oluşturduğu geniş muz şeklinde bir yapı arzeder. Bu muz şekli partiküllerin manyetik alana tutunmaları ve alan çizgileri boyunca sürüklenmeleri neticesinde olmuştur. 25 Ocak tarihine kadar dış kuşağın iyon ve elektronlarının manyetosferin gece tarafında “manyetik kuyruk†boyunca uzanan alan çizgilere tutunmaları sonucu oluşturduğu sanılmaktaydı, ancak IMAGE uydusunun gönderdiği görüntülerde yoğun bir güneş rüzgarı döneminde kuşağın ön kısmının da Güneş'e doğru uzandığı tesbit edilmiştir.
Åekil 25 Ocak tarihinde IMAGE uydusu tarafından ilk kez büyük ölçekte alınan Dünya'nın manyetosfer tabakası. GüneÅŸ'e doÄŸru uzanan bir manyetik kuyruk dikkat çekmektedir.
İç kuşağın aksine dış kuşak sürekli değişim gösterir. Bu bölgede bir dizi karmaşık fiziksel olaylar cereyan etmektedir. Arasıra oluşan şiddetli patlamalar Dünya tarafındaki plazma kuyruğunu Dünya'ya yakın manyetosferin içine iter, bu sırada yüksek voltajlı elektrik alanları üretilir, ancak bu durum kuyruktaki partiküllerin frenlenerek belirli yörüngelere girmesine ve onların yüksek enerjilere çıkmasını da sağlar. Patlama sona erdiğinde elektrik alanda ölür, fakat partiküller kendilerini halka akımlarının yörüngelerinde ve dış radyasyon kuşağında tuzaklanmış olarak kitler. Daha düşük enerjili patlamalar tali fırtınalar (substorm) olarak bilinir, ve bunlar çok daha sık meydana gelirler.
Partiküllerin enerji düzeyleri: Bir gazın atom ve moleküllerinin sürekli hareket halinde olduğunu, birbirlerine hızla çarptıklarını ve bulundukları ortamı hemen doldurduğunu hepimiz biliriz. Gaz ne kadar sıcaksa partiküller o kadar hızlı ve dolayısıyla daha fazla enerjiye sahip olur. Bir plazmadaki serbest iyonlar ve elektronlar da aynı davranışı gösterir. Sıcaklığı bildiğimiz takdirde iyon ve elektronun enerjisini hesaplayabiliriz. Ancak, durum uzayda böyle değildir. Uzayda gözlenen bu parçacıklar genelde çok fazla enerjitik olmakta hatta ışık hızına yakın hızlarda hareket etmektedirler. Bu durumun bir açıklaması, parçacıkların enerjilerini sadece sahip oldukları ısıdan değil aynı zamanda elektrik ve manyetik işlemlerle de kazandıkları şeklindedir. Bu tür enerjileri ölçmek için en uygun birim elektron volttur (ev). Voltaj farkı bir volt olan bir ortamda bir elektronun kazandığı enerji 1 ev 'tur. Doğadaki partiküllerin enerjilerini dış atmosfer tabakalarında cereyan eden olaylarla mukayase ederek biraz daha ayrıntılı bilgi sahibi olmaya çalışalım. Soluduğumuz havadaki bir oksijen veya azot molekülünün enerjisi ev 'tur. Moleküller bir mermi hızıyla hareket ederler, ancak enerji ölçeğinde çok düşük enerjiler olarak geçer. Güneş yüzeyindeki (~ K) bir atomun enerjisi ev mertebesindedir. Dünyanın çekim alanından bir proton veya nötronun kurtulması için gerekli enerji ev 'tur. Kutup tanındaki bir elektronun tipik enerji düzeyi - 15 ev arasındadır. Halka akımındaki bir iyonun tipik enerjisi 50 ev, Dünya'nın iç ısısının ana kaynağı olan radyoaktif potasyum elektronlarının enerjileri ise Mev (mega ev) tur. Manyetosferik bölgeye gittiğimizde parçacıkların enerji seviyeleri anormal artmaktadır. İç radyasyon kuşağında tipik proton enerjileri 10 - Mev, bir güneş patlamasındaki enerji seviyesi ise 10 - 15 Mev mertebesinne çıkmaktadır. Kozmik iyonlar arasında enerji seviyeleri 1- Gev ( bin katrilyon volt) olanlar vardır.
Kaynaklar
- seafoodplus.info
- Roger P. Briggs And Robert J. Carlisle, "Güneş Fiziği ve Dünya’ya Etkileri" Boulder
- Valley Schools, Editor, Barbara B. Poppe, Space Environment Laboratory National
- Oceanic And Atmospheric Administration, Aralık,
- Sky & Telescope, Åubat
Işık yılı
Ocak büyük kuyruklu yıldızının (sarı çizgi) ve Hyakutake kuyruklu yıldızının(turuncu çizgi) yörüngelerine kıyasla bir ışık yılı (daha büyük küre, yarıçap için sarı ok) ve bir ışık ayının (daha küçük küre) güneş merkezli gösterimi.Andromedagalaksisinin çapı yaklaşık ışık yılıdır.Işık yılı, astronomik uzaklıkları ifade etmek için kullanılan ve yaklaşık 9,46 trilyon kilometreye (9,46×1012 km) karşılık gelen uzunluk birimi. Uluslararası Astronomi Birliğinin (IAU) tanımına göre bir ışık yılı, ışığın bir Jülyen yılında (,25 gün) boşlukta kat ettiği mesafedir.[1] İçinde "yıl" sözcüğü geçtiği için bazen hatalı olarak zaman birimi gibi algınsa da zaman birimi değildir.
Tanımlama[değiştir Işık Yılı Ka&#; Km Eder? 1 Işık Yılı Ka&#; Seneye Denk Gelir? Hesaplama Y&#;ntemi Ve Birim Bilgileri
Dünya ile diğer gezegenler, yıldızlar ya da dünyayla evrende saptanan diğer cisimler arasındaki uzaklığı gözlemlemek için ışık yılı ve km mesafeleri kullanılmaktadır. Bu durumda 1 ışık yılı takribi olarak 9 trilyon kilometre etmektedir.
1 Işık Yılı Kaç Km Eder?
Astronomide en yaygın olarak kullanılan uzunluk birimi, ışığın bir senede (Dünya’nın Güneş’in çevresinde bir kez dönmesi sırasında geçen zaman olan gün 6 saat) aldığı yolun uzaklığını belirten “ışık yılı”dır. 1 ışık yılı takribi 9 trilyon kilometredir. Astronomiyle ilgilenenlerin tercih ettiği bir diğer uzunluk birimi ise ‘parsek’tir.
Takribi olarak 3,26 ışık yılına karşılık gelen bu birimin ne manaya geldiği şu şekilde ifade edebilir; En dar açısı bir arksaniye olan bir dik üçgen çizilsin. (Matematik derslerimizden anımsanacağı gibi arksaniye veya açısal saniye, 1 derecenin 1/’üne eşittir. Yani takribi 0, derecedir). Bu üçgenin en küçük kenarının uzunluğu (1 arksaniyelik açının karşısında bulunan kenar),1 AB’ye eşit olsun. Üçgenin dik açısını meydana getiren diğer kenarının uzunluğu 1 parsek olur.
Hesaplama Yöntemi ve Birim Bilgileri
Işığın saniyede hızı km’dir.
Bir dakikada ne kadar yol alır? Işık 1 dakikada ( km) X (60) = 18 km
Bir saatte ne kadar yol alır? Işık 1 saatte (18 km) X (60) = 1 km
Bir günde ne kadar yol alır? Işık 1 günde (1 km) X (24) = 25 km
Bir yılda ne kadar yol alır? Işık 1 yılda (25 km) X () = 9 km yol almaktadır.
Yapılan hesaplama bir ışık yılının trilyon km'ye karşılık geldiğinin göstermektedir.
nest...
Güneş ve Yakın Dünya Çevresine Etkileri
|
GÄ°RÄ°Å
Evreni anlama ve kavramamız her geçen gün biraz daha artmaktadır. Bunun en önemli iki nedenini geliştirilen aletlerin hassasiyetlerinin sürekli iyileşmesine ve aynı zamanda evreni elektromanyetik spektrumun bütün dalgaboylarında gözlememize bağlayabiliriz. İnsanoğlu evren hakkında bir şeyler öğrenmeye son derece meraklıdır; büyük keşifler duymayı, heyecen verici görüntüler görmeyi her zaman istemişizdir. Ancak, doğal çevrenin teknolojik ilerleme ile birlikte hızla bozulması astronomların çalışmalarını sekteye uğratmakta ve halkın merak ve beklentilerini de bir ölçüde söndürmektedir. Yerden yapılan gözlemler için ışık kirliliği, artık uzayın net ve berrak gözlenmesini ciddi boyutlarda engellemektedir. Uzay tabanlı gözlemler de gerek uzaya bırakılan uydu kalıntılarından gerekse haberleşmenin ortaya çıkardığı radyo gürültüsünden aşırı şekilde etkilemektedir. Astronomların gözleri artan bir şekilde kör olmaktadır. Daha önce hükümetlerin denetiminde yapılan uzay araştırmaları bir dereceye kadar kontrol altında tutulabilmekteydi. Ancak, günümüzde bu çalışmalar yerini ticari amaçlı serbest piyasa ekonomisinin özel şirketlerine terk edince, durum işin içinden çıkılmaz bir hal almaya başlamıştır.
Astronomlar evren hakkındaki bilgileri görünür, morötesi veya kırmızı ötesi ışıktan, enerjitik partiküllerden ve radyo dalgalarından elde eder. ÅehirleÅŸmenin ve kötü ışık kullanımının getirdiÄŸi artan ışık kirliliÄŸi, ve telekomünikasyon uydularının kullandığı radyo dalgaları gözlem kalitesini tehdid etmektedir. Durum böyle devam edecek olursa yakın bir gelecekte çalışmalar sekteye uÄŸrayabilecektir.
Işık kirliliği için acilen yapılması gereken kötü elektrik techizatlarının bir an önce iyileştirilmiş yeni tasarımlarla yer değiştirmesidir. Bu sadece astronomlara değil aynı zamanda Dünya için önemli bir enerji tasarrufu da sağlayacaktır. Radyo dalgalarında yapılan çalışmalarda durum biraz daha vahimdir. Her yıl haberleşme amaçlı yüz kadar uydu fırlatılmakta ve elektromanyetik spektrumda bizlere yer bırakmayacak şekilde hemen hemen bütün radyo dalgalarını kullanarak Dünya'nın en ücra yerlerine kadar ulaşılmaktadır. Acilen uluslararası radyo gözlemlerinin yapılacağı sakin bir bölgeye ihtiyaç vardır. Uyduların hiçbir şekilde istenmeyen radyo sinyallerini bu bölgelere göndermemeleri sağlanmalıdır.
BUNLARI BÄ°LÄ°YORMUYUZ?
Güneş’i bir yıldız olarak tanımadan önce aşağıdaki bazı soruları cevaplamaya çalışalım. Sonra Güneş Sistemi’nin oluşum senaryosunu ve evrendeki yerimizi gözden geçirelim. Yaşamımızın ana kaynağı Güneş’in yakın Dünya çevresine ve Dünya’ya yaptığı bazı etkilerden bahsettikten sonra önlemlerden ve alınması gereken tedbirlerden sözedelim.
Åekil 1.Dünya ve yaÅŸanabilir tahmin edilen bazı uydular.
Dünya nedir? Dünya (Arz), Güneş Sistemi’ne bağlı Güneş’ten itibren uzaklık sırasına göre üçüncü gezegen, üzerinde yaşadığımız yer küre. Işık ve ısısını Güneş’ten alır. Yaşı yaklaşık milyar yıl. kimyasal elementi ve biyolojik bir yaşantı sağlayan atmosferi ile bizim için eşi benzeri görülmemiş mükemmel bir kosmik cisim.
Uzay nedir? Dünya’yı saran atmosferin dışında kalan tüm evren, kosmos. Astronominin çalışma alanı. Uzayın başlangıcının bir kriteri olarak suni uyduların en düşük yörüngelerinin başladığı noktayı da almak, kozmik bir anlam ifade etmesi açısından uygun olabilir. O noktada artık bir iki cisim problemi söz konusudur ve artık uzay başlamıştır diyebiliriz.
Atmosfer nedir? Bileşiminde %78 azot, %21 oksijen ve %1 diğer elementler bulunan Dünya’mızı saran gaz tabaka. Varlığını Dünya’nın kütlesel çekim gücüne borçludur. Bizim için hayati önemi, Dünya üzerindeki canlı yaşam için tehlikeli olacak zararlı Güneş ışınlarını süzme özelliğe sahip olmasından ileri gelir.
Güneş Sistemi nedir? Güneş’in kütlesel çekim alanının belirlediği bölge içinde kalan cisimlerin oluşturduğu bir sistem. Sistemi idare eden baş cisim Güneş. Sisteme bağlı dokuz gezegeni, asteroit kuşağını, kuyruklu yıldızları ve meteorları belirli yörüngelerde tutan ve onların hareketlerini belirleyen gene Güneş.
Evrendeki yerimiz? Güneş, Samanyolu galaksisinde bulunan milyar yıldızdan sadece biri. Samanyolunun çapı bin ışık yılı. Samanyolu galaksisi yakın çevremizde bulunan irili ufaklı 30 kadar galaksi ile birlikte Lokal Gurubu oluşturur. Lokal Gurubun çapı yaklaşık 4 milyon ışık yılı. Lokal Gurup binlerce üyesi bulunan çapı 75 milyon ışık yılına kadar uzanan Süper Kümenin bir üyesi. Evrende binlerce bizim ait olduğumuz Süper Küme gibi galaksi kümeleri var. Ve bütün evrende yüz milyarlarca galaksi olduğu tahmin edilmekte. Erişilebilen en büyük uzaklık ise yaklaşık 13 milyar ışık yılı.
Åekil 2.GüneÅŸ Sistemi ve gezegenleri. | Åekil 3.Evrenin baÅŸlangıcından günümüze evrimin ÅŸematik temsili görünümü. |
GÃœNEÅÄ°N OLUÅUMU, EVRÄ°MÄ° VE ÖLÃœMÃœ
Günümüz teorileri Güneş’in yaklaşık milyar yıl önce, yıldız patlamalarından arda kalan toz ve gazı da içeren muazzam büyüklükteki bir yıldızlararası gaz bulutun çökmesiyle oluştuğunu kabul eder. Kütle çekiminin etkisi altında kalan bulut büzüşmeye ve yoğunlaşmanın büyük olduğu yerlerde dönmeye başlar. İlk birkaç milyon yıl içinde çökme sırasında dönme hızı çok büyüktür ve bundan dolayı da manyetik olarak son derece aktiftir. Açısal momentumun korunması prensibine göre rotasyon hızı gittikçe büyümekte ve dış kısımlar yassılaşmaktadır. Zamanla merkezi bölgenin çevresinde yassı bir disk oluşur. Bu diskin dış kısımlarındaki gaz ve toz küçük yoğunlaşmalar gösterir. Her bir yoğun bölge ana diskle aynı yönde kendi eksenleri etrafında döner. Bu senaryo Dünya’nın ve diğer gezegenlerinin nasıl oluştuğu açıklayan oldukça makul bir senaryodur.
Oluşum sırasında bir çok yıldız iki veya üç kısma parçalanarak çift yıldız veya çoklu yıldız sistemlerini oluştururlar. Son zamanlarda yapılan uydu gözlemlerinden bir çok yıldızda gezegen olduğuna dair ipuçları gelmekte fakat bunların büyüklükleri ve yıldızına olan uzaklıkları henüz Güneş Sistemi’nde olduğu gibi dizilim göstermemektedir.
Åekil 4.Hubble uzay aracından çekilen yıldız oluÅŸum bölgeleri.
Hızla büzüşen bulutun merkezi kısmında yoğunluk, dolayısıyla basınç artar ve bir zaman sonra da ışmıaya başlar. İçten dışa doğru olan ışınım basınca, içe doğru olan kütle çekim kuvveti tarafından nötürlenmeye çalışılır ve sonunda denge sağlanır. Işıldayan çekirdek, bir yıldızın yıldız öncesi (protostar) evresidir. Güneş'in normal ışımasına başlayıncaya kadar bu evrede yaklaşık 10 milyon yıl kaldığı düşünülmektedir. Bu aşamadan sonra Güneş ısısını merkezdeki nükleer yakıttan sağlamaya başlar. Artık içten dışa doğru olan radyasyon basıncı, dıştan içe doğru olan gravitasyonel kuvvete karşı koyarak büzüşmeyi durdur ve bir denge hali oluşur. Güneşimiz yaklaşık milyar yıldır bu kararlı halini sürdürmektedir. Gelecekte zamanla dönme hızı yavaşlayacak ve ışıma gücü artacaktır. Bu arada çapı da büyüyecektir. Işıma gücünün oluşum döneminde bugünkü değerinin yaklaşık %70’i olduğuna, ve dönmenin de 9 gün kadar olduğu tahmin edilmektedir. Aslında dönmenin bugünkü değeri 27 gündür. milyar yıl sonra güneş 6 milyar yaşına geldiğinde parlaklığı bugünkü değerinden yaklaşık % 15 daha fazla olacaktır. 10 milyar yaşına geldiğinde ise, parlaklığı bugünkü değerinin iki katına çıkacak ve yarıçapı % 40 artacaktır. Güneş, çap ve ışımagücü artışını bir kırmızı-dev yıldız oluncaya kadar sürdürür. Kırmızı dev evresinde yarıçap kat artar. Bu durumda Merkür gezegeni, genişleyen sıcak plazmanın içinde kalarak buharlaşır. Çaptaki katlık artıp ışımagücünde katlık bir artışa neden olur.
Bu da Dünya yüzeyinin sıcaklığının K’e çıkması demektir. Artık Dünya yüzeyi erimiş lavlar denizi halindedir. Güneş'in çekirdeği, kırmızı dev evresinde de, büzüşmeye ve ısınmaya devam eder. Bu evre sadece milyon yıl sürer. Çekirdeğin sıcaklığı takriben milyon dereceye eriştiğinde, önceki nükleer reaksiyonlarla oluşan helyum karbona dönüşmeye başlar. Bu durum çok büyük bir enerji çıkışına neden olur. Artık, çekirdeğin sıcaklığı yaklaşık milyon dereceye çıkmış ve helyum çok ani tutuşmuştur. Bu evre flaş evresi (helyum flaş=helyum parlaması) olarak bilinir. Bu olay sonucu Güneş, kütlesinin hemen hemen üçte birini bir planeter nebula oluşturmak üzere uzaya fırlatır. Çekirdek helyumun sürekli yanmaya başladığı yaklaşık milyon kelvine kadar soğur. Daha sonra yarıçap bugünkü değerinin 10 katına, ışımagücü de 20 katına kadar düşer. Helyumun karbona dönüşmesinden sonra Güneş'in geri kalan kütlesi bir beyaz-cüce oluncaya kadar büzüşür ve soğur. Yaklaşık 15 milyar yıl yaşında ve çapı bugünkünün % 1’i büyüklüğünde (yaklaşık Dünya'nınkine eşit) olan Güneş'in ışımagücü de, bin kat azalarak, mevcut değerinin % ’ine kadar düşer. Beyaz cüce tamamen karbon çekirdeğinden oluşur. Son derece yoğundur. Güneş kütlesinin yaklaşık yarısı Dünya büyüklüğündeki bir kürenin içine sıkışmıştır. Yoğunluk yaklaşık 2x109 kg/m3 dür. Bu, kg’lık bir kaç arabanın baş parmağımızın içine sıkışılması anlamına gelmektedir. Bir kaç milyar yıl içinde beyaz cücenin sıcaklığı ve ışımagücü yavaş yavaş azalır ve yaşamı siyah cüce olarak bilinen soğuk, siyah bir karbon artığı olarak son bulur.
GÃœNEÅ’İ BÄ°R YILDIZ OLARAK TANIYALIM
GüneÅŸ galaksimiz Samanyolu’ndaki yaklaşık milyar yıldızdan sadece biridir. Enerjisini merkezi kısmında meydana gelen termonükleer reaksiyonlardan saÄŸlar. Åu anki yaşı yaklaşık milyar yıl olmasına raÄŸmen, ancak en az bir o kadar daha ömrü vardır. Çapı milyon km ile aslında dev bir plazma küre olan GüneÅŸ bizden ortalama milyon km uzaklıkta bulunur. Bu uzaklığa raÄŸmen Dünya’nın ısı ve ışık kaynağı olma özelliÄŸini muhafaza eder. Dokuz gezegeni, asteroit kuÅŸağı, kuyruklu yıldızları ve meteorları ile birlikte bir sistem oluÅŸturmaktadır. Muazzam kütlesinin oluÅŸturduÄŸu çekim kuvveti O’na sistemin baÅŸ cismi olma özelliÄŸini vermiÅŸ, ve bu özelliÄŸinden dolayı sisteme ait bütün cisimleri idaresi altınd almıştır. Güneş’in oluÅŸturduÄŸu bu sisteme GüneÅŸ Sistemi denir. GüneÅŸ Sistemi aynı zamanda Galaksi merkezi etrafında yaklaşık milyon yılda –ki bu bir güneÅŸ yılı olarak gözönüne alınır- bir dolanım yapar. Güneş’in galaktik merkezden uzaklığı 30 ışık yılıdır.
Åekil 6. GüneÅŸ'in iç katmanlarının temsili resmi.
Çeşitli dedektörler ve aletlerle gözleyebildiğimiz yüzey tabakalarından elde ettiğimiz gözlemsel veriler ışığında iç yapısının teorik modeli oluşturulabilir. Buna göre en içte hidrojeni helyuma kaynaşma (füzyon) yoluyla dönüştüren kor (çekirdek) adını verdiğimiz nükleer fırın bulunur. Güneş’in asıl enerji kaynağı bu bölgedir. Bu bölgenin sıcaklığı yaklaşık 15 milyon kelvin, yoğunluğu da tonm-3 kadardır. Ro kalınlığında olan kordan sonra radyasyon bölgesi gelir. Korda nükleer kaynaşma ile üretilen enerji çevresindeki radyasyon bölgesi ile sınırlandırılmıştır. Korda üretilen gama fotonları radyasyon bölgesindeki atomik çekirdekler tarafından sürekli olarak absorblanır ve tekrar yayınlanır. Yüzeye doğru hareket eden fotonlar enerjilerinin çok büyük bir bölümü kaybederler, ve yüzeyden ayrıldıklarında gama fotonları artık görünür dalgaboylarındadır. Radyasyon bölgesinin kalınlığı R¤ kadardır. Gama fotonlarının radyasyon bölgesini katetme süresi yaklaşık 50 milyon yıl olarak hesaplanmaktadır. Bu tabakanın üzerinde sıcaklığın daha düşük olduğu konvektif bölge bulunur. Enerji bu bölge içinde konvektif işlemlerle yüzeye doğru taşınmaktadır. Konvektif bölgede çeşitli büyüklükteki hücresel yapılardan oluşur. Bölgenin en üstündeki hücre fotosferde granül olarak görünür. Bu, çeşitli büyüklüklere sahip hücrelerin oluşturduğu sirkülasyon gerek lekelerin gerekse güneş parlamalarının oluşumunda önemli rol oynayan kuvvetli manyetik alanların yaratılmasında başlıca etkendir.
Åekil 7. GüneÅŸ'in iç ve dış atmosfer tabakaları. |
|
Güneş’in gözlenen yüzey atmosferlerini fotosfer, kromosfer ve korona oluşturur. Ayrıca kromosfer ile korona arasında son derece ince bir geçiş tabakası vardır. Fotosfer Güneş’in beyaz ışıkta gözle görülen tabakasıdır. Tabanını parlak granüller kaplar. Sıcaklığı yaklaşık derece, yüksekliği ise km civarındadır. Tabakanın en karakteristik özelliği güneş lekelerine sahip olmasıdır. Güneş lekeleri manyetik alanların yoğunlaştığı bölgelerdir. Fotosfer tabakasının üzerinde sıcaklık bir minimum ( ºK) değere düşer. Bu noktadan itibaren kromosfer tabakası başlar. Yoğunluk çok düşük sıcaklık ise 10 ºK civarındadır. Fotosferin parlak ışığından dolayı normal şartlar altında görülemez. Ya özel bir filtre yardımı ile (hidrojenin alfa çizgisinde) disk dahil olmak üzere veya bir tam güneş tutulması sırasında disk kenarında görülebilir. Tabakanın en karakteristik yapıları parlamalar, plaj alanları, filamentler (kenarda prominensler) ve spiküllerdir. Kromosferin kalınlığı km olarak verilir. Bu tabakanın üzerinde ince geçiş bölgesinden sonra Dünya’ya ve daha ilerisine kadar uzanan korona vardır. Son derece ince bir tabakadır. Partikül yoğunluğu bir güneş çapına kadar metreküpte iken 1 AB uzaklıkta 'ye kadar düşer. Korona, ancak bir tam güneş tutulması sırasında doğal olarak görülebilir. Ayrıca, örtücü bir diske sahip özel geliştirilmiş koronograf adı terilen teleskoplarla da görülebilir. Sıcaklığı 2 milyon derece civarındadır ve bunun sebebi bir çok alternatif teoriler önerilmesine rağmen tam olarak bilinmemektedir. Korona kuvvetli bir X-ışın kaynağı olmasından dolayı Dünya ve yakın Dünya çevresi için önemlidir. Dünya atmosferinin bu dalga boylarına geçirgen olmamasından dolayı bu tür gözlemler uydulardan yapılmaktadır. Koronada koronal delik olarak adlandırılan normal koronal yoğunluğun en az üç mertebe daha az yoğunluklu bölgeler vardır ki bunlar koronal materyalin güneş rüzgarı şeklinde serbest olarak Güneş’ten kaçmasını sağlarlar. Gezegenlerarası ortamdan geçerek Dünya’ya kadar ulaşan bu materyal, Dünya’nın manyetik alanında bir dizi karışıklıklar meydana getirir. Koronal deliklerin Dünya üzerindeki bu etkilerinden dolayı, onların sayılarının ve büyüklüklerinin araştırılması önemlidir.
Bilimadamları koronayla dört temel sebepten dolayı ilgilenmektedir. 1. Korona Güneş’in nasıl çalıştığına dair çok şey söyler. Güneş tarafından yayınlanan enerjinin tamamı koronadan geçer. Sıcaklığının neden birkaç milyon derece kadar yüksek olması halen bir açık soru olmakla beraber günümüzde enerjinin manyetik alanlarla yayıldığını ve bu durumun sıcaklığı izah edeceğini söyleyen teoriler hakimdir. 2. Güneş koronasının incelenmesiyle yakın Dünya çevresi hakkında ve ona etki eden olumsuzluklar hakkında daha fazla şeyler öğrenebiliriz. Dış korona, Güneş Sistemi’ni dolduran ve güneş rüzgarı olarak bilinen yüklü partikül akıntısı şeklinde gezegenlerarası uzaya doğru uzanır. Güneş parlamaları ve koronal kütle atımı gibi Güneş’te meydana gelen şiddetli parlamalar kutup tanına, uçuşların ve haberleşmenin devre dışı kalmasına, suni uyduların devrelerinin yüklenmesine, ve Dünya üzerindeki elektrik şebekelerine etkisi olabilmektedir. Güneş’in ışıma gücündeki değişimler keza Dünya’nın havasını ve iklimi oluşturan nedenleri etkileyebilir. 3. Güneş nispeten sarı bir cüce yıldızdır, onun incelenmesi bize ayrıntılar hakkında bilgi verir. Onun yakından incelenmesiyle elde edilen bilgiler diğer yıldızlara da uygulanabilir.
Åekil 9. GüneÅŸ disk kenarında görülen aktif loop prominensi
Örneğin X-ışın gözlemevleri, özellikle Chandra uydusu Güneş benzeri diğer bir çok yıldız etrafında koronalar keşfetmektedir. Böylece, Güneş koronasının yakından incelenmesiyle diğer yıldızların koronaları hakkında da bilgi edinilmiş olunur. 4. Güneş Dünya’da yaratamadığımız şartları sağlayan bir fizik laboratuardır. Örneğin koronanın yoğunluğu öyle düşüktür ki laboratuarda bir vakum ortam olarak gözönüne alınabilir.
GÃœNÃœMÃœZ GÃœNEÅ BÄ°LÄ°MÄ°
Güneş'in aslında potansiyel bir tehlike olduğu bilinciyle yola çıkıldığında onun ayrıntılı incelenmesi gerçeği daha iyi kavranır. Çoğu insan onu sadece sabah doğan ve her akşam batan bir cisim olarak tanır. Güneş'in enerjisinde olabilecek değişimlerin ve manyetik aktivitenin suni uydular, uzayda veya uzay yolculuğunda bulunan insanlar, haberleşme, Dünya üzerindeki elektrik santralleri ve boru hatları, özellikle kutup rotasından uçan uçakların içindeki insanlar, göçmen kuşlar ve hatta kalp hastaları üzerine bir dizi hayati etkileri olduğu artık bilinmektedir. Güneş'te meydana gelebilecek bir patlamanın ve bunun Dünya'ya ne zaman ve şiddette çarpacağının iyi tahmin edilmesi yukarıda sayılan etkilere tedbir alınması açısından önemlidir. Bütün bu durumlar, Güneş'in çok iyi incelenmesi için özel nedenler teşkil eder. Gezegenimizdeki yaşamın başlamasında ve mevcudiyetinin devamında yıldızımızın merkezi rolünün bilinmesini isteriz. Aynı zamanda, Güneş, evreni anlamamızda da eşsiz bir labaratuvar olarak karşımıza çıkar.
|
|
GüneÅŸ'teki ÅŸartlar Dünya'dakinden çok farklıdır. GüneÅŸ'in üzerinde meydana gelen fiziksel iÅŸlemler olay gözlenmediÄŸi sürece önceden tahmin edilemez. Bu prosesler aynı zamanda Dünya'da labaratuvarlarda incelenemeyecek kadar çok büyük bir ölçekte meydana gelmekte ve bilgisayarlarla da modellenemeyecek kadar çok karmaşık yapı arz etmektedir. GüneÅŸ'de meydana gelen fiziksel proseslerinin Dünya'da olmayışı, bunların çok deÄŸiÅŸik fizik ÅŸartlarda meydana gelmesi (sıcaklık, basınç, yoÄŸunluk) sonucudur. Sıcaklıktan dolayı iyonize halde bulunan gaz elektriksel olarak iletkendir, ve kuvvetli manyetik alanların içinde hapsolmuÅŸ durumdadır. GüneÅŸ'in Dünya'dan çap olarak kat daha büyük olması onun farklı fiziksel özelliÄŸe sahip olmasını saÄŸlar. YoÄŸunluk ve sıcaklık farkları bölgeden bölgeye binlerce, milyonlarca kat deÄŸiÅŸiklik gösterir. Önemli proseslerin boyutları atomik ölçekten yüzbinlerce kilometre mertebesine kadar uzanır. Hızlar Dünya'da alışık olmadığımız ölçeklerdedir. Plazmanın hızı Jet uçaklarından çok daha fazladır. GüneÅŸ yüzeyine yakın yerlerde hızlar yaklaşık km/saatten, koronada km/saate çıkar. Åartlar sadece Dünya standartlarında alışılmışın ötesinde deÄŸil aynı zamanda anahtar teÅŸkil edecek temel GüneÅŸ prosesleri üzerine yapılan geleneksel yaklaşımları da altüst eder. Bu aÅŸamada GüneÅŸ astronomları, GüneÅŸ'in son derece karmaşık ve modellenmesi çok zor olan kaçınılmaz sonuçları ile yüzyüze kalır. Manyetik alanlar ve türbülans halindeki plazma çok farklı ölçeklerde umulmadık bir ÅŸekilde bir araya gelebilmekte ve deÄŸiÅŸik yapılar oluÅŸturmaktadır. Manyetik alanlar ve yüksek hızda partiküller çok uzak bölgeler arasında hızlı enerji transferine neden olurlar. Aslında GüneÅŸ'te olan bu fiziksel iÅŸlemler tam olarak anlaşılamamaktadır. Tam olarak ayrıntıları bilmek için bütün girdilerin iÅŸin içine dahil edilmesi gerekir. Bütün olarak bir sistemin davranışındaki gerçeklik sistemi meydana getiren parçaların toplamından temelde farklı olduÄŸu düşüncesi nispeten yenidir. Hatta lineer olmayan fizik ve kaos teorisi de bu prensibi doÄŸrular. Fizik Dünya'yı anlamaya çalışmak için önce yalıtılmış basit problemleri gözönüne alırız, sonra karmaşık bir iÅŸlemi kavramak için onları birbirine ekleriz. Bir çok durumda bu gayet iyi çalışır, fakat Dünya veya GüneÅŸ üzerindeki hava tahmini gibi, gerçekten büyük problemlerle uÄŸraÅŸtığımız zaman bu yaklaşım temelde yanlış çıkar.
Bir senfoni meydana getirdiÄŸinizi düşünün. Orkestranın bütününün çıkaracağı sesi düşünürken her bir enstrümanın bağımsız olarak iÅŸlevini ortaya koyarsınız. Bu çalışır, çünkü siz her bir aletin hangi sesi çıkaracağını bilirsiniz. Fakat gerçek Dünya'da bir çok olayda bu yaklaşım baÅŸarılı olamaz, çünkü olaylar arasında lineer olmayan etkileÅŸimler vardır. Aletlerden bir tanesinin orkestradaki diÄŸer aletlerin ne yaptığına baÄŸlı olarak sesini deÄŸiÅŸtirmesi gibi. GüneÅŸ'i bir bütün olarak anlamak için onun lineer olmayan karmaşıklığının kavranması gerekir. Karmaşık "ölçek kavramı" (=scale coupling) bir çok astrofizik olayda oluÅŸur. Åanslıyız ki, GüneÅŸ bu prosesleri ayrıntılı inceleyebilmek için bize yeterince yakındır. Günümüz Dünya ve uzay tabanlı aletleri, GüneÅŸ'in çekirdeÄŸinden en dış seyrek atmosferine kadar eÅŸi benzeri görülmemiÅŸ görünüşlerini sergileyebilmektedir. Keza günümüz bilgisayarları, sistemin tamamının canalıcı kısımlarının güvenilir modelini yapacak kadar hızlı ve güçlü durumdadır. Sistemin iç dinamiÄŸindeki karmaşık iliÅŸkiler GüneÅŸ ve uzay havasının ayrıntılı tahminini güçleÅŸtirir. TahminedilemezliÄŸi tahmin etmeÄŸe çalışarak gayretlerimizi boÅŸa harcamak yerine mümkün olmayanlardan mümkün sonuçları ayırıp düzenlilikleri araÅŸtırmalıyız. Ayırdedilenler daha iyi tanımlanmaya baÅŸlanınca tahminlerin insanlık için ne kadar deÄŸerli olduÄŸu anlaşılacaktır.
Güneş'in değişken olmasının altında yatan neden Güneş'in manyetik alanıdır. Güneş dinamiğinin bu genel yapısı, Dünya'dan gözlediğimiz iç kısma, yüzeye ve atmosfere ait tüm olayları etkiler
Åekil Zamanla deÄŸiÅŸen Güneş’in manyetik alanı. Zaman dizisi sol alttan (8 Ocak , önceki güneÅŸ leke maksimumu) baÅŸlar saÄŸ altta (25 Temmuz ) içinde bulunduÄŸumuz çevrimim maksimumuyla biter. Görüntüler Kitt Peak Ulusal Gözlemevindeki Kuleli Vakum Teleskopuyla çekilmiÅŸtir.
|
|
Güneş'in manyetik alanı , km derinliğe kadar uzanan kaynayan konvektif hareketlerin dönmeyle etkileşmesi sonucu ortaya çıkar. Konvektif hareketler manyetik alanları yaratan elektrik akımlarını üretmekte, dolayısiyle ortaya çıkan manyetik alanlar da daha fazla elektik akımlarının üretilmesine yardımcı olmakta ve böylece bir dinamo etkisi ortaya çıkmaktadır. Manyetik alanın değeri yeteri kadar büyük olduğunda alanı tutan gaz paketi yüzeye doğru bir kaldırma kuvveti ile yükselir. Yüzeyde yani fotosferde bu alanlar kendini iki kutuplu güneş lekeleri olarak gösterir. Alanın en yoğun olduğu noktalar güneş lekesi olarak, daha zayıf olduğu çevre bölgeler ise aktif bölge olarak isimlendirilir. İki kutuplu bu bölgelerin sayılarındaki artma ve eksilme yaklaşık yıllık bir peryod gösterir ki buna güneş leke çevrimi denir. İki kutuplu bölgeler doğu-batı doğrultusunda yönlenmişlerdir ve hakim manyetik polariteleri de bulunduğu yarımkürenin işaretinin zıttıdır. Her bir güneş leke çevriminde bu polariteler yönlerini ters çevirir ve böylece tam bir manyetik çevrim yıl sürer. Manyetik bölgelerin büyüklüğü km 'den magnetogramlarla yapılan gözlemlerde ayırmagücümüz olan yaklaşık km 'ye kadar uzanır. Ölçek olarak küçük bölgeler büyük bölgelerden daha fazladır fakat hakim bir büyüklük yoktur. Ancak, her bir boyuttaki manyetik yapının toplam manyetik aktiviteye katkısı vardır ve güneş çalışanların bu durumu gözardı etmemeleri gerekir. Güneş'in derinliklerinde oluşan manyetik alan üretme proseslerinin ayrıntıları, anlaşılması zor olduğundan problemin çözümü göz korkutur. Bununla birlikte manyetik alan üretim mekanizmalarının anlaşılmasında önemli ilerlemeler katedilmiştir. Yakın zamana kadar Güneş'in iç yapısı hakkında sadece teorik yaklaşımlar yapabilmekteydik. Bugünlerde ise Güneş'in iç kısmından gelen son derece düşük frekanstaki ses dalgalarının incelenmesi olan helyosismolojiyle çekirdeğe kadar olan derin tabakalar hakkında gözlemsel sonuçlar çıkarılabilmektedir. Bu dalgalar kendilerini son derece kurnazca Güneş yüzeyinde gösterebilmektedirler. Helyosismoloji, çoğu yaklaşık 5 dakika peryodlu, minnacık yüzey osilasyonlarının milyonlarca frekansını analiz ederek, Güneş'in iç kısmındaki herhangi bir yerin ses hızını dolayısiyle sıcaklık, hareket ve kimyasal bileşimini ölçebilir.
Teorik modellerle helyosismolojinin birbirleriyle uyum göstermesi, gözlenen düşük nötrino akısının gerçek bir problem olduğunu ve bunun fizikçiler tarafından çözülmesi gerektiğini ortaya koymaktadır. Problem nötrinoları anlamamızda yatmaktadır, yoksa Güneş’te değil. Sonuç olarak, fizikçilerin daha önce düşünmedikleri bir ihtimal olan birinden diğerine dönüşen üç tip nötrinoya müsaade eden radikal yeni fikirleri takip etmeleri gerekmektedir.
Gerçi, Güneş’in iç yapısı ile ilgili teori ve gözlem arasındaki uyum mükemmel değildir. Radyasyon ve konveksiyon bölgeler arasındaki sınırın belirlenmesinde ‘e varan sapmalar vardır. Bu küçük sapmalar belki de kuvvetli manyetik alanlardan ve konvektif hareketlerin radyasyon bölgesine azda olsa bir karışımından ileri gelmektedir. Bu tür etkiler helyosismoloji ve muazzam bilgisayar hesaplarıyla ayrıntılı incelenmektedir.
Åekil SOHO’da bulunan MDI aleti kullanılarak helyosismoloji ile ölçülen Güneş’in iç kısmının dönme periyotları
Helyosismoloji yapısal bilgiden çok daha fazla bilgi sağlar. Güneş’in içerisindeki oluşumların üç boyutlu hareketli haritalarını sağlar. Göz önüne alınan her hangi bir gaz kabarcığı için açısal momentumun büyük ölçüde korunması gerektiğinden ve gaz kabarcıkları arasındaki açısal momentum değişiminin zor olmasından dolayı teorikçiler Güneş’in dönme eksenine paralel silindirlerde dönmenin sabit olması gerektiğini beklerdi. Fakat görünürde, konvektif karışım veya dalgaların ya da hakim sirkülasyonun birleşmesi neticesinde açısal momentum beklenenden çok daha farklı bir şekilde nakledilir. Bu karmaşık problem üzerine çalışmalar devam etmektedir. Hatta bazı ümit verici sonuçlar da vardır, henüz genel kabul görmüş model yoktur.
Güneş’in iç kısmına doğru ilerlendiğinde dönme profilinde büyük sürprizlerle karşılaşılır. km kalınlığındaki yüzey tabakası derin iç tabakalardan daha yavaş döner. Hiç kimse bunun nasıl olduğunu bilmiyor. Son zamanlarda helyosismologlar konvektif bölgenin tabanına yakın yerlerde, bir yılı biraz aşan periyotlu, rotasyon hızının bir arttığı bir azaldığını bölgeler keşfettiler. Son bilgiler, Güneş kütlesinin büyük bir kısmını içeren iç bölgelerin katı bir cisim gibi döndüğünü vermeketedir. Konveksiyon simülasyonları, büyük ölçekli diferansiyel rotasyonun nasıl ortaya çıktığına dair bir bakış açısı vermeye başlamış, fakat bu sonuçlar henüz gözlemlerle teyit edilmemiştir.
Åekil MDI ile alınan helyosismogramlardan ölçülen bir güneÅŸ lekesinin altındaki bölgede ses hızın bir görüntüsü. En üst yüzey üzerinde güneÅŸ lekesi görünen beyaz ışık görüntüsü. Düşey kesit km ‘ye kadar iner. Kırmızı ortalama ses hızından daha hızlı, mavi ortalamadan daha yavaÅŸ bölgeleri gösterir. Ses hızı hem gazın sıcaklığından hem de ortama karışmış manyetik alandan etkilenmektedir. En alt düzlem km derinlikteki ses hızındaki deÄŸiÅŸimleri gösterir. Not: Düşey eksen eÅŸele uygun çizilmemiÅŸtir
Güneş’in iç kısmına doğru ilerlendiğinde dönme profilinde büyük sürprizlerle karşılaşılır. km kalınlığındaki yüzey tabakası derin iç tabakalardan daha yavaş döner. Hiç kimse bunun nasıl olduğunu bilmiyor. Son zamanlarda helyosismologlar konvektif bölgenin tabanına yakın yerlerde, bir yılı biraz aşan periyotlu, rotasyon hızının bir arttığı bir azaldığını bölgeler keşfettiler. Son bilgiler, Güneş kütlesinin büyük bir kısmını içeren iç bölgelerin katı bir cisim gibi döndüğünü vermeketedir. Konveksiyon simülasyonları, büyük ölçekli diferansiyel rotasyonun nasıl ortaya çıktığına dair bir bakış açısı vermeye başlamış, fakat bu sonuçlar henüz gözlemlerle teyit edilmemiştir.
Konveksiyon ve radyasyon bölgesi arasındaki girişimin manyetik alanların üretimi için önemli olduğuna inanmamızı gerektirecek iyi sebeplerimiz var. Bu ara bölgede manyetik alanlar gerilmekte, şiddetlenmekte ve yapılar doğu batı doğrultusunda sıralanmaktadırlar. Manyetik alan belirli bir şiddete eriştiğinde manyetik kaldırma kuvveti onu yukarı doğru yükseltmeye başlar. Fakat problemler vardır. Bilgisayar modelleri manyetik alanın yüzeye kadar parçalanmadan çıkabilmesi için son derece şiddetli olması gerektiğini gösterir. Kutup bölgelerine yakın yüzeye çıkmamaları içinde yeteri kadar şiddetli olmaları gerekmektedir. Zaten bu bölgelerde aktif bölgeler görülmemektedir.
Åayet, bir manyetik alan paketçiÄŸi dağılmaya karşı koyacak kadar kuvvetli ise parçalanmaya mani olmalı ve gaz akıntılarını yönlendirmelidir. Bundan dolayı manyetik alanın üretimi için oluÅŸturulacak bir modelin gaz akıntıları ve manyetik alanlar arasındaki birleÅŸmeyi iyi tanımlaması gerekir. Böyle bir model henüz mevcut deÄŸildir çünkü yükselen manyetik alanlar için bilgisayar modelleri sadece manyetik alan paketçiklerinin nispeten küçük kaldığı tesir kesitleri için geçerlidir. Bir gaz paketçiÄŸi konvektif bölge boyunca yükselirken çevresindeki basınç azaldığından geniÅŸleme gösterir, aynı yükselen bir balonun geniÅŸlemesi gibi. Hiçbir varsayım yoktur ki paketçik yüzeyin yaklaşık km altına geldiÄŸinde parçalanmasın. Hiç kimse bu gaz paketçiÄŸinin son kilometreleri geniÅŸlemeden ve çok zayıf parçalara ayrılmadan yükselip nasıl hayatta kaldığını anlayamaz; balonun malzemesi patlamasını engelleyecek kadar kuvvetli olmamalı. Son km Güneş’in km ’lik yarıçapı ile mukayese edildiÄŸinde küçük görünebilir. Fakat son km ‘de yoÄŸunluk faktörü kadar düşmesine raÄŸmen buna paralel olarak geniÅŸlemesi gereken manyetik alan paketçiÄŸi geniÅŸleme göstermez. Manyetik alan tahminlere karşı koyarak kuvvetli, küçük paketçikler ÅŸeklinde yüzeyde parçalanma gösterir. Bu paradoks, modelin yüzeyde ortaya çıkan aktif bölgelerin tercih ettikleri yerleri ve bölgelerin yönelimlerini gayet baÅŸarılı açıklıyor görünmesine raÄŸmen, büyük derinlikler için geçerliliÄŸinin sorgulanması gerektiÄŸini ortaya koyar.
İlgi çeken bir durum, yüzey altındaki nispeten daha sığ tabakalara kadar olan bölgeye gözlemsel yolla erişilebilmektedir. Zaman-uzaklık (time-distance) veya yerel helyosismoloji (local-helioseismology) olarak isimlendirilen helyosismolojinin yeni bir kolu, bilgisayar simulasyonlarının henüz bize yol gösteremediği bu yüzey altına yakın tabakalardaki ses hızının oluşturduğu küçük pertürbasyonların haritalarını çıkarabilmektedir. Konvektif tabakanın tabanında oluştuğu görülen Güneş’in genel manyetik alanına ilaveten bazı tip küçük jeneratörler muhtemelen konvektif bölgenin tamamında rol oynarlar. Bilgisayar modelleri konveksiyonun onlara neden olan hareket enerjisinin % 20 kadarını ihtiva eden manyetik alanları yaratabileceğini gösterir. Bu tür proseslerin muhtemelen önemli bir kısmı derinliğe bağlı olarak ölçekte oluşur, fakat bunu problemin tamamına uygulamak hala çok zordur. Bilimadamları hala bütün bu ölçeklerin nasıl etkileşebileceğinin yollarını aramaktadır.
Örneğin, teorikçiler büyük ve küçük ölçekli manyetik alan oluşumlarının birleşmesi sonucunda 11 yıllık aktivite çevriminin muntazam olmayan bir modülasyonu olan ve ara sıra meydana gelen uzun dönemli düşük bir aktivitenin ortaya çıkacağına işaret etmektedirler. Böyle bir olay 17th yüzyıldaki Maunder Minumumu olabilir. Bu dönemde () yaklaşık 70 yıl güneş leke aktivitesi çok düşük seviyelerde seyretmiştir. Bunlar, güneş aktivitesinin uzun dönemli tahmin edilmesi yolunda bizi cesaretlendirici adımlardır.
GÃœNEÅ RÃœZGARI
Yukarıda belirtildiği üzere Güneş'ten güneş rüzgarı şeklinde sürekli bir madde akıntısı dış uzaya doğru yayılmaktadır. Korona, plazmanın aşırı derecede yapısallaştığı bir bölgedir. Bu yapıyı Güneş'in yüzeyinden dış koronaya kadar uzanan Güneş'in manyetik alanı şekillendirir. Korona pozitif yüklü çekirdekler ve negatif yüklü elektronlar topluluğu olduğundan mükemmel bir elektriksel iletkenliğe sahiptir. Bu iletkenliğin sonucu olarak koronal plazma manyetik alan çizgileri boyunca hareket edebilir. Manyetik alan çizgilerinin kapalı ve açık olmak üzere iki tipi vardır. Kapalı alan çizgilerinin ayakları fotosferde iki noktada demirlenmiş olarak koronaya bir ilmek veya bir yay şeklinde uzanmaktadır. Bu manyetik alan çizgilerin görünür tezahürü prominenslerin hareketinde açıkca görülebilir.
Åekil Aktif bir güneÅŸ olayı ile Dünya manyetosferinin etkileÅŸimini gösteren temsili resim.
Açık manyetik alan çizgileri fotosferde sadece bir noktada demirlenmiştir ve gezegenler arası uzaya kadar uzanabilir. İşte bu koronadaki açık manyetik alan bölgeleri bir güneş rüzgarı oluşturacak şekilde dış uzaya doğru uzanır. Genişleyen koronal gaz veya güneş rüzgarı gezegenlerarası uzayı doldurur. Plazmanın içine gömülmüş vaziyette bulunan manyetik alanlar gezegenlerarası manyetik alanı (GMA) oluşturmak üzere güneş rüzgarı ile uzaya taşınır. Yaklaşık güneş yarıçapından sonra Güneş'in manyetik alanı güneş rüzgarı akıntısı tarafından idare edilmekte ve hemen hemen radyal bir doğrultuda Güneş'ten uzaklaşmaktadır. Ancak açık manyetik alanların bir ayağı fotosferde demirlenmiş olduğundan ve Güneş'te ekseni etrafında döndüğünden, bu doğrultu Güneş'ten uzaklaştıkça radyallikten sapar ve bir bahçe fiskiyesinden çıkan suyun çizdiği spiral örneğe benzer tarzda bir yayılım gösterir. Radyallikten sapma bir astronomik uzaklıkta, Dünya civarında, yaklaşık 45 dereceye ulaşır, daha ilerlerde alan hemen hemen radyal doğrultuyla 90 derecelik bir açı yapacak kadar eğilir. Güneş rüzgarının bir astronomik birim (1 AB= milyon km) uzaklıktaki ortalama hızı kms-1 dir. Bu hız sabit değildir. Hız, Güneş aktivite çevriminin evresine bağlı olmakla beraber, aktif bir bölgede meydana gelen bir parlama veya koronal kütle atımı gibi aktif olaylarla da direk olarak bağlantılıdır. Güneş rüzgarının hızı kms-1 'yi geçebildiği gibi kms-1 'ye kadar da yavaşlayabilir. Yakın uzay çevremizde güneş rüzgarının ortalama yoğunluğu santimetreküpte yaklaşık 7 protondır. Dünya'nın manyetik alanı tarafından hapsedilen güneş rüzgarı geomanyetik fırtına ve aurora gibi olaylara neden olur. Güneş rüzgarı yayınlanırken yoğunluğu uzaklığın karesi ile ters orantılı olarak düşer. Rüzgar Güneş'ten yeteri kadar uzaklaştığında helyopause olarak isimlendirilen bir bölgeye gelir ve bu noktadan ileriye gitmesi engellenmeye başlar, ve yerel yıldızlararası ortamın manyetik alanı ve partikülleri güneş rüzgarının hızını kms-1 'den 20 kms-1 'ye kadar düşürür. Bu geçiş bölgesinin yeri tam olarak bilinmemekle beraber direk uzaygemisi ölçümlerinden elde edilen sonuçlardan bölgenin en azından 50 astronomik birimden daha uzakta olduğu yönündedir. 'de Voyager 1 ve 2 'den gelen 3 kHz radyasyon gözlemleri bunun durdurucu şoktaki bir radyo patlamasından ortaya çıktığı şeklinde izah edilmişti. Bu patlama Voyager 2 tarafından gözlenen güneş rüzgarındaki bir olayla tetiklenmiş olabileceği şeklinde yorumlanmıştır. Tetiklenme olayı ve 3 kHz radyasyonun gözlenmesi arasındaki zaman gecikmesinden durdurucu şokun uzaklığının ila AB arasında olabileceği sonucu çıkmıştır
GÃœNEÅ'Ä°N YAKIN UZAY ÇEVREMÄ°ZE ETKÄ°LERÄ°
Dünya’mızın iki tür koruyucu özelliÄŸi vardır. Åayet bu koruyucu özellikleri olmasaydı Güneş’ten direk olarak gelen yüksek enerjili ışınım ve yüklü partiküller yaÅŸam için öldürücü üzeyde tehlikeli olurdu. Birinci koruyucu özelliÄŸi, X ve morötesi ışınımın deniz seviyelerine kadar inmesini engelleyen atmosferidir. Enerjitik fotonlar atmosferdeki moleküller çarparak soÄŸurulurlar ve alt seviyelere indiklerinde biyolojik tahribat oluÅŸturmayacak ÅŸekilde uzun dalgaboylarında yayınlanırlar. Ä°kinci koruyucu özelliÄŸi ise bir manyetik alana sahip olmasındır. Dünay, manyetik alanı sayesinde güneÅŸ rüzgarı ÅŸeklinde Güneş’ten gelen yüklü partiküllerden canlı organizmaları korur. Güneş’te çok büyük parlamalar olsa bile bu manyetik kalkan vazifesini görür.
Åekil Kuzey kutup ışıkları. | Åekil Kuzey kutup ışıkların uzaydan görünüşü. |
Günlük yaşadığımız çevrede mevcut manyetik kuvvet pek önemli değildir. Manyetik alanı tesbit edebilmek için pusula iğnesi gibi hassas bir alete ihtiyaç duyarız. Çevremizdeki materyal, hatta soluduğumuz oksijen ve azot elektriksel olarak nötür yani etkisizdir. Gerçi oksijen atomları negatif elektrik yüklü elektronlar ve pozitif protonlardan oluşmuştur, fakat her iki yük birbirlerini dengelediklerinden elektrik ve manyetik kuvvetler yok olmuş olur. Manyetik kuvvetler nötral atomlara hemen hemen hiç etki etmezler. Ancak Dünya atmosferinin km veya daha üstüne çıktığımızda doğal çevre gayet farklılaşır. Bu yüksekliklerde atmosfer Güneş'in X ve morötesi ışınları (keza diğer nedenlerden dolayı) tarafından ısıtılır, ve bölgedeki atomlardan elektron koparılmasını sağlayarak atomların pozitif yüklü "iyon" haline geçmesini sağlar. Bu elektrik yüklü parçacıklar manyetik kuvvetlerle kuvvetli bir şekilde etkileşir, ve alan tarafından tuzaklandığı gibi idare de edilirler. Uygun bir enerji girişi ile, bu parçacıklar keza yüksek hızlara ivmelendirilebilir, elektrik akımları doğurabilir ve çeşitli tipte radyo dalgaları yayınlamasına sebep olabilir. Bu tür serbest elektron ve iyonların güney (manyetik) kutbuna yakın bir yerden ortaya çıkan manyetik alan çizgileri tarafından rehberlik edilerek tekrar kuzey kutbuna yakın Dünya'ya girdiği bilinmektedir.
Elektronlar ve iyonların kuvvet çizgilerine bir tele dizilmiş boncuklar gibi tutunma eğilimleri vardır. Parçacıklar bu tutumu takınırlarken aynı zamanda enerji düzeylerine bağlı olarak komşu çizgilere de geçiş yapabilirler. Dünya'ya yakın kuvvet çizgilerinin yapısı bölgede bulunan serbest elektron ve iyonların hareket ve davranışlarının çoğunu da belirler. Yakın uzayda manyetik alanları ölçmek için dolanan uydular, kuvvet çizgilerinin her doğrultuda sonsuz uzağa gidemediklerini ve Dünya'nın manyetosferi adını verdiğimiz bir boşluk içinde alan çizgilerinin habsolduklarını tesbit etmişlerdir. Bu bölgenin içinde olayları graviteden ziyade manyetik alanlar tayin etmektedir. Manyetosferin dış kısmındaki uzaya ise Güneş hükmeder. Yani bu dış bölge,Güneş tarafından yayınlanan serbest iyon ve elektronların oluşturduğu hızlı güneş rüzgarıyla şekillendirilir. Dünya üzerinden gözlenen olayların sadece bir kaçı manyetosferden gelir:
Åekil Manyetosfer ve ayrıntıları.
Manyetosferde manyetik alan değişimleri olduğu zaman -ki bunları manyetik fırtınalar veya tali fırtınalar olarak isimlendiriyoruz- özellikle her iki yarım kürede yüksek enlemlerde, açık bir gecede atmosferde yeşilimsi bir kızarıklığa şahit olunur. Sürekli hareket eden ve değişim gösteren bu kızarıklığa uzaydan gelen hızlı elektronların atmosferdeki atomlara ve moleküllere çarpması sebep olur. Kutup ışığı, kutup tanı veya "aurora borealis" adı verilen bu ışıklar yaklaşık km 'lik bir yükseklikte oluşurlar. Kuzey yaryküreden görünen bu ışıklara Kuzey Kutup Işıkları (aurora borealis), Güney yarymküreden görünen ışıklara da Güney Kutup Işıkları (aurora australis) adı verilir. Auroranın yeşil ışığı bilinen hiçbir elementle uyum göstermediğinden bilimadamlarını uzun süre hayretler içinde bırakmıştır. Daha sonra bu ışıklara çok seyrek üst atmosferdeki oksijen atomlarının bulunduğu bazı özel şartların sebep olacağı anlaşıldı. Daha ender görülen kırmızı ışıklara ise gene elektronların oksijen atomlarına fakat çok daha yüksek tabakalarda çarpması neden olmaktadır
Radyasyon Kuşakları: Dünya’nın gerçekte farklı orijinli iki radyasyon kuşağı vardır. Bunlardan birincisi iç kuşak, Explorers 1 ve 3 uçuşları sırasında Van Allen Geiger sayıcısı ile keşfedilmiştir. Bu kuşak ekvatorun hemen üzerinde yoğun olarak belirli bir bölgeyi işgal eder. Nispeten düşük şiddete sahip kozmik radyasyonun bir yan ürünüdür. Uzay araçlarına kolaylıkla nüfuz edebilecek Mev enerjilik protonlar çoğunluktadır.
İç radyasyon kuşakları Dünya’ya yakın son derece kararlı bir yörünge oluşturur. Dünya’nın kozmik ışınlardan aldığı enerji miktarı yıldız ışığından aldığı ile mukayese edilebilir düzeydedir. Ancak, zamanla partiküllerin iç kuşakta birikmesi kuşağın şiddetinin artmasını sağlar. Kozmik ışınlar bilindiği gibi her doğrultuda gelen ve Dünya’yı bombardımana tutan hızlı pozitif iyonlardır. Sayıları az olmakla beraber her bir parçacığın enerjisi çok yüksektir. Atomik çekirdeklerle çarpışmaları sonucu kısa ömürlü partiküller yaratsalar da parçacıkların çoğu atmosfer veya yer tarafından absorblanırlar. İkincisi dış kuşak, Pioneer 3 ve 4 uzay sondaları sırasında keşfedilmiş, iç kuşağın dışında tuzaklanmış partiküllerin oluşturduğu geniş muz şeklinde bir yapı arzeder. Bu muz şekli partiküllerin manyetik alana tutunmaları ve alan çizgileri boyunca sürüklenmeleri neticesinde olmuştur. 25 Ocak tarihine kadar dış kuşağın iyon ve elektronlarının manyetosferin gece tarafında “manyetik kuyruk†boyunca uzanan alan çizgilere tutunmaları sonucu oluşturduğu sanılmaktaydı, ancak IMAGE uydusunun gönderdiği görüntülerde yoğun bir güneş rüzgarı döneminde kuşağın ön kısmının da Güneş'e doğru uzandığı tesbit edilmiştir.
Åekil 25 Ocak tarihinde IMAGE uydusu tarafından ilk kez büyük ölçekte alınan Dünya'nın manyetosfer tabakası. GüneÅŸ'e doÄŸru uzanan bir manyetik kuyruk dikkat çekmektedir.
İç kuşağın aksine dış kuşak sürekli değişim gösterir. Bu bölgede bir dizi karmaşık fiziksel olaylar cereyan etmektedir. Arasıra oluşan şiddetli patlamalar Dünya tarafındaki plazma kuyruğunu Dünya'ya yakın manyetosferin içine iter, bu sırada yüksek voltajlı elektrik alanları üretilir, ancak bu durum kuyruktaki partiküllerin frenlenerek belirli yörüngelere girmesine ve onların yüksek enerjilere çıkmasını da sağlar. Patlama sona erdiğinde elektrik alanda ölür, fakat partiküller kendilerini halka akımlarının yörüngelerinde ve dış radyasyon kuşağında tuzaklanmış olarak kitler. Daha düşük enerjili patlamalar tali fırtınalar (substorm) olarak bilinir, ve bunlar çok daha sık meydana gelirler.
Partiküllerin enerji düzeyleri: Bir gazın atom ve moleküllerinin sürekli hareket halinde olduğunu, birbirlerine hızla çarptıklarını ve bulundukları ortamı hemen doldurduğunu hepimiz biliriz. Gaz ne kadar sıcaksa partiküller o kadar hızlı ve dolayısıyla daha fazla enerjiye sahip olur. Bir plazmadaki serbest iyonlar ve elektronlar da aynı davranışı gösterir. Sıcaklığı bildiğimiz takdirde iyon ve elektronun enerjisini hesaplayabiliriz. Ancak, durum uzayda böyle değildir. Uzayda gözlenen bu parçacıklar genelde çok fazla enerjitik olmakta hatta ışık hızına yakın hızlarda hareket etmektedirler. Bu durumun bir açıklaması, parçacıkların enerjilerini sadece sahip oldukları ısıdan değil aynı zamanda elektrik ve manyetik işlemlerle de kazandıkları şeklindedir. Bu tür enerjileri ölçmek için en uygun birim elektron volttur (ev). Voltaj farkı bir volt olan bir ortamda bir elektronun kazandığı enerji 1 ev 'tur. Doğadaki partiküllerin enerjilerini dış atmosfer tabakalarında cereyan eden olaylarla mukayase ederek biraz daha ayrıntılı bilgi sahibi olmaya çalışalım. Soluduğumuz havadaki bir oksijen veya azot molekülünün enerjisi ev 'tur. Moleküller bir mermi hızıyla hareket ederler, ancak enerji ölçeğinde çok düşük enerjiler olarak geçer. Güneş yüzeyindeki (~ K) bir atomun enerjisi ev mertebesindedir. Dünyanın çekim alanından bir proton veya nötronun kurtulması için gerekli enerji ev 'tur. Kutup tanındaki bir elektronun tipik enerji düzeyi - 15 ev arasındadır. Halka akımındaki bir iyonun tipik enerjisi 50 ev, Dünya'nın iç ısısının ana kaynağı olan radyoaktif potasyum elektronlarının enerjileri ise Mev (mega ev) tur. Manyetosferik bölgeye gittiğimizde parçacıkların enerji seviyeleri anormal artmaktadır. İç radyasyon kuşağında tipik proton enerjileri 10 - Mev, bir güneş patlamasındaki enerji seviyesi ise 10 - 15 Mev mertebesinne çıkmaktadır. Kozmik iyonlar arasında enerji seviyeleri 1- Gev ( bin katrilyon volt) olanlar vardır.
Kaynaklar
- seafoodplus.info
- Roger P. Briggs And Robert J. Carlisle, "Güneş Fiziği ve Dünya’ya Etkileri" Boulder
- Valley Schools, Editor, Barbara B. Poppe, Space Environment Laboratory National
- Oceanic And Atmospheric Administration, Aralık,
- Sky & Telescope, Åubat
Işık yılı
Işık yılı, astronomik uzaklıkları ifade etmek için kullanılan ve yaklaşık 9,46 trilyon kilometreye (9,46×1012 km) karşılık gelen uzunluk birimi. Uluslararası Astronomi Birliğinin (IAU) tanımına göre bir ışık yılı, ışığın bir Jülyen yılında (,25 gün) boşlukta kat ettiği mesafedir.[1] İçinde "yıl" sözcüğü geçtiği için bazen hatalı olarak zaman birimi gibi algınsa da zaman birimi değildir.
Tanımlama[değiştir Işık Yılı Ka&#; Km Eder? 1 Işık Yılı Ka&#; Seneye Denk Gelir? Hesaplama Y&#;ntemi Ve Birim Bilgileri
Dünya ile diğer gezegenler, yıldızlar ya da dünyayla evrende saptanan diğer cisimler arasındaki uzaklığı gözlemlemek için ışık yılı ve km mesafeleri kullanılmaktadır. Bu durumda 1 ışık yılı takribi olarak 9 trilyon kilometre etmektedir.
1 Işık Yılı Kaç Km Eder?
Astronomide en yaygın olarak kullanılan uzunluk birimi, ışığın bir senede (Dünya’nın Güneş’in çevresinde bir kez dönmesi sırasında geçen zaman olan gün 6 saat) aldığı yolun uzaklığını belirten “ışık yılı”dır. 1 ışık yılı takribi 9 trilyon kilometredir. Astronomiyle ilgilenenlerin tercih ettiği bir diğer uzunluk birimi ise ‘parsek’tir.
Takribi olarak 3,26 ışık yılına karşılık gelen bu birimin ne manaya geldiği şu şekilde ifade edebilir; En dar açısı bir arksaniye olan bir dik üçgen çizilsin. (Matematik derslerimizden anımsanacağı gibi arksaniye veya açısal saniye, 1 derecenin 1/’üne eşittir. Yani takribi 0, derecedir). Bu üçgenin en küçük kenarının uzunluğu (1 arksaniyelik açının karşısında bulunan kenar),1 AB’ye eşit olsun. Üçgenin dik açısını meydana getiren diğer kenarının uzunluğu 1 parsek olur.
Hesaplama Yöntemi ve Birim Bilgileri
Işığın saniyede hızı km’dir.
Bir dakikada ne kadar yol alır? Işık 1 dakikada ( km) X (60) = 18 km
Bir saatte ne kadar yol alır? Işık 1 saatte (18 km) X (60) = 1 km
Bir günde ne kadar yol alır? Işık 1 günde (1 km) X (24) = 25 km
Bir yılda ne kadar yol alır? Işık 1 yılda (25 km) X () = 9 km yol almaktadır.
Yapılan hesaplama bir ışık yılının trilyon km'ye karşılık geldiğinin göstermektedir.
nest...
Işık Yılı Ka&#; Km Eder? 1 Işık Yılı Ka&#; Seneye Denk Gelir? Hesaplama Y&#;ntemi Ve Birim Bilgileri
Dünya ile diğer gezegenler, yıldızlar ya da dünyayla evrende saptanan diğer cisimler arasındaki uzaklığı gözlemlemek için ışık yılı ve km mesafeleri kullanılmaktadır. Bu durumda 1 ışık yılı takribi olarak 9 trilyon kilometre etmektedir.
1 Işık Yılı Kaç Km Eder?
Astronomide en yaygın olarak kullanılan uzunluk birimi, ışığın bir senede (Dünya’nın Güneş’in çevresinde bir kez dönmesi sırasında geçen zaman olan gün 6 saat) aldığı yolun uzaklığını belirten “ışık yılı”dır. 1 ışık yılı takribi 9 trilyon kilometredir. Astronomiyle ilgilenenlerin tercih ettiği bir diğer uzunluk birimi ise ‘parsek’tir.
Takribi olarak 3,26 ışık yılına karşılık gelen bu birimin ne manaya geldiği şu şekilde ifade edebilir; En dar açısı bir arksaniye olan bir dik üçgen çizilsin. (Matematik derslerimizden anımsanacağı gibi arksaniye veya açısal saniye, 1 derecenin 1/’üne eşittir. Yani takribi 0, derecedir). Bu üçgenin en küçük kenarının uzunluğu (1 arksaniyelik açının karşısında bulunan kenar),1 AB’ye eşit olsun. Üçgenin dik açısını meydana getiren diğer kenarının uzunluğu 1 parsek olur.
Hesaplama Yöntemi ve Birim Bilgileri
Işığın saniyede hızı km’dir.
Bir dakikada ne kadar yol alır? Işık 1 dakikada ( km) X (60) = 18 km
Bir saatte ne kadar yol alır? Işık 1 saatte (18 km) X (60) = 1 km
Bir günde ne kadar yol alır? Işık 1 günde (1 km) X (24) = 25 km
Bir yılda ne kadar yol alır? Işık 1 yılda (25 km) X () = 9 km yol almaktadır.
Yapılan hesaplama bir ışık yılının trilyon km'ye karşılık geldiğinin göstermektedir.