Güneş
 | |
| Ultraviyole ışıkta görüldüğü şekliyle 2022 yılında Solar Orbiter tarafından çekilmiş Güneş fotoğrafı | |
| Gözlem bilgileri | |
|---|---|
| Ortalama uzaklık (Dünya'dan) |
1,496×108 km 8,31 dakika ışık yılı olarak |
| Görünen kadir (V) | −26,74m |
| Mutlak kadir | 4,83m |
| Yıldız sınıflandırma | G2V |
| Metallik | Z = 0,0177 |
| Açısal çap | 31,6' - 32,7' |
| Yörünge özellikleri | |
| Ortalama uzaklık (Samanyolu merkezinden) |
~2,5×1020 m 26.000 ışık yılı |
| Galaktik periyot | 2,25-2,50×108 yıl |
| Hız | ~2,20×105 m/s (Gökada merkezinin çevresinde yörünge üzerinde) ~2×104 m/s (yakınlarda bulunan yıldızların ortalama hızına göreceli olarak) |
| Fiziksel özellikler | |
| Ekvatoral yarıçap | 695.700 km Dünya'nın 109 katı |
| Ekvator çevresi | 4,379×106 km |
| Basıklık | 9×10−6 |
| Yüzey alanı | 6,088×1018 m² Dünya'nın 11.900 katı |
| Hacim | 1,4122×1027 m³ Dünya'nın 1.300.000 katı |
| Kütle | 1,9891 ×1030 kg Dünya'nın 332.946 katı |
| Ortalama yoğunluk | ≈1,409 ×103 kg/m³ |
| Değişik yoğunluklar | Çekirdek: 1,5×105 kg/m³ Aşağı Fotosfer: 2×10-4 kg/m³ Aşağı Kromosfer: 5×10-6 kg/m³ Ortalama Corona: 10×10-12kg/m³ |
| Ekvator'da yüzey çekimi | 274,0 m/s² 27,94 g |
| Kaçış hızı (yüzeyden) |
617,7 km/s Dünya'nın 55 katı |
| Etkin yüzey sıcaklığı | 5.778 K |
| Corona sıcaklığı | ~5×106 K |
| Çekirdek sıcaklığı | ~15,7×106 K |
| Işınım gücü (Lsol) | 3,846×1026 W ~3,75×1028 lm ~98 lm/W etkin lüminozite |
| Ortalama radyans (Isol) | 2,009×107 W m−2 sr−1 |
| Dönme özellikleri | |
| Eksenel eğiklik | 7,25° (tutulum düzlemine) 67,23° (gökada düzlemine) |
| Sağ açıklık (Kuzey kutbunun) |
286,13° 19 s 4 d 30 sn |
| Dik açıklık (Kuzey kutbunun) |
+63,87° 63°52' Kuzey |
| Yıldız dönme periyotu (16° enlemde) |
25,38 gün 25 g 9 s 7 dk 13 sn |
| (ekvatorda) | 25,05 gün |
| (kutuplarda) | 34,3 gün |
| Dönme hızı (ekvatorda) |
7,284 ×103 km/s |
| Fotosfer bileşimi (kütlesel olarak) | |
| Hidrojen | % 73,46 |
| Helyum | % 24,85 |
| Oksijen | % 0,77 |
| Karbon | % 0,29 |
| Demir | % 0,16 |
| Kükürt | % 0,12 |
| Neon | % 0,12 |
| Nitrojen | % 0,09 |
| Silikon | % 0,07 |
| Magnezyum | % 0,05 |
.svg){kind=small}
Güneş, Güneş Sistemi'nin merkezinde yer alan yıldız. Orta büyüklükte bir yıldız olan Güneş, tek başına Güneş Sistemi kütlesinin % 99,8'ini oluşturur. Geriye kalan kütle Güneş'in çevresinde dönen gezegenler, asteroitler, gök taşları, kuyruklu yıldızlar ve kozmik tozlardan oluşur. Gün ışığı şeklinde Güneş'ten yayılan enerji, fotosentez yoluyla Dünya üzerindeki hayatın hemen hemen tamamının var olmasını sağlar ve Dünya'nın iklimi ile hava durumunun üzerinde önemli etkilerde bulunur. ⓘ
Samanyolu Gökadasında tahmin edilen yaklaşık 200 milyar yıldızdan birisi olan Güneş'in kütlesi sıcak gazlardan oluşur ve çevresine ısı ve ışık şeklinde radyasyon yayar. Güneş, yaklaşık olarak, Dünya'nın çapının 109 katına (1,5 milyon km), hacminin 1,3 milyon katına ve kütlesinin 333 bin katına sahiptir. Yoğunluğu ise Dünya'nın yoğunluğunun ¼’ü kadardır. Güneş'in Samanyolu galaksisi etrafında yörüngesi vardır, bu yörüngede 828.000 km/s hızda hareket eder, yörüngede hareket ederken kendi sistemindeki gezegen, meteor vs tüm parçalar güneş ile birlikte Samanyolu etrafında dönmektedir. Bu hızı, yer değişikliğini bir uzay aracı güneş sisteminden komple çıktıktan sonra fark eder, güneş ve güneş sistemi kendisinden 1 saatte 828.000 km olarak uzaklaşacaktır. Oort bulutuna göre Güneş Sisteminin çapı': 15 trilyon km, 100 bin AU, yaklaşık 2 ışık yılıdır. Bize en yakın yıldızın uzaklığı: 4,3 ışık yılı. Güneş kendi ekseni etrafında saatte 7.000 km hızla döner ve bir tam turunu yaklaşık ortalama 27 günde tamamlar. Güneşin yüzey sıcaklığı 5500 °C ve çekirdeğinin sıcaklığıysa 15,6 milyon °C’dir. Güneş'ten çıkan enerjinin 2,2 milyarda 1'i yeryüzüne ulaşır. Geriye kalan enerjisi uzayda kaybolur. Güneş’in üç günde yaymış olduğu enerji, Dünya'daki tüm petrol, ağaç, doğalgaz vb. yakıta eşdeğerdir. Güneş ışınları 8,44 dakikada yeryüzüne ulaşır. Güneş, Dünya'ya en yakın yıldızdır. Çekim kuvveti Dünya yer çekiminin 28 katıdır. ⓘ
Güneş yüzeyi kütlesinin %74'ünü ve hacminin %92'sini oluşturan hidrojen, kütlesinin %24-25'ünü ve hacminin % 7'sini oluşturan helyum ile Fe, Ni, O, Si, S, Mg, C, Ne, Ca ve Cr gibi diğer elementlerden oluşur. Güneş'in yıldız sınıfı G2V'dir. G2 Güneş'in yüzey sıcaklığının yaklaşık 5.780 K olduğu, dolayısıyla beyaz renge sahip olduğu anlamına gelir. Günışığının atmosferden geçerken kırılması sonucu sarı gibi görünür. Bu mavi fotonların Rayleigh saçılımının sonucunda yeteri kadar mavi ışığın kırılmasıyla geride sarı olarak algılanan kırmızılığın kalmasıdır. ⓘ
Tayfı içinde iyonize ve nötr metaller olduğu kadar çok zayıf hidrojen çizgileri de bulunur. V eki (Roma rakamıyla beş) çoğu yıldız gibi Güneş'in de ana dizi üzerinde olduğunu gösterir. Enerjisini hidrojen çekirdeklerinin füzyonla helyuma dönüşmesinden elde eder ve hidrostatik denge içindedir, yani zaman içinde ne genişler ne de küçülür. Saniyede 600 milyon ton hidrojen, helyuma dönüşür. Bu da, Güneş'in her geçen saniye 4,5 milyon ton hafiflemesine yol açar. Güneş'teki füzyon olayı sonucunda kızıl kırmızımsı bir alev 15-20 bin km yükselir ve Güneş Fırtınası meydana gelir. Galaksimizde 100 milyondan fazla G2 sınıfı yıldız bulunur. Güneş, galaksimiz içinde bulunan yıldızların % 85'inden daha parlaktır, Güneş'ten daha sönük olan bu yıldızların çoğu kırmızı cücelerdir. ⓘ
Güneş, Samanyolu merkezinin çevresinde yaklaşık 26.000 ışık yılı uzaklıkta döner. Galaktik merkez çevresinde bir dönüşünü yaklaşık 225-250 milyon yılda bir tamamlar. Yaklaşık yörünge hızı saniyede 220 kilometredir (+/-20 km/s). Bu da her 1.400 yılda bir 1 ışık yılıdır. Bu galaktik uzaklık ve hız bilgileri şu anda sahip olduğumuz en doğru bilgilerdir. Ancak bilimde her zaman olduğu gibi bilgi arttıkça bunlar da değişebilir. ⓘ
Güneş günümüzde Samanyolu'nun daha büyük olan Kahraman kolu ve Yay kolu arasında kalan Orion kolu'nun iç kısmında, Yerel Yıldızlararası Bulut içinde yüksek sıcaklıkta dağınık gaz bölgesi olan düşük yoğunluklu yerel kabarcık içinden geçmektedir. Dünya'ya 17 ışık yılı uzaklıkta yer alan en yakın 50 yıldız içinde Güneş, mutlak kadir olarak dördüncü sıradadır. (M=4,83) ⓘ
Güneş, Güneş Sistemi'nin merkezinde yer alan yıldızdır. Neredeyse mükemmel bir sıcak plazma topudur, çekirdeğindeki nükleer füzyon reaksiyonları ile akkor hale gelene kadar ısıtılır ve enerjiyi esas olarak görünür ışık, morötesi ve kızılötesi radyasyon olarak yayar. Dünya'daki yaşam için en önemli enerji kaynağıdır. ⓘ
Güneş'in çapı yaklaşık 1,39 milyon kilometre (864.000 mil) ya da Dünya'nın 109 katıdır. Kütlesi Dünya'nın yaklaşık 330.000 katıdır ve Güneş Sistemi'nin toplam kütlesinin yaklaşık %99,86'sını oluşturur. Güneş'in kütlesinin kabaca dörtte üçü hidrojenden (~%73) oluşur; geri kalanı çoğunlukla helyumdur (~%25) ve oksijen, karbon, neon ve demir dahil olmak üzere çok daha küçük miktarlarda daha ağır elementler içerir. ⓘ
Güneş G tipi bir ana dizi yıldızıdır (G2V). Bu nedenle, gayri resmi olarak ve tam olarak doğru olmamakla birlikte, sarı cüce olarak adlandırılır (ışığı sarıdan beyaza daha yakındır). Yaklaşık 4,6 milyar yıl önce büyük bir moleküler bulutun bir bölgesindeki maddenin yerçekimsel çöküşüyle oluşmuştur. Bu maddenin çoğu merkezde toplanırken, geri kalanı düzleşerek Güneş Sistemi'ni oluşturan yörüngeli bir disk haline geldi. Merkezi kütle o kadar sıcak ve yoğun hale geldi ki sonunda çekirdeğinde nükleer füzyonu başlattı. Neredeyse tüm yıldızların bu süreçle oluştuğu düşünülmektedir. ⓘ
Güneş'in Dünya üzerindeki muazzam etkisi tarih öncesi çağlardan beri bilinmektedir. Güneş bazı kültürler tarafından bir tanrı olarak düşünülmüştür. Dünya'nın sinodik dönüşü ve Güneş etrafındaki yörüngesi bazı güneş takvimlerinin temelini oluşturmaktadır. Günümüzde kullanılan en yaygın takvim Gregoryen takvimidir ve 16. yüzyılda Güneş'in gözlemlenen hareketinin esas olarak gerçekten hareket etmesinden kaynaklandığı şeklindeki standart yoruma dayanmaktadır. ⓘ
Etimoloji
İngilizce sun sözcüğü Eski İngilizce sunne sözcüğünden evrilmiştir. Batı Frizce sinne, Felemenkçe zon, Alçak Almanca Sünn, Standart Almanca Sonne, Bavyera Sunna, Eski İskandinav sunna ve Gotik sunnō gibi diğer Cermen dillerinde soydaşları görülür. Tüm bu sözcükler Proto-Germence *sunnōn'dan türemiştir. Bu, nihayetinde Hint-Avrupa dil ailesinin diğer kollarındaki güneş kelimesiyle ilişkilidir, ancak çoğu durumda, örneğin Latince sōl, eski Yunanca ἥλιος (hēlios), Galce haul ve Rusça солнце (solntse.) gibi n'deki genitif kök yerine l'li bir nominatif kök bulunur; sontse olarak telaffuz edilir) ve ayrıca (*l > r ile) Sanskritçe स्वर (svár) ve Farsça خور (xvar). Aslında, l-seması Proto-Germence'de de *sōwelan olarak varlığını sürdürmüş, bu da Gotik sauil (sunnō ile birlikte) ve Eski İskandinav düzyazı sól (şiirsel sunna ile birlikte) ve onun aracılığıyla modern İskandinav dillerindeki güneş kelimelerini doğurmuştur: İsveççe ve Danca solen, İzlandaca sólin, vs. ⓘ
İngilizce'de Güneş için kullanılan başlıca sıfatlar güneş ışığı için sunny ve teknik bağlamlarda Latince sol'dan gelen solar (/ˈsoʊlər/) kelimeleridir - bu sonuncusu güneş günü, güneş tutulması ve Güneş Sistemi (bazen Sol sistemi) gibi terimlerde bulunur. Yunanca helios'tan nadir bulunan heliac (/ˈhiːliæk/) sıfatı gelir. İngilizce'de Yunanca ve Latince sözcükler şiirlerde Güneş'in kişileştirilmesi olarak karşımıza çıkar, Helios (/ˈhiːliəs/) ve Sol (/ˈsɒl/), bilim kurguda ise Sol, Güneş'i diğer yıldızlardan ayırmak için bir isim olarak kullanılabilir. Küçük s harfiyle yazılan sol terimi gezegen astronomları tarafından Mars gibi başka bir gezegende bir güneş gününün süresi için kullanılır. ⓘ
İngilizce hafta içi gün adı Sunday, Eski İngilizce Sunnandæg "güneşin günü", Latince diēs sōlis ifadesinin Germence bir yorumu, kendisi de eski Yunanca ἡμέρα ἡλίου (hēmera hēliou) "güneşin günü" ifadesinin bir çevirisidir. Güneş'in astronomik sembolü, ortasında nokta bulunan bir dairedir, .svg){kind=small}
. M☉ (Güneş kütlesi), R☉ (Güneş yarıçapı) ve L☉ (Güneş parlaklığı) gibi birimler için kullanılır. ⓘ
Güneş kelimesi, Orta Türkçede yer alan ve aynı anlama gelen küneş sözcüğünden evrilmiştir. Bu kelime ise Eski Türkçede yer aldığı tahmin edilen ancak yazılı örneği bulunmayan, "gün ışımak, aydınlanmak" anlamındaki *küne- sözüne +Iş ekinin eklenmesiyle türetilmiştir. Sözcüğün tarihte geçtiği en eski kaynak 1310 yılından önceye tarihlenen İbni Mühenna'nın Lugat adlı eseri olmaktadır. ⓘ
Şems, güneş kelimesinin eş anlamlısı olup, Arapça şms kökünden gelen ve aynı anlama sahip şams (شمس) sözcüğünden alıntıdır. Bu sözcük Aramice/Süryanice aynı anlamdaki şimşā (שִׁמְשָׁא) sözcüğü ile eş kökenlidir. Bu sözcükler ise Akadca'da yer alan ve aynı manaya gelen şamşu, şamaş sözcüğü ile eş kökenlidir. ⓘ
Genel özellikler
Güneş, Güneş Sistemi'nin kütlesinin yaklaşık %99,86'sını oluşturan G-tipi bir ana dizi yıldızıdır. Güneş'in mutlak büyüklüğü +4.83 olup, Samanyolu'ndaki çoğu kırmızı cüce olan yıldızların yaklaşık %85'inden daha parlak olduğu tahmin edilmektedir. Güneş, Popülasyon I ya da ağır element zengini bir yıldızdır. Güneş'in oluşumu, yakınlardaki bir veya daha fazla süpernovadan gelen şok dalgaları tarafından tetiklenmiş olabilir. Güneş Sistemi'ndeki altın ve uranyum gibi ağır elementlerin bolluğu, Popülasyon II olarak adlandırılan ağır element bakımından fakir yıldızlardaki bu elementlerin bolluğuna kıyasla yüksektir. Ağır elementler büyük olasılıkla bir süpernova sırasında endotermik nükleer reaksiyonlar ya da büyük bir ikinci nesil yıldızda nötron emilimi yoluyla transmutasyon yoluyla üretilmiş olabilir. ⓘ
Güneş, -26,74'lük görünür büyüklüğü ile Dünya'nın gökyüzündeki açık ara en parlak cisimdir. Bu, bir sonraki en parlak yıldız olan ve görünür büyüklüğü -1,46 olan Sirius'tan yaklaşık 13 milyar kat daha parlaktır. Bir astronomik birim (yaklaşık 150.000.000 km; 93.000.000 mil) Güneş'in merkezinin Dünya'nın merkezine olan ortalama uzaklığı olarak tanımlanır, ancak Dünya Ocak ayında perihelion'dan Temmuz ayında aphelion'a hareket ettikçe mesafe değişir. Mesafeler 147,098,074 km (perihelion) ile 152,097,701 km (aphelion) arasında değişebilir ve uç değerler 147,083,346 km ile 152,112,126 km arasında olabilir. Ortalama mesafede, ışık Güneş ufkundan Dünya ufkuna yaklaşık 8 dakika 20 saniyede ulaşırken, Güneş ve Dünya'nın en yakın noktalarından gelen ışık yaklaşık iki saniye daha kısa sürer. Bu güneş ışığının enerjisi fotosentez yoluyla Dünya'daki neredeyse tüm yaşamı destekler ve Dünya'nın iklimini ve hava durumunu yönlendirir. ⓘ
Güneş'in kesin bir sınırı yoktur, ancak yoğunluğu fotosferin üzerindeki yükseklik arttıkça katlanarak azalır. Ölçüm amacıyla Güneş'in yarıçapı, merkezinden Güneş'in görünen yüzeyi olan fotosferin kenarına kadar olan mesafe olarak kabul edilir. Bu ölçüye göre Güneş, 9 milyonda bir olarak tahmin edilen genişliği ile mükemmele yakın bir küredir; bu da kutup çapının ekvator çapından sadece 10 kilometre (6,2 mil) farklı olduğu anlamına gelir. Gezegenlerin gelgit etkisi zayıftır ve Güneş'in şeklini önemli ölçüde etkilemez. Güneş ekvatorunda kutuplarına göre daha hızlı döner. Bu diferansiyel dönüş, ısı taşınımından kaynaklanan konvektif hareket ve Güneş'in dönüşünden kaynaklanan Coriolis kuvvetinden kaynaklanır. Yıldızlar tarafından tanımlanan bir referans çerçevesinde, dönme periyodu ekvatorda yaklaşık 25,6 gün, kutuplarda ise 33,5 gündür. Güneş'in yörüngesindeki Dünya'dan bakıldığında, Güneş'in ekvatorundaki görünür dönme periyodu yaklaşık 28 gündür. Kuzey kutbunun üzerindeki bir noktadan bakıldığında, Güneş kendi dönüş ekseni etrafında saat yönünün tersine döner. ⓘ
Kompozisyon
Güneş esas olarak hidrojen ve helyum kimyasal elementlerinden oluşur. Güneş'in yaşamının bu döneminde, fotosferdeki Güneş kütlesinin sırasıyla %74,9 ve %23,8'ini oluştururlar. Astronomide metaller olarak adlandırılan tüm daha ağır elementler kütlenin %2'sinden azını oluştururken, oksijen (Güneş kütlesinin yaklaşık %1'i), karbon (%0,3), neon (%0,2) ve demir (%0,2) en bol bulunanlardır. ⓘ
Güneş'in orijinal kimyasal bileşimi, oluştuğu yıldızlararası ortamdan miras kalmıştır. Başlangıçta yaklaşık %71,1 hidrojen, %27,4 helyum ve %1,5 daha ağır elementler içeriyordu. Güneş'teki hidrojen ve helyumun çoğu evrenin ilk 20 dakikasında Büyük Patlama nükleosentezi ile üretilmiş ve daha ağır elementler Güneş oluşmadan önceki yıldız nesilleri tarafından üretilmiş ve yıldız yaşamının son aşamalarında ve süpernova gibi olaylarla yıldızlararası ortama yayılmıştır. ⓘ
Güneş'in oluşumundan bu yana, ana füzyon süreci hidrojenin helyuma dönüştürülmesini içermektedir. Geçtiğimiz 4,6 milyar yıl boyunca, helyum miktarı ve Güneş içindeki konumu kademeli olarak değişmiştir. Çekirdek içinde helyum oranı füzyon nedeniyle yaklaşık %24'ten yaklaşık %60'a yükselmiş, helyum ve ağır elementlerin bir kısmı yerçekimi nedeniyle fotosferden Güneş'in merkezine doğru yerleşmiştir. Daha ağır elementlerin oranı değişmemiştir. Isı, Güneş'in çekirdeğinden dışarıya doğru konveksiyonla değil radyasyonla aktarılır (aşağıdaki Radyatif bölgeye bakınız), bu nedenle füzyon ürünleri ısı ile dışarıya doğru kaldırılmaz; çekirdekte kalırlar ve yavaş yavaş füzyona uğramayan bir helyum iç çekirdeği oluşmaya başlamıştır çünkü şu anda Güneş'in çekirdeği helyumu füzyona uğratacak kadar sıcak veya yoğun değildir. Mevcut fotosferde helyum oranı azalmıştır ve metaliklik protostellar evredekinin (çekirdekte nükleer füzyon başlamadan önce) sadece %84'ü kadardır. Gelecekte, çekirdekte helyum birikmeye devam edecek ve yaklaşık 5 milyar yıl içinde bu kademeli birikim sonunda Güneş'in ana diziden çıkmasına ve kırmızı bir dev olmasına neden olacaktır. ⓘ
Fotosferin kimyasal bileşiminin normalde ilkel Güneş Sistemi'nin bileşimini temsil ettiği kabul edilir. Yukarıda açıklanan güneş ağır element bollukları tipik olarak hem Güneş'in fotosferinin spektroskopisi kullanılarak hem de erime sıcaklıklarına kadar hiç ısıtılmamış meteoritlerdeki bolluklar ölçülerek ölçülür. Bu meteoritlerin protostellar Güneş'in bileşimini koruduğu ve dolayısıyla ağır elementlerin çökelmesinden etkilenmediği düşünülmektedir. İki yöntem genellikle iyi uyum göstermektedir. ⓘ
Güneş içinde bulunan elementlerin dağılımı birçok değişkene bağlıdır, örneğin kütleçekimi nedeniyle ağır elementler (örneğin helyum) Güneş kütlesinin merkezine yakın dururken, ağır olmayan elementler (örneğin hidrojen) Güneş'in dış katmanlarına doğru yayılır. Özellikle Güneş'in içinde helyumun dağılımı özel olarak ilgi çekmektedir. Helyumun dağılma sürecinin zamanla hızlandığı ortaya çıkarılmıştır. Güneş'in dış katmanını oluşturan ışık kürenin bileşimi, içinde bulunan döteryum, lityum, bor ve berilyum dışında, Güneş Sistemi'nin oluşumundaki kimyasal bileşime örnek olarak alınmaktadır. ⓘ
Güneş, atomdan büyük her nesne gibi kimyasal elementlerden oluşmuştur. Birçok bilim insanı bu elementlerin bolluklarını, gezegenlerdeki elementlerle olan bağlantılarını ve Güneş'in içindeki dağılımlarını araştırmıştır. ⓘ
Yapı ve füzyon
Çekirdek
Güneş'in çekirdeği merkezden güneş yarıçapının yaklaşık %20-25'ine kadar uzanır. Yoğunluğu 150 g/cm3 (suyun yoğunluğunun yaklaşık 150 katı) ve sıcaklığı 15,7 milyon kelvine (K) yakındır. Buna karşılık, Güneş'in yüzey sıcaklığı yaklaşık 5800 K'dir. SOHO görev verilerinin son analizleri, çekirdekte yukarıdaki ışınımsal bölgeye göre daha hızlı bir dönme oranını desteklemektedir. Güneş'in yaşamının büyük bölümünde enerji, çekirdek bölgesinde proton-proton zinciri yoluyla nükleer füzyonla üretilmiştir; bu süreç hidrojeni helyuma dönüştürür. Şu anda Güneş'te üretilen enerjinin sadece %0,8'i CNO döngüsü adı verilen başka bir füzyon reaksiyonu dizisinden gelmektedir, ancak Güneş yaşlandıkça ve daha parlak hale geldikçe bu oranın artması beklenmektedir. ⓘ
Çekirdek, Güneş'te füzyon yoluyla kayda değer miktarda termal enerji üreten tek bölgedir; gücün %99'u Güneş'in yarıçapının %24'ü içinde üretilir ve yarıçapın %30'unda füzyon neredeyse tamamen durmuştur. Güneş'in geri kalanı bu enerji tarafından ısıtılır ve enerji birbirini takip eden birçok katmandan dışarıya doğru aktarılır, son olarak da radyasyon (fotonlar) veya adveksiyon (büyük parçacıklar) yoluyla uzaya kaçtığı güneş fotosferine ulaşır. ⓘ
Proton-proton zinciri çekirdekte her saniye yaklaşık 9,2×1037 kez meydana gelir ve her saniye yaklaşık 3,7×1038 protonu alfa parçacıklarına (helyum çekirdekleri) dönüştürür (Güneş'teki toplam ~8,9×1056 serbest protondan) veya yaklaşık 6,2×1011 kg/s. Bununla birlikte, her bir protonun (ortalama olarak) PP zincirini kullanarak bir diğeriyle kaynaşması yaklaşık 9 milyar yıl sürer. Dört serbest protonun (hidrojen çekirdeği) tek bir alfa parçacığına (helyum çekirdeği) kaynaşması, kaynaşmış kütlenin yaklaşık %0,7'sini enerji olarak açığa çıkarır, dolayısıyla Güneş saniyede 4,26 milyon metrik tonluk (600 metrik megaton hidrojen gerektirir) kütle-enerji dönüşüm hızıyla 384,6 yottawatt (3,846×1026 W) ya da saniyede 9,192×1010 megaton TNT enerji açığa çıkarır. Güneş'in büyük güç çıkışı esas olarak çekirdeğinin devasa boyutu ve yoğunluğundan kaynaklanmaktadır (Dünya ve Dünya'daki nesnelerle karşılaştırıldığında), metre küp başına sadece oldukça az miktarda güç üretilmektedir. Güneş'in iç kısmının teorik modelleri, çekirdeğin merkezinde maksimum güç yoğunluğunun ya da enerji üretiminin metreküp başına yaklaşık 276,5 watt olduğunu göstermektedir ki bu da bir kompost yığınının içindeki güç yoğunluğuyla hemen hemen aynıdır. ⓘ
Çekirdekteki füzyon oranı kendi kendini düzelten bir denge içindedir: biraz daha yüksek bir füzyon oranı çekirdeğin daha fazla ısınmasına ve dış katmanların ağırlığına karşı hafifçe genişlemesine, yoğunluğun ve dolayısıyla füzyon oranının azalmasına ve pertürbasyonun düzeltilmesine neden olur; ve biraz daha düşük bir oran çekirdeğin soğumasına ve hafifçe büzülmesine, yoğunluğun artmasına ve füzyon oranının artmasına ve tekrar mevcut oranına geri dönmesine neden olur. ⓘ
Radyatif bölge
Işıma bölgesi 0,45 güneş yarıçapı ile güneşin en kalın tabakasıdır. Çekirdekten yaklaşık 0,7 güneş yarıçapına kadar, termal radyasyon birincil enerji transfer aracıdır. Çekirdekten uzaklaştıkça sıcaklık yaklaşık 7 milyon kelvinden 2 milyon kelvine düşer. Bu sıcaklık gradyanı adyabatik atlama oranının değerinden daha azdır ve bu nedenle konveksiyonu yönlendiremez, bu da bu bölge boyunca enerji transferinin neden termal konveksiyon yerine radyasyonla olduğunu açıklar. Hidrojen ve helyum iyonları fotonlar yayar ve bunlar diğer iyonlar tarafından yeniden emilmeden önce sadece kısa bir mesafe kat ederler. Yoğunluk, 0,25 güneş yarıçapı ile 0,7 yarıçap, yani ışınım bölgesinin tepesi arasında yüz kat düşer (20 g/cm3'ten 0,2 g/cm3'e). ⓘ
Takoklin
Radyatif bölge ve konvektif bölge bir geçiş katmanı olan takoklin ile ayrılır. Bu, ışınım bölgesinin tekdüze dönüşü ile konveksiyon bölgesinin diferansiyel dönüşü arasındaki keskin rejim değişikliğinin ikisi arasında büyük bir kayma ile sonuçlandığı bir bölgedir - ardışık yatay katmanların birbirinin yanından kaydığı bir durum. Halen, Güneş'in manyetik alanını bu katman içindeki bir manyetik dinamonun oluşturduğu varsayılmaktadır (bkz. Güneş dinamosu). ⓘ
Konvektif bölge
Güneş'in konveksiyon bölgesi 0,7 güneş yarıçapından (500.000 km) yüzeyin yakınına kadar uzanır. Bu katmanda güneş plazması, iç kısımdaki ısı enerjisini radyasyon yoluyla dışarıya aktaracak kadar yoğun ya da sıcak değildir. Bunun yerine, plazmanın yoğunluğu, konvektif akımların gelişmesine ve Güneş'in enerjisini yüzeyine doğru hareket ettirmesine izin verecek kadar düşüktür. Takoklinalde ısınan malzeme ısıyı alır ve genişler, böylece yoğunluğu azalır ve yükselmesine izin verir. Sonuç olarak, kütlenin düzenli hareketi, ısının büyük bir kısmını Güneş'in yukarıdaki fotosferine taşıyan termal hücrelere dönüşür. Materyal fotosferik yüzeyin hemen altında difüzif ve radyatif olarak soğuduğunda, yoğunluğu artar ve konveksiyon bölgesinin tabanına batar, burada tekrar radyatif bölgenin tepesinden ısı alır ve konvektif döngü devam eder. Fotosferde sıcaklık 5.700 K'ye (350 kat) ve yoğunluk sadece 0,2 g/m3'e (deniz seviyesindeki havanın yoğunluğunun yaklaşık 1/10.000'i ve konvektif bölgenin iç katmanının 1 milyonda biri) düşmüştür. ⓘ
Konveksiyon bölgesinin termal sütunları Güneş'in yüzeyinde bir iz oluşturarak ona en küçük ölçekte solar granülasyon ve daha büyük ölçeklerde süper granülasyon adı verilen granüler bir görünüm kazandırır. Güneş'in iç kısmının bu dış bölümündeki türbülanslı konveksiyon, Güneş'in yüzeye yakın hacmi üzerinde "küçük ölçekli" dinamo hareketini sürdürür. Güneş'in termal sütunları Bénard hücreleridir ve kabaca altıgen prizmalar şeklindedir. ⓘ
Fotosfer
_as_of_January_20,_2020.jpg)
Güneş'in görünür yüzeyi olan fotosfer, Güneş'in görünür ışığa karşı opak hale geldiği katmandır. Bu katmanda üretilen fotonlar, üzerindeki saydam güneş atmosferinden geçerek Güneş'ten kaçar ve güneş radyasyonuna, yani güneş ışığına dönüşür. Opaklıktaki değişim, görünür ışığı kolayca emen H- iyonlarının azalan miktarından kaynaklanmaktadır. Buna karşılık, gördüğümüz görünür ışık, elektronların hidrojen atomlarıyla reaksiyona girerek H- iyonları üretmesiyle oluşur. ⓘ
Fotosfer onlarca ila yüzlerce kilometre kalınlığındadır ve Dünya'daki havadan biraz daha az opaktır. Fotosferin üst kısmı alt kısmından daha soğuk olduğu için, Güneş'in bir görüntüsü merkezde, güneş diskinin kenarından veya uzvundan daha parlak görünür, bu da uzuv kararması olarak bilinen bir olgudur. Güneş ışığının spektrumu yaklaşık olarak 5,777 K (5,504 °C; 9,939 °F) sıcaklıkta ışıma yapan bir siyah cismin spektrumuna sahiptir ve fotosferin üzerindeki ince katmanlardan gelen atomik soğurma çizgileri ile serpiştirilmiştir. Fotosferin parçacık yoğunluğu ~1023 m-3'tür (deniz seviyesindeki Dünya atmosferinin hacim başına parçacık sayısının yaklaşık %0,37'si). Fotosfer tam olarak iyonlaşmamıştır - iyonlaşma oranı yaklaşık %3'tür ve hidrojenin neredeyse tamamını atomik formda bırakır. ⓘ
Fotosferin optik spektrumu üzerine yapılan ilk çalışmalar sırasında, o zamanlar Dünya'da bilinen hiçbir kimyasal elemente karşılık gelmeyen bazı soğurma çizgileri bulunmuştur. 1868 yılında Norman Lockyer, bu soğurma çizgilerinin Yunan Güneş tanrısı Helios'a atfen helyum adını verdiği yeni bir elementten kaynaklandığını varsaydı. Yirmi beş yıl sonra helyum Dünya üzerinde izole edildi. ⓘ
Atmosfer
.jpg)
Tam Güneş tutulması sırasında, Güneş diski Ay diski tarafından örtüldüğünde, Güneş'i çevreleyen atmosferin bazı kısımları görülebilir. Atmosfer dört farklı bölümden oluşur: kromosfer, geçiş bölgesi, korona ve heliosfer. ⓘ
Güneş'in en soğuk katmanı fotosferin yaklaşık 500 km yukarısına kadar uzanan minimum sıcaklık bölgesidir ve yaklaşık 4.100 K sıcaklığa sahiptir. Güneş'in bu kısmı karbon monoksit ve su gibi basit moleküllerin varlığına izin verecek kadar soğuktur ve bunlar soğurma spektrumları aracılığıyla tespit edilebilir. ⓘ
Kromosfer, geçiş bölgesi ve korona Güneş'in yüzeyinden çok daha sıcaktır. Bunun nedeni tam olarak anlaşılamamıştır, ancak kanıtlar Alfvén dalgalarının koronayı ısıtmak için yeterli enerjiye sahip olabileceğini düşündürmektedir. ⓘ
Minimum sıcaklık katmanının üzerinde, emisyon ve soğurma çizgilerinden oluşan bir spektrumun hakim olduğu yaklaşık 2.000 km kalınlığında bir katman bulunur. Yunanca renk anlamına gelen chroma kökünden kromosfer olarak adlandırılır, çünkü kromosfer tam güneş tutulmalarının başında ve sonunda renkli bir parıltı olarak görülebilir. Kromosferin sıcaklığı yükseklikle birlikte kademeli olarak artar ve tepeye yakın yerlerde yaklaşık 20.000 K'e kadar çıkar. Kromosferin üst kısmında helyum kısmen iyonize olur. ⓘ
Kromosferin üzerinde, ince (yaklaşık 200 km) bir geçiş bölgesinde, sıcaklık üst kromosferdeki yaklaşık 20.000 K'den 1.000.000 K'ye yakın koronal sıcaklıklara hızla yükselir. Sıcaklık artışı, plazmanın radyatif soğumasını önemli ölçüde azaltan geçiş bölgesindeki helyumun tam iyonizasyonu ile kolaylaştırılır. Geçiş bölgesi iyi tanımlanmış bir yükseklikte oluşmaz. Daha ziyade, spiküller ve filamentler gibi kromosferik özelliklerin etrafında bir tür nimbus oluşturur ve sürekli, kaotik hareket halindedir. Geçiş bölgesi Dünya yüzeyinden kolayca görülemez, ancak spektrumun aşırı ultraviyole kısmına duyarlı aletlerle uzaydan kolayca gözlemlenebilir. ⓘ
Korona Güneş'in bir sonraki katmanıdır. Güneş'in yüzeyine yakın olan alçak korona, 1015 m-3 ila 1016 m-3 civarında bir parçacık yoğunluğuna sahiptir. Korona ve güneş rüzgarının ortalama sıcaklığı yaklaşık 1.000.000-2.000.000 K'dir; ancak en sıcak bölgelerde 8.000.000-20.000.000 K'dir. Koronanın sıcaklığını açıklayacak tam bir teori henüz mevcut olmasa da, ısısının en azından bir kısmının manyetik yeniden bağlanmadan kaynaklandığı bilinmektedir. Korona, Güneş'in fotosferinin çevrelediği hacimden çok daha büyük bir hacme sahip olan Güneş'in genişletilmiş atmosferidir. Güneş'ten gezegenler arası uzaya doğru plazma akışı güneş rüzgarıdır. ⓘ
Güneş'in en dış atmosferi olan heliosfer, güneş rüzgarı plazması ile doludur. Güneş'in bu en dış katmanı, güneş rüzgarı akışının süperfvénic hale geldiği, yani akışın Alfvén dalgalarının hızından daha hızlı hale geldiği, yaklaşık 20 güneş yarıçapında (0.1 AU) başladığı mesafede tanımlanır. Heliosferdeki türbülans ve dinamik kuvvetler güneş koronasının şeklini etkileyemez, çünkü bilgi sadece Alfvén dalgalarının hızında hareket edebilir. Güneş rüzgârı heliosfer boyunca sürekli olarak dışarı doğru hareket eder ve Güneş'ten 50 AU'dan daha uzakta heliopause'a çarpana kadar güneş manyetik alanını spiral bir şekle sokar. Aralık 2004'te Voyager 1 sondası heliopozun bir parçası olduğu düşünülen bir şok cephesinden geçmiştir. Voyager 1 2012'nin sonlarında kozmik ışın çarpışmalarında belirgin bir artış ve güneş rüzgarından gelen daha düşük enerjili parçacıklarda keskin bir düşüş kaydetti, bu da sondanın heliopozdan geçtiğini ve yıldızlararası ortama girdiğini ve gerçekten de 25 Ağustos 2012'de Güneş'ten yaklaşık 122 astronomik birimde bunu yaptığını gösterdi. Heliosfer, Güneş'in hareketi nedeniyle arkasında uzanan bir heliotail'e sahiptir. ⓘ
Güneş ışığı ve nötrinolar
Güneş, görünür spektrum boyunca ışık yayar, bu nedenle uzaydan bakıldığında veya Güneş gökyüzünde yüksekte olduğunda rengi beyazdır ve CIE renk uzayı indeksi (0.3, 0.3) civarındadır. Dalga boyu başına Güneş radyansı, uzaydan bakıldığında spektrumun yeşil kısmında zirve yapar. Güneş gökyüzünde alçakta olduğunda, atmosferik saçılma Güneş'i sarı, kırmızı, turuncu veya macenta rengine dönüştürür. Tipik beyazlığına rağmen, çoğu insan Güneş'i zihinsel olarak sarı olarak resmeder; bunun nedenleri tartışma konusudur. Güneş bir G2V yıldızıdır, G2 yaklaşık 5,778 K (5,505 °C; 9,941 °F) yüzey sıcaklığını ve V ise çoğu yıldız gibi bir ana dizi yıldızı olduğunu gösterir. ⓘ
Güneş sabiti, Güneş'in doğrudan güneş ışığına maruz kalan birim alan başına bıraktığı güç miktarıdır. Güneş sabiti, Güneş'ten bir astronomik birim (AU) uzaklıkta (yani Dünya üzerinde veya yakınında) yaklaşık 1.368 W/m2'ye (metrekare başına watt) eşittir. Dünya'nın yüzeyindeki Güneş ışığı Dünya'nın atmosferi tarafından zayıflatılır, böylece Güneş zirve noktasına yakınken açık koşullarda yüzeye daha az güç ulaşır (1.000 W/m2'ye yakın). Dünya atmosferinin tepesindeki Güneş ışığı (toplam enerjiye göre) yaklaşık %50 kızılötesi ışık, %40 görünür ışık ve %10 ultraviyole ışıktan oluşur. Atmosfer özellikle kısa dalga boylarında güneş morötesinin %70'inden fazlasını filtreler. Güneş'in ultraviyole radyasyonu Dünya'nın gündüz tarafındaki üst atmosferini iyonize ederek elektriksel olarak iletken iyonosferi oluşturur. ⓘ
Güneş'ten gelen ultraviyole ışık antiseptik özelliklere sahiptir ve aletleri ve suyu sterilize etmek için kullanılabilir. Ayrıca güneş yanığına neden olur ve D vitamini üretimi ve güneşte bronzlaşma gibi başka biyolojik etkileri de vardır. Aynı zamanda cilt kanserinin de ana nedenidir. Ultraviyole ışık, Dünya'nın ozon tabakası tarafından güçlü bir şekilde zayıflatılır, böylece UV miktarı enleme göre büyük ölçüde değişir ve Dünya'nın farklı bölgelerindeki insan cilt rengindeki farklılıklar da dahil olmak üzere birçok biyolojik adaptasyondan kısmen sorumludur.
Çekirdekteki füzyon reaksiyonlarıyla ilk olarak salınan yüksek enerjili gama ışını fotonları, genellikle sadece birkaç milimetre yol aldıktan sonra, radyatif bölgenin güneş plazması tarafından hemen emilir. Yeniden emisyon rastgele bir yönde ve genellikle biraz daha düşük enerjide gerçekleşir. Bu emisyon ve soğurma dizisiyle, radyasyonun Güneş yüzeyine ulaşması uzun zaman alır. Fotonların seyahat süresine ilişkin tahminler 10.000 ila 170.000 yıl arasında değişmektedir. Buna karşılık, Güneş'in toplam enerji üretiminin yaklaşık %2'sini oluşturan nötrinoların yüzeye ulaşması sadece 2,3 saniye sürer. Güneş'teki enerji taşınımı, madde ile termodinamik dengede olan fotonları içeren bir süreç olduğundan, Güneş'teki enerji taşınımının zaman ölçeği 30.000.000 yıl mertebesinde daha uzundur. Bu süre, Güneş'in çekirdeğindeki enerji üretim hızının aniden değişmesi halinde Güneş'in kararlı bir duruma dönmesi için geçecek süredir. ⓘ
Nötrinolar da çekirdekteki füzyon reaksiyonları tarafından salınır, ancak fotonların aksine madde ile nadiren etkileşime girerler, bu nedenle neredeyse tamamı Güneş'ten hemen kaçabilir. Uzun yıllar boyunca Güneş'te üretilen nötrinoların sayısına ilişkin ölçümler teorilerin öngördüğünden 3 kat daha düşük çıkmıştır. 2001 yılında nötrino salınımının etkilerinin keşfedilmesiyle bu tutarsızlık giderilmiştir: Güneş teorinin öngördüğü sayıda nötrino yaymaktadır, ancak nötrino detektörleri bunların 2⁄3'ünü gözden kaçırmaktadır, çünkü nötrinolar tespit edildikleri sırada aroma değiştirmişlerdir. ⓘ
Manyetik aktivite
Güneş, yüzeyi boyunca değişen bir yıldız manyetik alanına sahiptir. Kutupsal alanı 1-2 gauss (0,0001-0,0002 T) iken, Güneş üzerindeki güneş lekeleri olarak adlandırılan özelliklerde alan tipik olarak 3.000 gauss (0,3 T) ve güneş prominenslerinde 10-100 gauss (0,001-0,01 T) değerindedir. Manyetik alan zamana ve konuma göre değişir. Yarı periyodik 11 yıllık güneş döngüsü, güneş lekelerinin sayısının ve boyutunun azalıp çoğaldığı en belirgin değişimdir. ⓘ
Güneş manyetik alanı Güneş'in çok ötesine uzanır. Elektrik ileten güneş rüzgarı plazması, Güneş'in manyetik alanını uzaya taşıyarak gezegenler arası manyetik alan olarak adlandırılan alanı oluşturur. İdeal manyetohidrodinamik olarak bilinen bir yaklaşımda, plazma parçacıkları yalnızca manyetik alan çizgileri boyunca hareket eder. Sonuç olarak, dışa doğru akan güneş rüzgarı gezegenler arası manyetik alanı dışa doğru gererek kabaca radyal bir yapıya zorlar. Güneş manyetik ekvatorunun her iki tarafında zıt yarım küre kutupları olan basit bir çift kutuplu güneş manyetik alanı için, güneş rüzgarında ince bir akım tabakası oluşur. ⓘ
Büyük mesafelerde, Güneş'in dönüşü çift kutuplu manyetik alanı ve buna karşılık gelen akım tabakasını Parker spirali adı verilen Arşimet spiral yapısına dönüştürür. Gezegenler arası manyetik alan, güneş manyetik alanının dipol bileşeninden çok daha güçlüdür. Güneş'in 50-400 μT'lik dipol manyetik alanı (fotosferde) uzaklığın ters küpü ile azalır ve Dünya'nın uzaklığında 0,1 nT'lik tahmini bir manyetik alana yol açar. Ancak uzay aracı gözlemlerine göre Dünya'nın bulunduğu konumdaki gezegenler arası alan 5 nT civarında, yani yaklaşık yüz kat daha fazladır. Aradaki fark, Güneş'i çevreleyen plazmadaki elektrik akımları tarafından üretilen manyetik alanlardan kaynaklanmaktadır. ⓘ
Güneş lekesi
Güneş lekeleri Güneş'in fotosferinde koyu lekeler olarak görülebilir ve ısının Güneş'in iç kısmından yüzeye taşınmasının engellendiği manyetik alan konsantrasyonlarına karşılık gelir. Sonuç olarak, güneş lekeleri çevreleyen fotosferden biraz daha soğuktur, bu nedenle karanlık görünürler. Tipik bir solar minimumda, az sayıda güneş lekesi görülebilir ve bazen hiçbiri görülemez. Görünenler ise yüksek güneş enlemlerindedir. Güneş döngüsü maksimuma doğru ilerledikçe, Spörer yasası olarak bilinen bir olgu olarak güneş lekeleri güneş ekvatoruna daha yakın oluşma eğilimindedir. En büyük güneş lekeleri on binlerce kilometre genişliğinde olabilir. ⓘ
11 yıllık güneş lekesi döngüsü, 22 yıllık Babcock-Leighton dinamo döngüsünün yarısıdır; bu da toroidal ve poloidal güneş manyetik alanları arasında salınımlı bir enerji alışverişine karşılık gelir. Güneş döngüsü maksimumunda, dış poloidal dipolar manyetik alan dinamo döngüsü minimum gücüne yakındır, ancak takoklin içindeki diferansiyel rotasyon yoluyla üretilen bir iç toroidal kuadrupolar alan maksimum gücüne yakındır. Dinamo döngüsünün bu noktasında, konvektif bölge içindeki kaldırma kuvveti, toroidal manyetik alanın fotosfer boyunca ortaya çıkmasına neden olarak, kabaca doğu-batı yönünde hizalanmış ve zıt manyetik kutuplara sahip ayak izlerine sahip güneş lekesi çiftlerinin ortaya çıkmasına neden olur. Güneş lekesi çiftlerinin manyetik kutupları her güneş döngüsünde değişir ve bu durum Hale yasası ile tanımlanır. ⓘ
Güneş döngüsünün azalma evresinde enerji iç toroidal manyetik alandan dış poloidal alana kayar ve güneş lekeleri sayı ve boyut olarak azalır. Güneş döngüsü minimumda, toroidal alan buna bağlı olarak minimum güçtedir, güneş lekeleri nispeten nadirdir ve poloidal alan maksimum güçtedir. Bir sonraki 11 yıllık güneş lekesi döngüsünün yükselmesiyle, diferansiyel rotasyon manyetik enerjiyi poloidal alandan toroidal alana geri kaydırır, ancak önceki döngünün tersi bir kutupla. Bu süreç sürekli olarak devam eder ve idealize edilmiş, basitleştirilmiş bir senaryoda, her 11 yıllık güneş lekesi döngüsü, Güneş'in büyük ölçekli manyetik alanının genel polaritesinde bir değişikliğe karşılık gelir. ⓘ
Güneş aktivitesi
Güneş'in manyetik alanı, toplu olarak güneş aktivitesi olarak adlandırılan birçok etkiye yol açar. Güneş patlamaları ve koronal kütle atımları güneş lekesi gruplarında meydana gelme eğilimindedir. Fotosferik yüzeydeki koronal deliklerden yavaşça değişen yüksek hızlı güneş rüzgarı akımları yayılır. Hem koronal kütle atımları hem de yüksek hızlı güneş rüzgarı akımları plazmayı ve gezegenler arası manyetik alanı Güneş Sistemi'nin dışına taşır. Güneş aktivitesinin Dünya üzerindeki etkileri arasında orta ve yüksek enlemlerde auroralar ve radyo iletişiminin ve elektrik gücünün bozulması yer alır. Güneş aktivitesinin Güneş Sistemi'nin oluşumunda ve evriminde büyük bir rol oynadığı düşünülmektedir. ⓘ
Güneş lekesi sayısındaki uzun vadeli seküler değişimin, bazı bilim insanları tarafından, güneş ışınımındaki uzun vadeli değişimle ilişkili olduğu ve bunun da Dünya'nın uzun vadeli iklimini etkileyebileceği düşünülmektedir. Güneş döngüsü, Dünya'yı çevreleyenler de dahil olmak üzere uzay hava koşullarını etkiler. Örneğin, 17. yüzyılda güneş döngüsü birkaç on yıl boyunca tamamen durmuş gibi göründü; Maunder minimum olarak bilinen bir dönemde çok az güneş lekesi gözlemlendi. Bu, Avrupa'nın alışılmadık derecede soğuk sıcaklıklar yaşadığı Küçük Buzul Çağı dönemine denk gelmiştir. Daha önceki uzatılmış minimumlar, ağaç halkalarının analizi yoluyla keşfedildi ve ortalamadan daha düşük küresel sıcaklıklarla çakışmış gibi görünüyor. ⓘ
Aralık 2019'da, zorunlu manyetik yeniden bağlanma olarak bilinen yeni bir tür güneş manyetik patlaması gözlemlendi. Daha önce, spontane manyetik yeniden bağlanma olarak adlandırılan bir süreçte, güneş manyetik alan çizgilerinin patlayıcı bir şekilde ayrıştığı ve ardından anlık olarak tekrar birleştiği gözlemlenmişti. Zorlanmış Manyetik Yeniden Bağlantı da benzer bir süreçti, ancak koronadaki bir patlama tarafından tetikleniyordu. ⓘ
Yaşam evreleri
Güneş bugün yaşamının en istikrarlı döneminin yaklaşık yarısında. Dört milyar yıldan fazla bir süredir dramatik bir değişim göstermemiştir ve beş milyardan fazla bir süre daha oldukça kararlı kalacaktır. Ancak çekirdeğindeki hidrojen füzyonu durduktan sonra Güneş hem içten hem de dıştan dramatik değişimlere uğrayacaktır. Güneş, 5 pc içindeki diğer 75 yıldızın 71'inden daha büyüktür ya da ~yüzde 5'in içindedir. ⓘ
Oluşum
Güneş yaklaşık 4,6 milyar yıl önce, çoğunlukla hidrojen ve helyumdan oluşan ve muhtemelen başka birçok yıldızı doğuran dev bir moleküler bulutun bir kısmının çökmesiyle oluşmuştur. Bu yaş, yıldız evriminin bilgisayar modelleri ve nükleokozmokronoloji kullanılarak tahmin edilmiştir. Sonuç, 4,567 milyar yıl önceki en eski Güneş Sistemi materyalinin radyometrik tarihiyle tutarlıdır. Eski meteoritler üzerinde yapılan çalışmalar, yalnızca patlayan, kısa ömürlü yıldızlarda oluşan demir-60 gibi kısa ömürlü izotopların kararlı yavru çekirdeklerinin izlerini ortaya koymaktadır. Bu da Güneş'in oluştuğu yerin yakınlarında bir ya da daha fazla süpernovanın meydana gelmiş olması gerektiğini göstermektedir. Yakındaki bir süpernovadan gelen bir şok dalgası, moleküler bulut içindeki maddeyi sıkıştırarak ve bazı bölgelerin kendi yerçekimleri altında çökmesine neden olarak Güneş'in oluşumunu tetiklemiş olabilir. Bulutun bir parçası çöktükçe, açısal momentumun korunumu nedeniyle dönmeye ve artan basınçla ısınmaya başladı. Kütlenin büyük bir kısmı merkezde yoğunlaşırken, geri kalanı düzleşerek gezegenleri ve diğer Güneş Sistemi cisimlerini oluşturacak bir disk haline geldi. Bulutun çekirdeğindeki yerçekimi ve basınç, çevresindeki diskten daha fazla madde biriktirdikçe çok fazla ısı üretti ve sonunda nükleer füzyonu tetikledi. ⓘ
HD 162826 ve HD 186302 aynı moleküler bulutta oluştukları için Güneş'in yıldız kardeşleri oldukları varsayılmaktadır. ⓘ
Ana dizi
Güneş, çekirdeğindeki nükleer füzyon reaksiyonlarının hidrojeni helyuma dönüştürdüğü ana dizi evresinin yaklaşık yarısındadır. Her saniye dört milyon tondan fazla madde Güneş'in çekirdeğinde enerjiye dönüşerek nötrinolar ve güneş radyasyonu üretmektedir. Bu oranla Güneş şimdiye kadar Dünya'nın kütlesinin yaklaşık 100 katını, yani Güneş'in toplam kütlesinin yaklaşık %0,03'ünü enerjiye dönüştürmüştür. Güneş bir ana dizi yıldızı olarak toplamda yaklaşık 10 milyar yıl geçirecektir. ⓘ
Güneş, ana dizide geçirdiği süre boyunca giderek çekirdeğinde daha sıcak, yüzeyinde daha sıcak, yarıçap olarak daha büyük ve daha parlak hale gelmektedir: ana dizi yaşamının başlangıcından bu yana yarıçap olarak %15 genişlemiş ve yüzey sıcaklığı 5.620 K'den (5.350 °C; 9.660 °F) 5.777 K'ye (5.504 °C; 9.939 °F) yükselmiştir, bu da parlaklıkta 0,677 güneş parlaklığından günümüzdeki 1,0 güneş parlaklığına %48'lik bir artışa neden olmuştur. Bunun nedeni, çekirdekteki helyum atomlarının kaynaşmış hidrojen atomlarından daha yüksek bir ortalama molekül ağırlığına sahip olması ve bunun da daha az termal basınçla sonuçlanmasıdır. Bu nedenle çekirdek küçülmekte ve Güneş'in dış katmanlarının merkeze yaklaşmasına izin vererek yerçekimsel potansiyel enerjiyi serbest bırakmaktadır. Virial teoremine göre, açığa çıkan bu yerçekimi enerjisinin yarısı ısınmaya gider, bu da füzyon hızında kademeli bir artışa ve dolayısıyla parlaklıkta bir artışa yol açar. Çekirdek giderek daha yoğun hale geldikçe bu süreç hızlanır. Şu anda, parlaklık her 100 milyon yılda yaklaşık %1 oranında artmaktadır. Bu artışın Dünya'daki sıvı suyu tüketmesi için en az 1 milyar yıl geçmesi gerekmektedir. ⓘ
Çekirdek hidrojeni tükendikten sonra
Güneş bir süpernova olarak patlamak için yeterli kütleye sahip değildir. Bunun yerine, yaklaşık 5 milyar yıl içinde çekirdekteki hidrojen tükendiğinde, çekirdek hidrojen füzyonu duracak ve çekirdeğin büzülmesini engelleyecek hiçbir şey kalmayacaktır. Kütleçekimsel potansiyel enerjinin serbest kalması Güneş'in parlaklığının artmasına neden olacak, ana dizi evresini sona erdirecek ve Güneş'in önümüzdeki milyar yıl boyunca genişlemesine yol açacaktır: önce bir altdev, sonra da bir kırmızı dev. Kütleçekimsel büzülmeden kaynaklanan ısınma, çekirdeğin hemen dışındaki bir kabukta hidrojen füzyonuna yol açacak, burada erimemiş hidrojen kalacak ve sonunda mevcut parlaklığının 1.000 katından fazlasına ulaşacak olan artan parlaklığa katkıda bulunacaktır. Güneş kırmızı dev dalı (RGB) evresine girdiğinde, Merkür ve (muhtemelen) Venüs'ü yutacak ve yaklaşık 0,75 AU'ya (110 milyon km; 70 milyon mil) ulaşacaktır. Güneş RGB'de yaklaşık bir milyar yıl geçirecek ve kütlesinin yaklaşık üçte birini kaybedecektir. ⓘ
Kırmızı dev dalından sonra Güneş'in yaklaşık 120 milyon yıllık aktif ömrü kalır, ancak çok şey olur. İlk olarak, çekirdek (dejenere helyumla dolu) helyum parlamasıyla şiddetli bir şekilde tutuşur; çekirdeğin %6'sının (Güneş'in kütlesinin %40'ı) üçlü-alfa süreciyle birkaç dakika içinde karbona dönüşeceği tahmin edilmektedir. Güneş daha sonra şimdiki boyutunun yaklaşık 10 katına ve parlaklığının 50 katına küçülecek ve sıcaklığı bugünkünden biraz daha düşük olacaktır. O zaman kırmızı kümeye veya yatay dala ulaşmış olacaktır, ancak Güneş'in metalikliğine sahip bir yıldız yatay dal boyunca maviye doğru evrimleşmez. Bunun yerine, çekirdeğindeki helyum reaksiyona girmeye devam ettikçe yaklaşık 100 milyon yıl içinde orta derecede daha büyük ve daha parlak hale gelir. ⓘ
Helyum tükendiğinde, Güneş çekirdekteki hidrojen tükendiğinde izlediği genişlemeyi tekrarlayacaktır. Ancak bu kez her şey daha hızlı gerçekleşir ve Güneş daha büyük ve daha parlak hale gelir, eğer henüz değilse Venüs'ü yutar. Bu asimptotik-giant-branch evresidir ve Güneş dönüşümlü olarak bir kabukta hidrojen ya da daha derin bir kabukta helyum reaksiyonu vermektedir. Erken asimptotik dev dalda yaklaşık 20 milyon yıl geçirdikten sonra Güneş, her 100.000 yılda bir birkaç yüz yıl boyunca boyutunu ve parlaklığını artıran hızlı kütle kaybı ve termal darbelerle giderek daha kararsız hale gelir. Termal darbeler her seferinde daha büyük hale gelir ve daha sonraki darbeler parlaklığı mevcut seviyenin 5.000 katına ve yarıçapı 1 AU'nun (150 milyon km; 93 milyon mil) üzerine çıkarır. ⓘ
2008 tarihli bir modele göre, Güneş'in bir kırmızı dev olarak kütle kaybetmesi nedeniyle Dünya'nın yörüngesi başlangıçta en fazla 1,5 AU'ya (220 milyon km; 140 milyon mil) kadar genişlemiş olacaktır. Ancak Dünya'nın yörüngesi daha sonra gelgit kuvvetleri (ve nihayetinde alt kromosferden gelen sürüklenme) nedeniyle küçülmeye başlayacak ve böylece kırmızı dev dallanma evresinin uç noktasında, Merkür ve Venüs'ün aynı kaderi paylaşmasından sırasıyla 3,8 ve 1 milyon yıl sonra Güneş tarafından yutulacaktır. Modeller kütle kaybının hızına ve zamanlamasına bağlı olarak değişmektedir. Kırmızı-dev dalında daha yüksek kütle kaybına sahip modeller, asimptotik dev dalının ucunda daha küçük, daha az parlak yıldızlar üretir, belki de parlaklığın sadece 2.000 katı ve yarıçapın 200 katından daha azdır. Güneş için, dış zarfını tamamen kaybetmeden ve gezegensel bir bulutsu oluşturmaya başlamadan önce dört termal darbe öngörülmektedir. Yaklaşık 500.000 yıl sürecek olan bu aşamanın sonunda Güneş şu anki kütlesinin sadece yarısına sahip olacaktır. ⓘ
Asimptotik-geniş-şube sonrası evrim daha da hızlıdır. Sıcaklık arttıkça parlaklık yaklaşık olarak sabit kalır, Güneş'in kütlesinin fırlatılan yarısı, açıkta kalan çekirdek 30.000 K'ye (29.700 °C; 53.500 °F) ulaştığında, sanki bir tür mavi döngü içindeymiş gibi gezegensel bir bulutsu halinde iyonize olur. Nihai çıplak çekirdek, bir beyaz cüce, 100.000 K (100.000 °C; 180.000 °F) üzerinde bir sıcaklığa sahip olacak ve Güneş'in bugünkü kütlesinin tahmini %54,05'ini içerecektir. Gezegenimsi bulutsu yaklaşık 10.000 yıl içinde dağılacak, ancak beyaz cüce varsayımsal bir siyah cüceye dönüşmeden önce trilyonlarca yıl hayatta kalacaktır. ⓘ
Hareket ve konum
Güneş Sistemi
Güneş'in etrafında dönen bilinen sekiz gezegen vardır. Bunlar arasında dört karasal gezegen (Merkür, Venüs, Dünya ve Mars), iki gaz devi (Jüpiter ve Satürn) ve iki buz devi (Uranüs ve Neptün) bulunmaktadır. Güneş Sistemi'nde ayrıca genellikle cüce gezegen olarak kabul edilen dokuz cisim ve daha fazla aday, bir asteroit kuşağı, çok sayıda kuyruklu yıldız ve Neptün'ün yörüngesinin ötesinde yer alan çok sayıda buzlu cisim bulunmaktadır. Gezegenlerden altısının ve birçok küçük cismin kendi doğal uyduları da vardır: özellikle Jüpiter, Satürn ve Uranüs'ün uydu sistemleri bazı yönlerden Güneş sisteminin minyatür versiyonları gibidir. ⓘ
Güneş, gezegenlerin yerçekimi tarafından hareket ettirilir. Güneş'in merkezi her zaman bariyer merkezinin 2,2 güneş yarıçapı içindedir. Güneş'in bu hareketi esas olarak Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün'den kaynaklanır. Birkaç on yıllık bazı dönemler boyunca hareket oldukça düzenli olup bir yonca deseni oluştururken, bu dönemler arasında daha kaotik görünür. 179 yıl sonra (Jüpiter ve Satürn'ün sinodik döneminin dokuz katı), desen aşağı yukarı tekrarlanır, ancak yaklaşık 24° döndürülür. Dünya da dahil olmak üzere iç gezegenlerin yörüngeleri aynı çekim kuvvetleri tarafından benzer şekilde yer değiştirir, bu nedenle Güneş'in hareketinin Dünya ve Güneş'in göreceli konumları veya zamanın bir fonksiyonu olarak Dünya üzerindeki güneş ışınımı üzerinde çok az etkisi vardır. ⓘ
Gözlemsel tarihçe
Erken anlayış
Güneş, insanlık tarihi boyunca birçok kültürde saygı duyulan bir nesne olmuştur. İnsanlığın Güneş'e dair en temel anlayışı, ufkun üzerinde varlığı gündüze, yokluğu ise geceye neden olan gökyüzündeki ışıklı disktir. Birçok tarih öncesi ve antik kültürde Güneş'in bir güneş tanrısı veya başka bir doğaüstü varlık olduğu düşünülmüştür. Güneş, daha sonraki bir bölümde anlatılacağı üzere, birçok dünya dininde önemli bir rol oynamıştır. ⓘ
MÖ birinci binyılın başlarında Babilli astronomlar Güneş'in ekliptik boyunca hareketinin tekdüze olmadığını gözlemlemişler ancak bunun nedenini bilmiyorlardı; bugün bunun Dünya'nın Güneş etrafında eliptik bir yörüngede hareket etmesinden kaynaklandığı, Dünya'nın perihelion'da Güneş'e daha yakın olduğunda daha hızlı hareket ettiği ve aphelion'da daha uzak olduğunda daha yavaş hareket ettiği bilinmektedir. ⓘ
Güneş için bilimsel ya da felsefi bir açıklama sunan ilk kişilerden biri Yunan filozof Anaksagoras'tır. Güneş'in Helios'un arabası olmadığını, bunun yerine Peloponnesus topraklarından bile daha büyük dev bir alevli metal top olduğunu ve Ay'ın Güneş'in ışığını yansıttığını düşünmüştür. Bu sapkınlığı öğrettiği için yetkililer tarafından hapsedildi ve ölüme mahkûm edildi, ancak daha sonra Perikles'in araya girmesiyle serbest bırakıldı. Eratosthenes M.Ö. 3. yüzyılda Dünya ile Güneş arasındaki mesafeyi "400 ve 80000 stadyum" olarak tahmin etmiştir; çevirisi belirsizdir ve 4.080.000 stadyum (755.000 km) ya da 804.000.000 stadyum (148 ila 153 milyon kilometre ya da 0,99 ila 1,02 AU) anlamına gelmektedir; ikinci değer yüzde birkaç oranında doğrudur. MS 1. yüzyılda Batlamyus mesafeyi Dünya'nın yarıçapının 1.210 katı, yani yaklaşık 7,71 milyon kilometre (0,0515 AU) olarak tahmin etmiştir. ⓘ
Güneş'in gezegenlerin etrafında döndüğü merkez olduğu teorisi ilk olarak MÖ 3. yüzyılda antik Yunanlı Samoslu Aristarchus tarafından önerilmiş ve daha sonra Seleucia'lı Seleucus tarafından benimsenmiştir (bkz. Heliosentrizm). Bu görüş, 16. yüzyılda Nicolaus Copernicus tarafından güneş merkezli bir sistemin daha ayrıntılı bir matematiksel modelinde geliştirilmiştir. ⓘ
Bilimsel anlayışın gelişimi
Güneş lekelerinin gözlemleri Han Hanedanlığı döneminde (MÖ 206-MS 220) Çinli astronomlar tarafından kaydedilmiş ve bu gözlemlerin kayıtları yüzyıllar boyunca tutulmuştur. İbn Rüşd de 12. yüzyılda güneş lekelerinin bir tanımını yapmıştır. Teleskopun 17. yüzyılın başlarında icat edilmesi Thomas Harriot, Galileo Galilei ve diğer astronomlar tarafından güneş lekelerinin ayrıntılı gözlemlerine olanak sağlamıştır. Galileo, güneş lekelerinin Dünya ile Güneş arasından geçen küçük cisimlerden ziyade Güneş'in yüzeyinde olduğunu öne sürmüştür. ⓘ
Arapların astronomiye katkıları arasında El-Battani'nin Güneş'in apojesinin (Güneş'in yörüngesinde sabit yıldızlara göre en yavaş hareket ettiği yer) yönünün değiştiğini keşfetmesi de yer alır. (Modern heliosentrik terimlerle bu, Dünya'nın yörüngesinin aphelion'unun kademeli hareketinden kaynaklanmaktadır). İbn Yunus büyük bir usturlap kullanarak uzun yıllar boyunca Güneş'in konumu için 10.000'den fazla kayıt gözlemlemiştir. ⓘ
İranlı astronom ve polimat İbn-i Sina, 1032 yılında Venüs'ün bir geçişini gözlemleyerek Venüs'ün Dünya'ya Güneş'ten daha yakın olduğu sonucuna varmıştır. 1672'de Giovanni Cassini ve Jean Richer Mars'a olan uzaklığı belirlediler ve böylece Güneş'e olan uzaklığı hesaplayabildiler. ⓘ
1666'da Isaac Newton bir prizma kullanarak Güneş'in ışığını gözlemledi ve ışığın birçok renkten oluştuğunu gösterdi. 1800 yılında William Herschel, güneş spektrumunun kırmızı kısmının ötesinde kızılötesi radyasyonu keşfetti. 19. yüzyılda Güneş'in spektroskopik çalışmalarında ilerleme kaydedildi; Joseph von Fraunhofer spektrumda 600'den fazla soğurma çizgisi kaydetti, bunların en güçlüleri hala sıklıkla Fraunhofer çizgileri olarak anılmaktadır. Modern bilim çağının ilk yıllarında, Güneş'in enerjisinin kaynağı önemli bir bilmeceydi. Lord Kelvin, Güneş'in içsel bir ısı deposu yayan ve giderek soğuyan sıvı bir cisim olduğunu öne sürmüştür. Kelvin ve Hermann von Helmholtz daha sonra enerji çıkışını açıklamak için yerçekimsel bir büzülme mekanizması önerdiler, ancak ortaya çıkan yaş tahmini sadece 20 milyon yıldı ve o zamanki bazı jeolojik keşiflerin önerdiği en az 300 milyon yıllık zaman aralığının çok altındaydı. 1890 yılında güneş spektrumunda helyumu keşfeden Joseph Lockyer, Güneş'in oluşumu ve evrimi için meteoritik bir hipotez önermiştir. ⓘ
Ancak 1904 yılına kadar belgelenmiş bir çözüm sunulmamıştır. Ernest Rutherford, Güneş'in çıktısının bir iç ısı kaynağı tarafından sürdürülebileceğini öne sürdü ve kaynak olarak radyoaktif bozunmayı önerdi. Ancak, Güneş'in enerji çıktısının kaynağına ilişkin temel ipucunu E = mc2 kütle-enerji eşdeğerlik bağıntısı ile Albert Einstein sağlayacaktı. 1920'de Sir Arthur Eddington, Güneş'in çekirdeğindeki basınç ve sıcaklıkların, hidrojeni (protonları) helyum çekirdekleriyle birleştiren ve kütledeki net değişimden enerji üretimiyle sonuçlanan bir nükleer füzyon reaksiyonu üretebileceğini öne sürdü. Güneş'te hidrojenin baskın olduğu 1925 yılında Cecilia Payne tarafından Meghnad Saha tarafından geliştirilen iyonizasyon teorisi kullanılarak doğrulanmıştır. Teorik füzyon kavramı 1930'larda astrofizikçiler Subrahmanyan Chandrasekhar ve Hans Bethe tarafından geliştirilmiştir. Hans Bethe, Güneş'e güç veren iki ana enerji üreten nükleer reaksiyonun ayrıntılarını hesaplamıştır. 1957'de Margaret Burbidge, Geoffrey Burbidge, William Fowler ve Fred Hoyle, evrendeki elementlerin çoğunun, bazıları Güneş gibi yıldızların içindeki nükleer reaksiyonlarla sentezlendiğini gösterdi. ⓘ
Güneş uzay görevleri
Gezegenler arası uzaydan Güneş'in uzun süreli gözlemi için tasarlanan ilk uydular 1959 ve 1968 yılları arasında fırlatılan NASA'nın Pioneers 6, 7, 8 ve 9 uydularıdır. Bu sondalar Güneş'in yörüngesinde Dünya'nınkine benzer bir mesafede dönmüş ve güneş rüzgârı ile güneş manyetik alanının ilk ayrıntılı ölçümlerini yapmışlardır. Pioneer 9 özellikle uzun bir süre çalışmış ve Mayıs 1983'e kadar veri aktarmıştır. ⓘ
1970'lerde iki Helios uzay aracı ve Skylab Apollo Teleskop Dağı bilim insanlarına güneş rüzgarı ve güneş koronası hakkında önemli yeni veriler sağladı. Helios 1 ve 2 sondaları, uzay aracını Merkür'ün perihelion yörüngesine taşıyan bir yörüngeden güneş rüzgarını inceleyen ABD-Alman işbirliğiydi. NASA tarafından 1973 yılında fırlatılan Skylab uzay istasyonu, istasyonda yerleşik astronotlar tarafından işletilen Apollo Teleskop Dağı adı verilen bir güneş gözlem modülü içeriyordu. Skylab, güneş geçiş bölgesinin ve güneş koronasından gelen ultraviyole emisyonlarının ilk zaman çözümlü gözlemlerini yaptı. Keşifler arasında, o zamanlar "koronal geçişler" olarak adlandırılan koronal kütle atımlarının ve şimdi güneş rüzgârıyla yakından ilişkili olduğu bilinen koronal deliklerin ilk gözlemleri de vardı. ⓘ
1970'lerde birçok araştırma Güneş'teki demir grubu elementlerin bolluğu üzerine odaklandı. Önemli araştırmalar yapılmış olmasına rağmen, 1978 yılına kadar bazı demir grubu elementlerin (örneğin kobalt ve manganez) bolluklarını, hiperfine yapıları nedeniyle spektrografi yoluyla belirlemek zordu. Tekli iyonize demir grubu elementlerinin osilatör güçlerinin büyük ölçüde tamamlanmış ilk seti 1960'larda kullanıma sunuldu ve bunlar daha sonra geliştirildi. 1978 yılında, demir grubunun tekli iyonize elementlerinin bollukları türetilmiştir.
Çeşitli yazarlar güneş ve gezegen soy gazlarının izotopik bileşimlerinde bir gradyan olduğunu düşünmüşlerdir, örneğin Güneş ve gezegenlerdeki neon ve ksenon izotopik bileşimleri arasındaki korelasyonlar. 1983'ten önce Güneş'in tamamının güneş atmosferiyle aynı bileşime sahip olduğu düşünülüyordu. 1983'te, gezegensel ve Güneş'ten gelen asal gazlar arasındaki izotopik bileşim ilişkisine neden olan şeyin Güneş'in kendi içindeki fraksiyonlaşma olduğu iddia edildi.
1980 yılında NASA tarafından Solar Maksimum Görevi başlatıldı. Bu uzay aracı, güneş aktivitesinin ve güneş parlaklığının yüksek olduğu bir dönemde güneş patlamalarından kaynaklanan gama ışınlarını, X-ışınlarını ve UV radyasyonunu gözlemlemek üzere tasarlanmıştı. Ancak fırlatmadan sadece birkaç ay sonra bir elektronik arızası sondanın bekleme moduna geçmesine neden oldu ve sonraki üç yılı bu hareketsiz durumda geçirdi. 1984 yılında STS-41C Uzay Mekiği Challenger göreviyle uydu geri alındı ve elektronik aksamı onarılarak yeniden yörüngeye bırakıldı. Solar Maximum Mission daha sonra Haziran 1989'da Dünya'nın atmosferine yeniden girmeden önce güneş koronasının binlerce görüntüsünü elde etti. ⓘ
1991 yılında fırlatılan Japonya'nın Yohkoh (Sunbeam) uydusu X-ışını dalga boylarında güneş patlamalarını gözlemledi. Görev verileri bilim insanlarının birkaç farklı türde patlamayı tanımlamasına olanak sağlamış ve en yoğun faaliyet bölgelerinden uzakta bulunan koronanın daha önce tahmin edilenden çok daha dinamik ve aktif olduğunu göstermiştir. Yohkoh bütün bir güneş döngüsünü gözlemlemiş ancak 2001'deki bir halkalı tutulma Güneş'e kilitlenmesini kaybetmesine neden olunca bekleme moduna geçmiştir. Yohkoh 2005 yılında atmosferik yeniden giriş ile yok edilmiştir. ⓘ
Bugüne kadarki en önemli güneş misyonlarından biri, Avrupa Uzay Ajansı ve NASA tarafından ortaklaşa inşa edilen ve 2 Aralık 1995'te fırlatılan Güneş ve Heliosferik Gözlemevi olmuştur. Başlangıçta iki yıllık bir görev yapması öngörülen gözlemevinin görev süresinin 2012 yılına kadar uzatılması Ekim 2009'da onaylanmıştır. Gözlemevi o kadar yararlı olmuştur ki, Şubat 2010'da Güneş Dinamikleri Gözlemevi adında bir devam görevi başlatılmıştır. Dünya ile Güneş arasındaki Lagrangian noktasında (her ikisinin de çekim gücünün eşit olduğu nokta) yer alan SOHO, fırlatıldığından bu yana Güneş'in birçok dalga boyunda sabit bir görüntüsünü sağlamıştır. SOHO, doğrudan Güneş gözleminin yanı sıra çok sayıda kuyruklu yıldızın keşfedilmesini sağlamıştır; bunların çoğu Güneş'in yanından geçerken yanan küçük kuyruklu yıldızlardır. ⓘ
Tüm bu uydular Güneş'i ekliptik düzlemden gözlemlemiş ve bu nedenle sadece ekvator bölgelerini ayrıntılı olarak incelemiştir. Ulysses sondası 1990 yılında Güneş'in kutup bölgelerini incelemek üzere fırlatıldı. İlk olarak, kendisini ekliptik düzlemin çok üzerine çıkaracak bir yörüngeye "sapanla" oturtmak üzere Jüpiter'e gitti. Ulysses planlanan yörüngesine girdiğinde, yüksek güneş enlemlerindeki güneş rüzgarını ve manyetik alan gücünü gözlemlemeye başladı ve yüksek enlemlerden gelen güneş rüzgarının beklenenden daha yavaş olan yaklaşık 750 km/s hızla hareket ettiğini ve galaktik kozmik ışınları dağıtan yüksek enlemlerden çıkan büyük manyetik dalgalar olduğunu buldu. ⓘ
Fotosferdeki element bolluğu spektroskopik çalışmalardan iyi bilinmektedir, ancak Güneş'in iç kısmının bileşimi daha az anlaşılmıştır. Bir güneş rüzgarı numunesi geri dönüş görevi olan Genesis, gökbilimcilerin güneş materyalinin bileşimini doğrudan ölçmelerine olanak sağlamak için tasarlanmıştır. ⓘ
Kayda değer uzay görevlerinden bazıları şunlardır:
- Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO) görevi Ekim 2006'da başlatılmıştır. İki özdeş uzay aracı, (sırasıyla) Dünya'nın önüne geçmelerine ve kademeli olarak arkasına düşmelerine neden olan yörüngelere fırlatıldı. Bu, Güneş'in ve koronal kütle atımları gibi güneş olaylarının stereoskopik olarak görüntülenmesini sağlar.
- Parker Solar Probe 2018 yılında bir Delta IV Heavy roketiyle fırlatıldı ve 2025 yılında 0.046 AU'luk bir periheliona ulaşacak ve güneş koronasına alçaktan uçan ilk uzay aracı olarak en yakın yörüngedeki insan yapımı uydu olacak.
- Solar Orbiter misyonu (SolO) 2020'de fırlatıldı ve minimum 0.28 AU perihelion'a ulaşarak onu güneşe bakan kameraları olan en yakın uydu haline getirecek.
- Hindistan Uzay Araştırma Örgütü, Aditya-L1 adlı 100 kg'lık bir uydunun Eylül ya da Ekim 2022'de fırlatılmasını planlıyor. Uydunun ana aracı, güneş koronasının dinamiklerini incelemek için bir koronagraf olacaktır. ⓘ
Çözülmemiş sorunlar
Koronal ısıtma
Güneş'in optik yüzeyi ışık küre yaklaşık 6.000 K'lik bir sıcaklığa sahiptir. Bunun üzerinde 1.000.000 K'lik Güneş koronası bulunur. Koronanın bu aşırı yüksek sıcaklığı, ışık küreden doğrudan ısı iletimi dışında başka bir kaynaktan ısıtıldığını gösterir. ⓘ
Koronayı ısıtmak için gerekli olan enerjinin ışık kürenin altında bulunan ısıyayımsal bölgedeki türbülanslı hareketten kaynaklandığı düşünülmüş ve koronanın nasıl ısındığına dair iki ana işleyiş önerilmiştir. Bunlardan birincisi dalga ısınmasıdır. Isıyayımsal bölgedeki türbülanslı hareket ses, kütleçekim ve manyetohidrodinamik dalgalar üretir. Bu dalgalar yukarı doğru hareket eder ve koronada dağılarak enerjilerini ortamdaki gaza ısı olarak verir. İkincisi ise manyetik ısınmadır. Işık küresinde hareketin sürekli olarak oluşturduğu manyetik enerji Güneş püskürtüsü gibi büyük ve buna benzer birçok küçük olayla yayılır. ⓘ
Şu anda dalgaların etkin bir ısı yayma işleyişi olup olmadığı çok açık değildir. Alfvén dalgaları dışında tüm dalgaların koronaya ulaşmadan önce dağıldıkları ortaya çıkarılmıştır. Alfvén dalgaları da korona da kolayca dağılmamaktadır. Günümüzde araştırma daha çok püskürtü yolu ile ısınma işleyişine doğru yönelmiştir. Korona ısınmasını açıklamak için olası bir görüş sürekli küçük ölçekli püskürtülerdir ve hâlâ araştırılmaktadır. ⓘ
Soluk genç Güneş
Güneş'in gelişimine ilişkin teorik modeller, 3,8 ila 2,5 milyar yıl önce, Archean dönemi sırasında Güneş'in bugünkü parlaklığının yalnızca %75'i kadar olduğunu göstermektedir. Böylesine zayıf bir yıldız Dünya'nın yüzeyinde sıvı halde su bulunduramazdı ve dolayısıyla yaşam da gelişemezdi. Ancak jeolojik kayıtlar, Dünya'nın tarihi boyunca oldukça sabit bir sıcaklıkta kaldığını ve genç Dünya'nın bugünkünden biraz daha sıcak olduğunu göstermektedir. Bilim insanları arasındaki teorilerden biri, genç Dünya atmosferinin bugünkünden çok daha fazla miktarda sera gazı (karbondioksit, metan gibi) içerdiği ve bunun da kendisine ulaşan daha az miktardaki güneş enerjisini telafi etmek için yeterli ısıyı hapsettiği yönündedir. ⓘ
Ancak, Arke sedimanlarının incelenmesi, yüksek sera konsantrasyonları hipoteziyle tutarsız görünmektedir. Bunun yerine, ılımlı sıcaklık aralığı, daha az kıtasal alanın getirdiği daha düşük yüzey albedosu ve biyolojik olarak indüklenen bulut yoğunlaşma çekirdeklerinin eksikliği ile açıklanabilir. Bu durum güneş enerjisinin daha fazla emilmesine yol açarak daha düşük güneş enerjisi çıkışını telafi edebilirdi. ⓘ
Güneş gözlemi ve göze gelen zararlar
Günışığı çok parlaktır ve çıplak gözle kısa süreler için Güneş'e bakmak acı verici olabilir ama özel olarak normal gözler için zararlı değildir. Güneş'e doğrudan bakıldığında gözde yıldız gibi parlamalar oluşur ve geçici olarak yarı körlüğe sebep olur. Aynı zamanda retinaya 4 milliwatt gün ışığı düşmesine, böylece retinanın hafifçe ısınarak, potansiyel olarak gözlerin zarar görmesine neden olur. UV ışınlarına maruz kalma sonucu aşamalı olarak gözün lensi yıllar sonra sararır ve katarakt oluşumuna neden olabilir. Doğrudan Güneş'e bakıldığında yaklaşık 100 dakika sonra UV kaynaklı Güneş yanığı benzeri lezyonlar retina üzerinde oluşur, özellikle morötesi ışınlar yoğun ise. Gözler yaşlı ise durum daha da kötüleşir, çünkü yaşlanan gözlerden daha fazla UV'den etkilenir. ⓘ
Güneş'i dürbün gibi ışığı yoğunlaştıran optik cihazlarla izlemek eğer UV ışınları filtre edecek uygun bir filtre yoksa çok zararlıdır. Filtresiz dürbünler çıplak gözün aldığından 500 kat daha fazla enerjinin retinaya gelmesini sağlayacağından retina hücrelerinin hemen ölmesine neden olur. Öğlen güneşine filtresiz dürbünle çok kısa bir süre bakmak bile kalıcı körlüğe neden olur. Güneş'i izlemenin güvenli bir yolu teleskop kullanarak görüntüsünü bir ekrana yansıtmaktır. ⓘ
Kısmî Güneş tutulmalarını izlemek zararlıdır, çünkü göz bebekleri aşırı yüksek kontrasta uyumlu değildir. Göz bebeği ortamda bulunan toplam ışık miktarına göre genişler, ortamda bulunan en parlak nesneye göre değil. Kısmî tutulmalarda gün ışığının çoğunluğu Güneş'in önünden geçen Ay tarafından engellenir ama ışık kürenin örtülmemiş kısımlarının yüzey parlaklığı normal günlerdeki ile aynıdır. Ortamın loş olması nedeniyle göz bebeği ~2 mm'den ~6 mm'ye büyür ve gün ışığına maruz kalan her retina hücresi tutulmayan normalin on katı ışık alacaktır. Bu gözlemcinin gözünde kalıcı kör noktalara neden olacak şekilde hücreleri öldürebilir ya da hücrelere zarar verebilir. Hemen acı oluşmadığı için tecrübesiz gözlemciler ve çocuklar bu zararın farkına varamaz, bir kişinin görüşünün bozulması hemen fark edilmez. ⓘ
Gün doğumu ve gün batımı esnasında gün ışığı Rayleigh saçılımı ve Mie saçılımı nedeniyle azalır. Dünya atmosferinden geçerken aldığı uzun yol nedeniyle çıplak gözle rahat bir şekilde seyredilebilecek kadar sönüktür. Pus, duman, toz ve yüksek nem ışığın azalmasına yardımcı olur. ⓘ
Güneş'i izlemek için kullanılan ışık azaltıcı filtreler bu nedenle tasarlanır. Uydurularak yapılan filtreler UV ve IR ışınları geçirebilir dolayısıyla yüksek parlaklık düzeylerinde göze zararlı olabilir. Teleskoplarda kullanılan filtreler lensin ya da açıklığın üzerinde olmalı ama oküler mercekte olmamalıdır. Çünkü emilen gün ışığından kaynaklanan aşırı ısı bu filtrelerin aniden çatlamasına neden olabilir. 14 numaralı kaynak camı kabul edilebilir bir Güneş filtresidir ama negatif siyah fotoğraf filmi değildir çünkü çok fazla kızılötesi ışını geçirir. ⓘ
.jpg)
Yeşil flaş olarak bilinen optik bir fenomen bazen gün batımından kısa bir süre sonra veya gün doğumundan önce görülebilir. Flaş, ufkun hemen altındaki Güneş'ten gelen ışığın gözlemciye doğru bükülmesinden (genellikle bir sıcaklık inversiyonu yoluyla) kaynaklanır. Daha kısa dalga boylarındaki (mor, mavi, yeşil) ışık, daha uzun dalga boylarındaki (sarı, turuncu, kırmızı) ışıktan daha fazla bükülür, ancak mor ve mavi ışık daha fazla saçılarak yeşil olarak algılanan ışığı bırakır. ⓘ
Dini yönler
Güneş tanrıları birçok dünya dininde ve mitolojisinde önemli bir rol oynamaktadır. Güneşe tapınma eski Mısırlılar, Güney Amerika'daki İnkalar ve şimdiki Meksika'daki Aztekler gibi uygarlıkların merkezinde yer almıştır. Hinduizm gibi dinlerde Güneş hala bir tanrı olarak kabul edilir ve Surya Dev olarak bilinir. Birçok antik anıt güneş fenomenleri göz önünde bulundurularak inşa edilmiştir; örneğin, taş megalitler yaz ya da kış gündönümünü doğru bir şekilde işaretler (en önemli megalitlerden bazıları Nabta Playa, Mısır; Mnajdra, Malta ve Stonehenge, İngiltere'de bulunmaktadır); İrlanda'da tarih öncesi insan yapımı bir dağ olan Newgrange, kış gündönümünü tespit etmek üzere tasarlanmıştır; Meksika'daki Chichén Itzá'daki El Castillo piramidi, ilkbahar ve sonbahar ekinokslarında piramide tırmanan yılan şeklinde gölgeler yayacak şekilde tasarlanmıştır. ⓘ
Eski Sümerler Güneş'in adalet tanrısı ve Venüs gezegeni olarak tanımlanan Cennet Kraliçesi İnanna'nın ikiz kardeşi Utu olduğuna inanırlardı. Daha sonraları Utu, Doğu Sami tanrısı Şamaş ile özdeşleştirilmiştir. Utu, zor durumda olanlara yardım eden bir yardımcı tanrı olarak kabul edilirdi ve ikonografide genellikle uzun sakallı ve elinde adalet dağıtıcısı rolünü temsil eden bir testere tutarken tasvir edilirdi. ⓘ
En azından Antik Mısır'ın Dördüncü Hanedanlığı'ndan itibaren Güneş'e tanrı Ra olarak tapınılmış, güneş diskinin tepesinde şahin başlı bir ilah olarak tasvir edilmiş ve bir yılanla çevrelenmiştir. Yeni İmparatorluk döneminde Güneş, küresel gübre topu Güneş ile özdeşleştirilen gübre böceği ile özdeşleştirilmiştir. Aten güneş diski biçiminde Güneş, Amarna Dönemi'nde kısa bir diriliş yaşamış ve Firavun Akhenaton için tek olmasa da en önemli ilah haline gelmiştir. ⓘ
Mısırlılar tanrı Ra'yı, daha küçük tanrıların eşlik ettiği bir güneş kayığıyla gökyüzünde taşınırken tasvir ederlerdi; Yunanlılar için ise o, ateşli atların çektiği bir savaş arabasıyla taşınan Helios'tu. Geç Roma İmparatorluğu'nda Elagabalus'un hükümdarlığından itibaren Güneş'in doğum günü, kış gündönümünden hemen sonra Sol Invictus (kelimenin tam anlamıyla "Fethedilmemiş Güneş") olarak kutlanan ve Noel'in öncülü olabilecek bir bayramdı. Sabit yıldızlara gelince, Güneş Dünya'dan bakıldığında yılda bir kez ekliptik boyunca zodyak boyunca dönüyor gibi görünür ve bu nedenle Yunan astronomlar onu yedi gezegenden biri (Yunanca planetes, "gezgin") olarak sınıflandırmıştır; haftanın günlerine yedi gezegenin adının verilmesi Roma dönemine dayanır. ⓘ
Proto-Hint-Avrupa dininde Güneş, tanrıça *Seh2ul olarak kişileştirilmiştir. Bu tanrıçanın Hint-Avrupa dillerindeki türevleri arasında Eski İskandinavca Sól, Sanskritçe Surya, Galce Sulis, Litvanca Saulė ve Slavca Solntse sayılabilir. Antik Yunan dininde güneş tanrısı, daha sonraki zamanlarda Apollo ile senkretize edilmiş olan erkek tanrı Helios'tur. ⓘ
İncil'de Malaki 4:2'de "Doğruluk Güneşi "nden (bazen "Adalet Güneşi" olarak da çevrilir) bahsedilir ve bazı Hristiyanlar bunu Mesih'e bir gönderme olarak yorumlamıştır. Antik Roma kültüründe Pazar günü güneş tanrısının günüydü. Yahudi kökenli olmayan Hıristiyanlar tarafından Şabat günü olarak benimsenmiştir. Işık sembolü Hıristiyanlar tarafından benimsenen bir pagan aygıtıydı ve belki de Yahudi geleneklerinden gelmeyen en önemlisiydi. Paganizmde Güneş, insanlığa sıcaklık ve aydınlık veren bir yaşam kaynağıydı. Güneş, Romalılar arasında popüler bir kültün merkeziydi ve Romalılar şafak vakti dua ederken güneşin ilk ışıklarını yakalamak için ayakta dururlardı. Kış gündönümü kutlamaları (Noel'i etkilemiştir) Roma'nın fethedilmemiş Güneş (Sol Invictus) kültünün bir parçasıydı. Hıristiyan kiliseleri, cemaatin yüzü Doğu'daki güneşin doğuşuna dönük olacak şekilde inşa edilmiştir. ⓘ
Aztek güneş tanrısı Tonatiuh genellikle elinde oklar ve bir kalkanla tasvir edilirdi ve insan kurban etme uygulamasıyla yakından ilişkiliydi. Güneş tanrıçası Amaterasu Şinto dinindeki en önemli tanrıdır ve tüm Japon imparatorlarının doğrudan atası olduğuna inanılır. ⓘ
Güneş döngüleri
Güneş lekeleri ve Güneş lekesi döngüsü
Fışkırmalar
Güneş fışkırmaları, yanan hidrojen gazının, Güneş’in magnetik alan kuvvetleri tarafından desteklenerek, taçtan dışarı yay gibi uzanmasıdır. Bazıları uzaya, saniyede 400 m hızla fırlarlar. ⓘ
Olası uzun dönem döngü
Çok yeni bir teori Güneş'in çekirdeğindeki manyetik kararsızlıkların 41.000 ya da 100.000 yıllık periyotlarda değişikliklere sebep olduğunu öne sürmektedir. Bu kuram, buzul çağlarını Milankovitch döngülerinden daha iyi açıklayabilir. Astrofizik alanındaki birçok kuram gibi bu da doğrudan test edilemez. ⓘ