Güneş - Sun

Güneş Güneş sembolü.svg
güneş beyaz.jpg
2013 yılında güneş lekeleri ve uzuv kararması ile güneş filtresi ile karartılmış görünür ışıkta resimde .
NASA'nın Güneş Dinamikleri Gözlemevi'nin Atmosferik Görüntüleme Meclisi Tarafından Güneş - 20100819.jpg
Ultraviyole ışıkta görüldüğü gibi 2010 yılında çekilen yanlış renkli görüntü (30.4 nm dalga boyu)
İsimler Güneş, Sol / s ɒ l / , Sól , Helios / h Ben bir L i ə s /
sıfatlar Güneş / s l ər /
gözlem verileri

Dünya'dan ortalama uzaklık
AU1.496 x 10 8  km
8'de dakika 19 s ışık hızı
Görsel parlaklık ( V ) -26.74
Mutlak büyüklük 4.83
spektral sınıflandırma G2V
metaliklik Z = 0.0122
açısal boyut 31,6–32,7 dakikalık ark
≈ 0,5 derece
yörünge özellikleri
Ortalama mesafe
ile ilgili Samanyolu çekirdek
≈ 2,7 × 10 17  km
29.000  ışık yılı
Galaktik dönem (2.25–2.50) × 10 8 yıl
Hız ≈ 220 km/s (Samanyolu'nun merkezi etrafındaki yörünge)
≈ 20 km/s (yıldız çevresindeki diğer yıldızların ortalama hızına göre)
≈ 370 km/s ( kozmik mikrodalga arka planına göre )
Fiziksel özellikler
ekvator yarıçapı 695.700  km,
696.342 km
109  × Dünya yarıçapı
ekvator çevresi 4.379 × 10 6  km
109 × Dünya
düzleştirme 9 × 10 -6
Yüzey alanı 6.09 × 10 12  km 2
12.000 × Dünya
Ses 1.41 × 10 18  km 3
1.300.000 × Dünya
Yığın 1.9885 × 10 30  kg
333.000  Dünya
Ortalama yoğunluk 1.408 g / cc 3.
0,255 × Dünya
Merkez yoğunluğu (modellenmiş) 162.2 g / cm 3
12.4 × Dünya
Ekvator yüzeyi yerçekimi 274 m/s 2
28 × Toprak
Atalet momenti faktörü 0.070 (tahmini)
Kaçış hızı
(yüzeyden)
617,7 km/s
55 × Dünya
Sıcaklık Merkez (modellenmiş): 1,57 × 10 7  K
Fotosfer (etkili):5772  K
Corona : ≈ 5 × 10 6  K
Parlaklık (L sol ) 3.828 × 10 26  W
≈ 3,75 × 10 28  lm
≈ 98 lm/W verimlilik
Renk (BV) 0.63
Ortalama parlaklık  (I sol ) 2.009 × 10 7  W·m -2 ·sr -1
Yaş ≈ 4.6 milyar yıl (4.6 × 10 9  yıl )
Dönme özellikleri
eğiklik 7.25 °
(üzere ekliptik )
° 67.23
(üzere galaktik düzlemi )

Kuzey kutbunun sağ yükselişi
286.13°
19 s 4 dak 30 s

Kuzey kutbunun eğimi
+63.87°
63° 52' Kuzey
Yıldız dönüş periyodu
(ekvatorda)
25.05 gün
(16° enlemde) 25,38 gün
25 gün 9 sa 7 dak 12 s
(kutuplarda) 34.4 gün
Dönme hızı
(ekvatorda)
7.189 × 10 3  km/s
Fotosferik bileşim (kütleye göre)
Hidrojen %73.46
Helyum %24.85
Oksijen %0.77
Karbon %0.29
Demir %0.16
Neon %0.12
Azot %0.09
Silikon %0.07
Magnezyum %0.05
Kükürt %0.04

Güneş ise yıldız merkezinde Güneş Sistemi'nin . Bu hemen hemen mükemmel bir küre sıcak plazma ısıtıldı, akkor ile nükleer füzyon ışıma çekirdeğinde reaksiyonlar, enerji ağırlıklı olarak görünür ışık , ultraviyole ışık ve kızıl ötesi radyasyonu. Bu uzak en önemli kaynak iken enerji için hayatı üzerinde Dünya'ya . Çapı yaklaşık 1.39 milyon kilometre (864.000 mil) veya Dünya'nın 109 katıdır. Kütlesi , Dünya'nınkinin yaklaşık 330.000 katıdır; Güneş Sistemi'nin toplam kütlesinin yaklaşık %99,86'sını oluşturur. Güneş'in kütlesinin kabaca dörtte üçü hidrojenden oluşur (~%73); geri kalanı çoğunlukla helyumdur (~%25), oksijen , karbon , neon ve demir de dahil olmak üzere çok daha küçük miktarlarda daha ağır elementler içerir .

Güneş, tayf sınıfına göre G tipi bir ana dizi yıldızıdır (G2V) . Bu nedenle, gayri resmi olarak ve tam olarak sarı bir cüce olarak anılmaz (ışığı sarıdan beyaza daha yakındır). Yaklaşık 4,6 milyar yıl önce, büyük bir moleküler bulut bölgesinde maddenin yerçekimsel çöküşünden oluştu . Bu maddenin çoğu merkezde toplanırken, geri kalanı Güneş Sistemi haline gelen yörüngedeki bir diske dönüştü . Merkezi kütle sonunda başlattığı o kadar sıcak ve yoğun oldu nükleer füzyon onun içinde çekirdek . Neredeyse tüm yıldızların bu süreçle oluştuğu düşünülmektedir .

Güneş'in çekirdeği her saniye yaklaşık 600 milyon ton hidrojeni helyuma dönüştürür ve sonuç olarak her saniye 4 milyon ton maddeyi enerjiye dönüştürür . Çekirdekten çıkması 10.000 ile 170.000 yıl arasında sürebilen bu enerji, Güneş'in ışığının ve ısısının kaynağıdır. Zaman hidrojen füzyon çekirdeğinde Güneş artık olduğu noktaya kadar azaldı hidrostatik denge dış tabakalar sonunda içine Sun dönüşürken, genişler, çekirdek yoğunluğu ve sıcaklık belirgin bir artış uğrayacak kırmızı dev . Güneş'in, Merkür ve Venüs'ün mevcut yörüngelerini yutacak ve Dünya'yı yaşanmaz hale getirecek kadar büyüyeceği hesaplanıyor - ancak yaklaşık beş milyar yıl değil. Bundan sonra, dış katmanlarını dökecek ve beyaz cüce olarak bilinen yoğun bir soğuyan yıldız haline gelecek ve artık füzyonla enerji üretmeyecek, ancak yine de parlayacak ve önceki füzyonundan ısı yayacaktır.

Güneş'in Dünya üzerindeki muazzam etkisi tarih öncesi çağlardan beri bilinmektedir . Güneş, bazı kültürler tarafından bir tanrı olarak düşünülmüştür . Kavuşum Dünya'nın dönme ve Güneş etrafındaki yörüngesi temelini oluşturur güneş takvimler bunlardan biri, Gregoryen takvimi , baskın takvim kullanımda bugün.

İsim ve etimoloji

İngiliz kelimesi güneş geliştirilen Eski İngilizce Sunne . Eşlenikleri diğer görünen Germen dilleri de dahil olmak üzere, Batı Frizce Sinne , Hollandalı zon , Aşağı Almanca Süne , Standart Alman Sonne , Bavyera Sünnet , Eski İskandinav sünnet ve Gotik sunnō . Bütün bu kelimeler, Proto-Cermen * sunnōn'dan kaynaklanmaktadır . Bu sonuçta kelimesine ilgilidir güneşin diğer dallarında Hint-Avrupa dil çoğu durumda bir ile yalın kök rağmen, ailede l ziyade ilgi hâli sapında daha bulunursa n örneğinde olduğu gibi, Latin SOL , eski Yunan ἥλιος ( Helios ), Gal mesafe ve Rus солнце ( solntse ; belirgin sontse ), ve aynı zamanda (birlikte * l> r ) Sanskritçe स्वर ( SVAr ) ve İran خور ( xvar ). Nitekim, l -stem * olarak, hem de Proto-Germen kurtulan sōwelan Gotik sebebiyet verdi sauil (yanında sunnō ) ve Eski İskandinav yavan Sól (şiirsel yanında sünnet için kelime) ve içinden güneş Modern İskandinav içinde diller: İsveççe ve Danca solen , İzlandaca sólin , vb.

İngilizce, Yunanca ve Latince kelimeler Güneş, bir kişileştirilmesiyle olarak şiir meydana Helios ( / h i l i ə s / ) ve Sol ( / s ɒ l / ), bilim kurguda ise Sol a olarak kullanılabilir Güneş'i diğer yıldızlardan ayırt etmek için verilen isim. Terimi, eriyik , bir küçük harf ile ler bir süresince planet astronomlar tarafından kullanılan güneş gün gibi başka bir gezegen Mars .

İngilizce Sun için başlıca sıfatlar şunlardır güneşli güneş ışığı ve teknik bağlamlarda, güneş ( / s l ər / ), Latin gelen sol gibi bakımından sonuncu, bulan - güneş gün , güneş tutulması ve Güneş Sistemi'nin (bazen Sol sistemi ). Yunan itibaren helios nadir sıfat geliyor heliac ( / h i l i æ k / ).

İngilizce isim WeekDay Pazar Eski İngilizce kaynaklanıyor Sunnandæg "güneşin gün", bir Cermen yorumlama Latince ifade ait ölür Solis , kendisi eski Yunan bir çeviri ἡμέρα ἡλίου ( Hemera hēliou ) 'güneşin gün'.

Genel özellikleri

Güneş, Güneş Sistemi kütlesinin yaklaşık %99,86'sını oluşturan G tipi bir anakol 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 veya ağır element bakımından zengin bir yıldızdır. Güneş'in oluşumu, yakınlardaki bir veya daha fazla süpernovadan gelen şok dalgaları tarafından tetiklenmiş olabilir . Bu, Güneş Sistemi'ndeki altın ve uranyum gibi ağır elementlerin yüksek bolluğu , bu elementlerin sözde Popülasyon II , ağır-element-fakir, yıldızlardaki bolluğuna göre gösterilmektedir . Ağır elementler, en makul şekilde, bir süpernova sırasında endotermik nükleer reaksiyonlarla veya büyük bir ikinci nesil yıldız içinde nötron absorpsiyonu yoluyla dönüşüm yoluyla üretilmiş olabilir .

Güneş, −26.74'lük görünür büyüklüğüyle , Dünya'nın gökyüzündeki açık ara en parlak nesnedir . Bu, bir sonraki en parlak yıldız olan Sirius'tan yaklaşık 13 milyar kat daha parlaktır ve -1.46 görünür kadire sahiptir. Bir astronomik birim (150.000.000 km hakkında; 93000000 mil) mesafe Earth hamle olarak değişse de, Dünya'nın merkezine güneş merkezinin ortalama mesafe olarak tanımlanır günberi Ocak ayında günöteleri Temmuz ayında. Mesafeler 147.098.074 km (günberi) ile 152.097.701 km (günötesi) arasında değişebilir ve uç değerler 147.083.346 km ile 152.112.126 km arasında değişebilir. Ortalama mesafede, ışık Güneş'in ufkundan Dünya'nın ufkuna yaklaşık 8 dakika 19 saniyede seyahat ederken, Güneş ve Dünya'nın en yakın noktalarından gelen ışık yaklaşık iki saniye daha kısa sürer. Bu güneş ışığının enerjisi, fotosentez yoluyla Dünya üzerindeki 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 görünür yüzeyi olan fotosferin kenarına olan mesafe olarak kabul edilir . Bu ölçüye göre, Güneş, 9 milyonda biri olarak tahmin edilen bir oblatelik ile mükemmele yakın bir küredir ; bu, 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 ekvatorda kutuplarından daha hızlı döner . Bu farklı dönüş , ısı taşınımından kaynaklanan konvektif hareketten ve Güneş'in dönüşünden kaynaklanan Coriolis kuvvetinden kaynaklanır. Yıldızların tanımladığı bir referans çerçevesinde, dönme periyodu ekvatorda yaklaşık 25,6 gün ve kutuplarda 33,5 gündür. Güneş'in yörüngesinde dönerken Dünya'dan bakıldığında, Güneş'in ekvatordaki görünür dönüş süresi yaklaşık 28 gündür. Kuzey kutbunun üzerinde bir noktadan bakıldığında, Güneş kendi dönüş ekseni etrafında saat yönünün tersine döner .

Güneş ışığı

Güneş, Dünya yüzeyinden görüldüğü gibi

Güneş sabiti birim alandaki Güneş mevduat doğrudan güneş ışığına maruz kaldığı gücün miktarıdır. Güneş sabiti yaklaşık olarak eşittirGüneş'ten bir astronomik birim (AU) uzaklıkta (yani, Dünya üzerinde veya yakınında) 1.368 W/m 2 (metrekare başına watt ). Dünya yüzeyindeki güneş ışığı, Dünya'nın atmosferi tarafından zayıflatılır , böylece yüzeye daha az güç gelir (daha yakına)1.000 W/m 2 ) Güneş başucuna yakınken açık koşullarda . Dünya atmosferinin tepesindeki güneş ışığı (toplam enerjiye göre) yaklaşık %50 kızılötesi ışık, %40 görünür ışık ve %10 ultraviyole ışıktan oluşur. Özellikle atmosfer, özellikle daha kısa dalga boylarında, güneş ultraviyolesinin %70'inden fazlasını filtreler. Güneş ultraviyole radyasyonu, Dünya'nın gündüz üst atmosferini iyonize ederek elektriksel olarak iletken iyonosfer yaratır .

Güneş, görünür spektrum boyunca ışık yayar , bu nedenle rengi beyazdır , uzaydan bakıldığında veya Güneş gökyüzünde yüksek olduğunda, CIE renk-uzay indeksi (0.3, 0.3) civarındadır. Dalga boyu başına güneş parlaklığı, uzaydan bakıldığında spektrumun yeşil kısmında zirve yapar. Güneş gökyüzünde alçaldığında, atmosferik saçılma Güneş'i sarı, kırmızı, turuncu veya macenta yapar. Tipik beyazlığına rağmen, çoğu insan Güneş'i zihinsel olarak sarı olarak hayal eder; bunun nedenleri tartışma konusudur. Güneş olan G2V ile, yıldız G2 olarak gösteren yüzey sıcaklığı yaklaşık olarak 5.778 K (5.505 ° C, 9.941 ° F) ve V de, en yıldız gibi, bir olduğu ana kol yıldız. Ortalama parlaklık Güneş'in 1.88 giga hakkındadır  metrekare başına candela , ancak Dünya'nın atmosferi içinden bakıldığı haliyle, bu OBEB / m 1,44 yaklaşık düşürülür 2 . Bununla birlikte, uzuv kararması nedeniyle parlaklık, Güneş diski boyunca sabit değildir .

Kompozisyon

Güneş'in yanlış renkli kıpırdanma animasyonu
Normalde Güneş gama ışını yapmaz, ancak 15 Haziran 1991'deki bir parlama, Compton Gama Işını Gözlemevi'ndeki COMPTEL cihazı tarafından bu gama ışını gözlemine neden oldu. Güneş'ten gelen nötronlar, gama ışınları üretmek için yıldız içi ortamla çarpıştı.
Skylab tarafından kaydedilen 1973 güneş patlaması

Güneş, temel olarak hidrojen ve helyum kimyasal elementlerinden oluşur . Güneş'in yaşamının bu döneminde, fotosferdeki Güneş kütlesinin sırasıyla %74,9'unu ve %23.8'ini oluştururlar. Astronomide metal olarak adlandırılan tüm ağır elementler, kütlenin %2'sinden daha azını oluşturur, oksijen (Güneş kütlesinin yaklaşık %1'i), karbon (%0.3), neon (%0.2) ve demir (%0.2) bulunur. en bol.

Güneş'in orijinal kimyasal bileşimi, oluştuğu yıldızlararası ortamdan miras alındı . Başlangıçta yaklaşık %71.1 hidrojen, %27.4 helyum ve %1.5 daha ağır elementler içerecekti. Güneş'teki hidrojen ve helyumun çoğu , evrenin ilk 20 dakikasında Big Bang nükleosenteziyle üretilmiş olacaktı ve daha ağır elementler , Güneş oluşmadan önceki yıldız nesilleri tarafından üretilip yıldızlararası ortama yayıldı. sırasında yıldız yaşamının son dönemlerinde ve bu şekilde olaylar süpernova .

Güneş oluştuğundan beri, ana füzyon süreci hidrojenin helyuma dönüşmesini içeriyordu. Son 4,6 milyar yılda, helyum miktarı ve Güneş'teki konumu yavaş yavaş değişti. Çekirdek içinde, helyum oranı füzyon nedeniyle yaklaşık %24'ten yaklaşık %60'a çıkmıştır ve helyum ve ağır elementlerin bir kısmı yerçekimi nedeniyle fotosferden Güneş'in merkezine doğru yerleşmiştir . Metallerin (ağır elementler) oranları değişmez. Isı, Güneş'in çekirdeğinden dışarıya, konveksiyon yerine radyasyon yoluyla aktarılır (aşağıdaki Işınım bölgesine bakın), bu nedenle füzyon ürünleri ısıyla dışarı doğru kaldırılmaz; çekirdekte kalırlar ve yavaş yavaş kaynaşamayan bir iç helyum çekirdeği oluşmaya başlar, çünkü şu anda Güneş'in çekirdeği helyumu kaynaştıracak kadar sıcak veya yoğun değildir. Mevcut fotosfere olarak, helyum fraksiyon azalır ve metallik bunun içinde ne sadece% 84 , yıldız oluşum (çekirdek nükleer füzyon başlamadan önce) aşaması. Gelecekte, helyum çekirdekte birikmeye devam edecek ve yaklaşık 5 milyar yıl içinde bu kademeli birikim, sonunda Güneş'in ana diziden çıkıp kırmızı bir dev haline gelmesine neden olacak .

Fotosferin kimyasal bileşimi, normal olarak, ilkel Güneş Sistemi'nin bileşiminin temsilcisi olarak kabul edilir. Yukarıda açıklanan güneş ağır element bollukları tipik olarak hem Güneş'in fotosferinin spektroskopisi kullanılarak hem de hiç erime sıcaklıklarına ısıtılmamış göktaşlarındaki bollukların ölçülmesiyle ölçülür . Bu göktaşlarının önyıldız Güneş'in bileşimini koruduğu ve bu nedenle ağır elementlerin çökelmesinden etkilenmediği düşünülmektedir. İki yöntem genellikle iyi bir uyum içindedir.

Tek başına iyonize demir grubu elementler

1970'lerde, çoğu araştırma Güneş'teki demir grubu elementlerin bolluğuna odaklandı . Önemli araştırmalar yapılmış olmasına rağmen, 1978 yılına kadar bazı demir grubu elementlerin (örn. kobalt ve manganez ) aşırı ince yapıları nedeniyle spektrografi yoluyla bolluklarını belirlemek zordu .

Tek başına iyonize demir grubu elementlerin ilk büyük ölçüde eksiksiz osilatör güçleri 1960'larda kullanıma sunuldu ve bunlar daha sonra geliştirildi. 1978'de, demir grubunun tek başına iyonize elementlerinin bollukları türetildi.

izotopik kompozisyon

Çeşitli yazarlar , güneş ve gezegensel soy gazların izotopik bileşimlerinde bir gradyanın varlığını , örneğin Güneş'teki ve gezegenlerdeki neon ve ksenonun izotopik bileşimleri arasındaki korelasyonları değerlendirmiştir .

1983'ten önce, tüm Güneş'in güneş atmosferiyle aynı bileşime sahip olduğu düşünülüyordu. 1983'te, gezegen ve güneş-rüzgarı yerleştirilmiş soy gazlar arasındaki izotopik bileşim ilişkisine Güneş'in kendisindeki parçalanmanın neden olduğu iddia edildi .

Yapı ve füzyon

Güneşin yapısı

Güneş'in yapısı aşağıdaki katmanları içerir:

  • Çekirdek - nükleer füzyonun gerçekleşmesi için sıcaklık ve basıncın yeterli olduğu, Güneş'in yarıçapının en içteki %20-25'i . Hidrojen (Güneş'in yaşamının bu noktasında kendisi birleşemez) helyuma dönüşür. Füzyon süreci enerjiyi serbest bırakır ve çekirdek yavaş yavaş helyumda zenginleşir.
  • Işınım bölgesi - Konveksiyon, Güneş'in yüzeyine çok yakın olana kadar gerçekleşemez. Bu nedenle, yarıçapın yaklaşık %20-25'i ile yarıçapın %70'i arasında, enerji transferinin konveksiyon yerine radyasyon (fotonlar) yoluyla gerçekleştiği bir "ışıma bölgesi" vardır.
  • Takoklin – ışınımsal ve konvektif bölgeler arasındaki sınır bölgesi.
  • Konvektif bölge - Güneş'in yarıçapının yaklaşık %70'i ile görünür yüzeye yakın bir nokta arasında, Güneş, konveksiyonun gerçekleşmesi için yeterince soğuk ve dağınıktır ve bu, hava hücrelerinde oluşan hava hücrelerine benzer şekilde, dışa doğru ısı transferinin birincil yolu haline gelir. dünyanın atmosferi.
Güneş gaz halindeki bir nesne olduğu için açıkça tanımlanmış bir yüzeyi yoktur; görünür kısımları genellikle bir "fotosfer" ve "atmosfer" olarak ikiye ayrılır:

Çekirdek

Çekirdek Güneşin güneş yarıçapının 20-25 yaklaşık% merkezden uzanır. kadar bir yoğunluğa sahiptir.150 g / cm 3 (yaklaşık 150 kat su yoğunluğu) ve 15,7 milyon yakın bir sıcaklıkta Kelvin (K). Buna karşılık, Güneş'in yüzey sıcaklığı yaklaşık olarak5800 K . SOHO görev verilerinin son analizi , çekirdekte yukarıdaki ışınımlı bölgeye göre daha hızlı bir dönüş hızından yanadır. Güneş'in yaşamının büyük bir bölümünde enerji, p-p (proton-proton) zinciri adı verilen bir dizi nükleer reaksiyon yoluyla çekirdek bölgedeki nükleer füzyonla üretilmiştir ; bu süreç hidrojeni helyuma dönüştürür. Güneş'te üretilen enerjinin yalnızca %0,8'i, CNO döngüsü adı verilen başka bir füzyon reaksiyonları dizisinden gelir , ancak bu oranın Güneş'in yaşı arttıkça artması beklenir.

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, birbirini takip eden birçok katmandan dışarı doğru aktarılırken bu enerji tarafından ısıtılır, son olarak da radyasyon (fotonlar) veya adveksiyon (kütlesel parçacıklar) yoluyla uzaya kaçtığı güneş fotosferine aktarılır.

Proton-proton zinciri etrafında oluşur Çekirdekte saniyede 37 kez 9,2 × 10 37 kez, yaklaşık 3,7 × 10 38 protonu her saniye alfa parçacıklarına (helyum çekirdeği) dönüştürür ( Güneş'teki toplam ~8,9 × 10 56 serbest protondan) veya yaklaşık6.2 × 10 11  kg/s . Dört serbest protonun (hidrojen çekirdeğinin) tek bir alfa parçacığına (helyum çekirdeği) kaynaştırılması, kaynaşmış kütlenin yaklaşık %0,7'sini enerji olarak serbest bırakır, bu nedenle Güneş, saniyede 4,26 milyon metrik tonluk kütle-enerji dönüşüm oranında (bu 600 metrik megaton hidrojen), 384.6  yottawatt için (3.846 × 10 26  W ) veya saniyede 9.192 × 10 10  megaton TNT . Güneş'in büyük güç çıkışı, esas olarak çekirdeğinin (Dünya ve Dünya'daki nesnelere kıyasla) büyük boyutu ve yoğunluğundan kaynaklanır, metreküp başına yalnızca oldukça az miktarda güç üretilir . Güneş'in iç kısmının teorik modelleri , çekirdeğin merkezinde, bir kompost yığını içinde yaklaşık olarak aynı güç yoğunluğu olan, metreküp başına yaklaşık 276,5 watt'lık bir maksimum güç yoğunluğunu veya enerji üretimini gösterir .

Çekirdekteki füzyon hızı kendi kendini düzelten bir dengededir: biraz daha yüksek bir füzyon hızı, çekirdeğin daha fazla ısınmasına ve dış katmanların ağırlığına karşı hafifçe genişlemesine neden olarak yoğunluğu ve dolayısıyla füzyon hızını azaltır ve tedirginlik ; ve biraz daha düşük bir hız, çekirdeğin soğumasına ve hafifçe büzülmesine, yoğunluğun artmasına ve füzyon hızının artmasına ve tekrar mevcut hızına geri dönmesine neden olur.

radyasyon bölgesi

Çekirdekten yaklaşık 0,7 güneş yarıçapına kadar , termal radyasyon , enerji transferinin birincil yoludur. Çekirdekten uzaklaştıkça sıcaklık yaklaşık 7 milyon kelvin'den 2 milyon kelvin'e düşer. Bu sıcaklık gradyanı , adyabatik atlama hızının değerinden daha azdır ve bu nedenle konveksiyonu sürdüremez, bu da bu bölgeden enerji transferinin neden termal konveksiyon yerine radyasyon yoluyla olduğunu açıklar . İyonlar , yalnızca kısa bir mesafe önce seyahat hidrojen ve helyum fotonların arasında, diğer iyonlar tarafından tekrar emilmektedir edilir. Yoğunluğu (g / cm 20 bir yüz damla 3 0.2 gr / cm 3 0.25 güneş yarıçapları ve 0,7 yarıçapları, ışıma bölümünün üst kısmı arasında).

takoklin

Işınımsal bölge ve konvektif bölge, bir geçiş katmanı olan takoklin ile ayrılır . Bu, ışınım bölgesinin düzgün dönüşü ile konveksiyon bölgesinin diferansiyel dönüşü arasındaki keskin rejim değişikliğinin , ikisi arasında büyük bir kesme ile sonuçlandığı bir bölgedir - ardışık yatay katmanların birbirinin üzerinden kaydığı bir durum. Şu anda, bu katmandaki bir manyetik dinamonun Güneş'in manyetik alanını oluşturduğu varsayılmaktadır (bkz. Solar dinamo ) .

konvektif bölge

Güneş'in konveksiyon bölgesi, 0,7 güneş yarıçapından (500.000 km) yüzeye yakın uzanır. Bu katmanda, güneş plazması, içerideki ısı enerjisini radyasyon yoluyla dışa aktaracak kadar yoğun veya yeterince sıcak değildir. Bunun yerine, plazmanın yoğunluğu, konvektif akımların gelişmesine ve Güneş'in enerjisini dışarıya, yüzeyine doğru hareket ettirmesine izin verecek kadar düşüktür. Takokline ısıtılan malzeme ısı alır ve genişler, böylece yoğunluğunu azaltır ve yükselmesine izin verir. Sonuç olarak, kütlenin düzenli bir hareketi, ısının çoğunu dışarıdaki Güneş'in yukarıdaki fotosferine taşıyan termal hücrelere dönüşür. Malzeme, fotosferik yüzeyin hemen altında yayılımlı ve ışınımsal olarak soğuduktan sonra yoğunluğu artar ve konveksiyon bölgesinin tabanına çöker, burada tekrar ışıma bölgesinin tepesinden ısı alır ve konvektif döngü devam eder. Fotosfere, sıcaklık, sadece 0.2 g / m ila 5,700 K ile yoğunluğa sahip olan düşmüştür 3 (deniz seviyesinde hava 6.000 / 1 ila yaklaşık yoğunluğu).

Konveksiyon bölgesinin termal sütunları, Güneş'in yüzeyinde ona en küçük ölçekte güneş granülasyonu ve daha büyük ölçeklerde süper granülasyon adı verilen granüler bir görünüm veren bir iz oluşturur . Güneşin iç kısmının bu dış kısmındaki türbülanslı konveksiyon, Güneş'in yüzeye yakın hacmi üzerinde "küçük ölçekli" dinamo hareketini sürdürür. Güneş'in termal sütunları Bénard hücreleridir ve kabaca altıgen prizmalar şeklini alır.

Fotosfer

Etkin sıcaklık ya da kara cisim Güneş ısısı, (5777 K ), aynı büyüklükteki bir siyah cismin aynı toplam emisyon gücünü vermesi için sahip olması gereken sıcaklıktır.
Bir plazma miasması
Daniel K. Inouye Güneş Teleskobu (DKIST) tarafından çekilen Güneş yüzeyinin yüksek çözünürlüklü görüntüsü

Güneş'in görünür yüzeyi olan fotosfer, altında Güneş'in görünür ışığa karşı opak hale geldiği katmandır . Bu katmanda üretilen fotonlar, üzerindeki şeffaf güneş atmosferi aracılığıyla Güneş'ten kaçar ve güneş radyasyonu, güneş ışığı olur. Opaklıktaki değişiklik, görünür ışığı kolayca emen H - iyonlarının azalan miktarından kaynaklanmaktadır . Tersine, gördüğümüz görünür ışık, elektronların hidrojen atomları ile H iyonları üretmek için reaksiyona girmesiyle üretilir . 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 , uzuv kararması olarak bilinen bir fenomende. Güneş ışığının spektrumu, yaklaşık olarak bir siyah cismin spektrumuna sahiptir .5777  K , fotosferin üzerindeki ince tabakalardan gelen atomik absorpsiyon çizgileriyle serpiştirilmiş . Fotosferin parçacık yoğunluğu ~10 23  m- 3'tür ( deniz seviyesinde Dünya atmosferinin hacmi başına parçacık sayısının yaklaşık %0,37'si ). Fotosfer tamamen iyonize değildir - iyonlaşma derecesi yaklaşık %3'tür ve hidrojenin neredeyse tamamını atomik formda bırakır.

Fotosferin optik spektrumunun ilk çalışmaları sırasında , o zamanlar Dünya'da bilinen herhangi bir kimyasal elemente karşılık gelmeyen bazı absorpsiyon çizgileri bulundu . 1868'de Norman Lockyer , bu absorpsiyon hatlarına , Yunan Güneş tanrısı Helios'tan sonra helyum adını verdiği yeni bir elementin neden olduğunu varsaymıştı . Yirmi beş yıl sonra, helyum Dünya'da izole edildi.

Atmosfer

Tam güneş tutulması sırasında, güneş tacı, kısa bütünlük döneminde çıplak gözle görülebilir.

Tam güneş tutulması sırasında, Güneş'in diski Ay'ın diski ile kaplandığında , Güneş'i çevreleyen atmosferin bir kısmı görülebilir. Dört ayrı bölümden oluşur: kromosfer, geçiş bölgesi, korona ve heliosfer.

Güneş'in en soğuk tabakası, yaklaşık olarak yaklaşık olarak uzanan bir minimum sıcaklık bölgesidir. Fotosferin 500 km üzerinde ve yaklaşık4.100  K . Güneş'in bu kısmı, karbon monoksit ve su gibi absorpsiyon spektrumları aracılığıyla tespit edilebilen basit moleküllerin varlığına izin verecek kadar soğuktur .

Kromosfer, geçiş bölgesi ve korona, Güneş'in yüzeyinden çok daha sıcaktır. Nedeni tam olarak anlaşılmadı, ancak kanıtlar Alfvén dalgalarının koronayı ısıtmak için yeterli enerjiye sahip olabileceğini gösteriyor .

Sıcaklık minimum katmanının üzerinde yaklaşık bir katman bulunur. 2.000 km kalınlığında, bir dizi emisyon ve absorpsiyon çizgileri hakimdir. Kromosfer, tam güneş tutulmalarının başlangıcında ve sonunda renkli bir flaş olarak görülebildiği için, renk anlamına gelen Yunanca kroma kökünden kromosfer olarak adlandırılır . Kromosferin sıcaklığı, irtifa ile kademeli olarak artar, yaklaşık olarak değişir.20.000 K tepeye yakın. Kromosferin üst kısmında helyum kısmen iyonize olur .

12 Ocak 2007'de Hinode'un Solar Optik Teleskopu tarafından çekilen bu Güneş görüntüsü, farklı manyetik polariteye sahip plazma bağlantı bölgelerinin filamentli doğasını ortaya koyuyor.

Kromosferin üzerinde, ince (yaklaşık 200 km ) geçiş bölgesi, çevresinden sıcaklık hızla yükseliyor20 000  K üst kromosferde koronal sıcaklıklara daha yakın1 000 000  K . Sıcaklık artışı, geçiş bölgesinde helyumun tam iyonlaşmasıyla kolaylaştırılır, bu da plazmanın radyasyonla soğumasını önemli ölçüde azaltır. 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 görülmez, ancak spektrumun aşırı ultraviyole kısmına duyarlı aletlerle uzaydan kolayca gözlemlenebilir .

Korona, Güneş'in bir sonraki katmanıdır. Güneş'in yüzeyine yakın alçak korona, 10 15  m -3 ila 10 16  m -3 civarında bir parçacık yoğunluğuna sahiptir . Korona ve güneş rüzgarının ortalama sıcaklığı yaklaşık 1.000.000–2.000.000 K'dir; bununla birlikte, en sıcak bölgelerde 8.000.000–20.000.000 K'dir. Koronanın sıcaklığını açıklamak için henüz tam bir teori olmamasına rağmen, ısısının en azından bir kısmının manyetik yeniden bağlantıdan geldiği bilinmektedir . Korona, Güneş'in fotosferinin kapsadığı hacimden çok daha büyük bir hacme sahip olan Güneş'in genişletilmiş atmosferidir. İçine Güneş'ten dışarı doğru plazmanın bir akış gezegenlerarası uzay olduğu güneş rüzgarı .

Güneş'in en ince atmosferi olan heliosfer, güneş rüzgar plazmasıyla doludur. Güneş'in bu en dış tabakası, güneş rüzgarının akışının süperalfvénik hale geldiği , yani akışın Alfvén dalgalarının hızından daha hızlı hale geldiği, yaklaşık 20 güneş yarıçapında (0,1 AU) uzaklıkta başlayacak şekilde tanımlanır . Heliosferdeki türbülans ve dinamik kuvvetler, içerideki güneş koronasının şeklini etkileyemez, çünkü bilgi sadece Alfvén dalgalarının hızında hareket edebilir. Güneş rüzgarı, heliosfer boyunca sürekli olarak dışarı doğru hareket eder ve güneş manyetik alanını heliopozu olduğundan daha fazla etkileyene kadar spiral bir şekle dönüştürür.Güneş'ten 50 AU . Aralık 2004'te Voyager 1 sondası, heliopause'un bir parçası olduğu düşünülen bir şok cephesinden geçti. 2012'nin sonlarında Voyager 1, kozmik ışın çarpışmalarında belirgin bir artış ve güneş rüzgarından gelen düşük enerjili parçacıklarda keskin bir düşüş kaydetti; bu, sondanın heliopozdan geçtiğini ve yıldızlararası ortama girdiğini ve gerçekten de öyle olduğunu gösterdi. 25 Ağustos 2012 güneşten yaklaşık 122 astronomik birimde. Heliosfer, Güneş'in hareketi nedeniyle arkasında uzanan bir heliokuyruğa sahiptir.

Fotonlar ve nötrinolar

Başlangıçta çekirdekte füzyon reaksiyonları ile salınan yüksek enerjili gama ışını fotonları , genellikle sadece birkaç milimetre seyahat ettikten sonra, ışınımsal bölgenin güneş plazması tarafından hemen hemen emilir. Yeniden emisyon rastgele bir yönde ve genellikle biraz daha düşük enerjide gerçekleşir. Bu emisyon ve absorpsiyon dizisiyle, radyasyonun Güneş'in yüzeyine ulaşması uzun zaman alır. Foton seyahat süresi tahminleri 10.000 ile 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'te enerji nakli, madde ile termodinamik dengede fotonları içeren bir süreç olduğundan, Güneş'te enerji naklinin zaman ölçeği 30.000.000 yıl mertebesinde daha uzundur. Bu, çekirdeğindeki enerji üretim hızı aniden değişirse, Güneş'in kararlı bir duruma dönmesi için gereken zamandır.

Nötrinolar da çekirdekteki füzyon reaksiyonları tarafından serbest bırakılır, ancak fotonların aksine, madde ile nadiren etkileşime girerler, bu nedenle hemen hemen hepsi Güneş'ten hemen kaçabilir. Uzun yıllar boyunca Güneş'te üretilen nötrino sayısının ölçümleri, teorilerin tahmin edilenden 3 kat daha düşüktü . Bu tutarsızlık, 2001 yılında nötrino salınımının etkilerinin keşfiyle çözüldü : Güneş, Güneş'in öngördüğü kadar nötrino yayar. teori, ancak nötrino dedektörleri 23 tanesi eksikti çünkü nötrinolar tespit edildiklerinde tat değiştirmişlerdi .

manyetik aktivite

Manyetik alan

Güneş lekesinin görünür ışık fotoğrafı, 13 Aralık 2006
Eşleştirilmiş güneş lekesi desenini gösteren kelebek diyagramı . Grafik güneş lekesi alanına aittir.
Bu sahte renkli ultraviyole görüntüde Güneş, C3 sınıfı bir güneş patlaması (sol üstte beyaz alan), bir güneş tsunamisi (dalga benzeri yapı, sağ üstte) ve bir manyetik alanı takip eden çok sayıda plazma filamentini gösteriyor. yıldız yüzeyi.
Heliosferik akım tabaka Güneş Sistemi dış ulaştığı için uzanmaktadır ve ilgili Güneşin döner manyetik alanın etkisi elde edilen sonuçlar plazma içinde arası ortamdan .

Güneş, yüzeyi boyunca değişen bir manyetik alana sahiptir. Kutupsal alanı 1-2 gauss (0.0001-0.0002  T ) iken, Güneş'te güneş lekeleri adı verilen özelliklerde alan tipik olarak 3.000 gauss (0,3 T) ve güneş çıkıntılarında 10-100 gauss (0,001-0.01 T) arasındadır . Manyetik alan zamana ve konuma göre değişir. Yarı periyodik 11 yıllık güneş döngüsü , güneş lekelerinin sayısının ve boyutunun arttığı ve azaldığı en belirgin varyasyondur.

Güneş lekeleri, Güneş'in fotosferinde koyu lekeler olarak görülebilir ve ısının konvektif taşınmasının güneş yüzeyinden yüzeye engellendiği manyetik alan konsantrasyonlarına karşılık gelir. Sonuç olarak, güneş lekeleri çevreleyen fotosferden biraz daha soğuktur, bu nedenle karanlık görünürler. Tipik bir güneş minimumunda , birkaç güneş lekesi görülebilir ve bazen hiç görülmeyebilir. Görünenler yüksek güneş enlemlerinde. Güneş döngüsü maksimuma doğru ilerledikçe , güneş lekeleri, Spörer yasası olarak bilinen bir fenomen olan güneş ekvatoruna daha yakın oluşma eğilimindedir . En büyük güneş lekeleri on binlerce kilometre çapında olabilir.

11 yıllık bir güneş lekesi döngüsü, 22 yıllık bir Babcock - Leighton dinamo döngüsünün yarısıdır ; bu, toroidal ve poloidal güneş manyetik alanları arasında salınımlı bir enerji alışverişine karşılık gelir . Güneş döngüsü maksimumunda, harici polioidal dipolar manyetik alan, dinamo döngüsü minimum gücüne yakındır, ancak takoklin içinde diferansiyel rotasyon yoluyla üretilen bir iç toroidal dört kutuplu alan, maksimum gücüne yakındır. Dinamo döngüsünün bu noktasında, konvektif bölge içindeki yüzer yükselme, toroidal manyetik alanın fotosfer boyunca ortaya çıkmasını zorlayarak, kabaca doğu-batı hizalı ve zıt manyetik kutuplara sahip ayak izlerine sahip güneş lekesi çiftlerine yol açar. Güneş lekesi çiftlerinin manyetik polaritesi, Hale döngüsü olarak bilinen bir fenomen olan her güneş döngüsünü değiştirir.

Güneş döngüsünün azalan fazı sırasında, enerji iç toroidal manyetik alandan dış polioidal alana kayar ve güneş lekeleri sayı ve boyut olarak azalır. Güneş döngüsü minimumunda, toroidal alan buna uygun olarak minimum güçte, güneş lekeleri nispeten nadirdir ve polioidal alan maksimum gücündedir. Sonraki 11 yıllık güneş lekesi döngüsünün yükselişi ile, farklı rotasyon manyetik enerjiyi polioidal alandan toroidal alana geri kaydırır, ancak bir önceki döngünün tersi olan bir polarite ile. Süreç sürekli olarak devam eder ve idealize edilmiş, basitleştirilmiş bir senaryoda, her 11 yıllık güneş lekesi döngüsü, Güneş'in geniş ölçekli manyetik alanının genel polaritesinde bir değişikliğe karşılık gelir.

Güneşin manyetik alanı Güneş'in çok ötesine uzanır. Elektriksel olarak iletken güneş rüzgar plazması, Güneş'in manyetik alanını uzaya taşır ve gezegenler arası manyetik alan denilen şeyi 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 dışarı doğru uzatır ve onu 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, dipolar manyetik alanı ve buna karşılık gelen akım tabakasını , Parker spirali adı verilen bir Arşimet spiral yapısına dönüştürür . Gezegenler arası manyetik alan, güneş manyetik alanının dipol bileşeninden çok daha güçlüdür. Güneş'in 50–400 μT'lik (fotosferde) dipol manyetik alanı  , mesafenin ters küpü ile azalır ve Dünya'nın uzaklığında 0,1 nT'lik bir tahmini manyetik alana yol açar. Bununla birlikte, uzay aracı gözlemlerine göre, Dünya'nın konumunda gezegenler arası alan yaklaşık 5 nT'dir, yaklaşık yüz kat daha büyüktür. Fark, Güneş'i çevreleyen plazmadaki elektrik akımları tarafından üretilen manyetik alanlardan kaynaklanmaktadır.

aktivitede değişiklik

Önceki 30 yıl boyunca güneş döngüsü değişiminin 2005'ten itibaren ölçümleri

Güneş'in manyetik alanı, topluca güneş aktivitesi olarak adlandırılan birçok etkiye yol açar . Güneş lekesi gruplarında güneş patlamaları ve koronal kütle püskürmeleri meydana gelme eğilimindedir. Yavaş yavaş değişen yüksek hızlı güneş rüzgarı akışları , fotosferik yüzeydeki koronal deliklerden yayılır . Hem koronal kütle fırlatmaları hem de yüksek hızlı güneş rüzgarı akışları, plazma ve gezegenler arası manyetik alanı dışarı doğru Güneş Sistemine taşır. Güneş aktivitesinin Dünya üzerindeki etkileri , orta ila yüksek enlemlerdeki auroraları ve radyo iletişiminin ve elektrik gücünün bozulmasını içerir . Güneş aktivitesinin Güneş Sistemi'nin oluşumunda ve evriminde büyük rol oynadığı düşünülmektedir .

Güneş lekesi sayısının güneş döngüsü modülasyonu ile, teknolojik sistemlerin etkilenebileceği Dünya'yı çevreleyenler de dahil olmak üzere , uzay hava koşullarının karşılık gelen bir modülasyonu gelir .

Aralık 2019'da, zorunlu manyetik yeniden bağlanma olarak bilinen yeni bir tür güneş manyetik patlaması gözlemlendi. Daha önce, kendiliğinden manyetik yeniden bağlanma adı verilen bir süreçte, güneş manyetik alan çizgilerinin patlayarak ayrıldığı ve ardından anında tekrar birleştiği gözlemlendi. Zorla Manyetik Yeniden Bağlantı benzerdi, ancak koronadaki bir patlama tarafından tetiklendi.

Uzun vadeli değişiklik

Bazı bilim adamları, güneş lekesi sayısındaki uzun vadeli seküler değişimin, güneş ışınımındaki uzun vadeli değişiklikle ilişkili olduğu ve bunun da Dünya'nın uzun vadeli iklimini etkileyebileceği düşünülmektedir. Örneğin, 17. yüzyılda, güneş döngüsü birkaç on yıl boyunca tamamen durmuş gibi görünüyordu; Maunder minimumu olarak bilinen bir dönemde az sayıda güneş lekesi gözlemlendi . Bu , Avrupa'nın alışılmadık derecede soğuk sıcaklıklar yaşadığı Küçük Buz Devri dönemiyle aynı zamana denk geldi . Daha önceki genişletilmiş minimumlar, ağaç halkalarının analizi yoluyla keşfedildi ve ortalamadan daha düşük küresel sıcaklıklarla çakıştığı görülüyor.

Yakın tarihli bir teori, Güneş'in çekirdeğinde 41.000 veya 100.000 yıllık periyotlarla dalgalanmalara neden olan manyetik kararsızlıklar olduğunu iddia ediyor. Bunlar arasında daha iyi bir açıklama sağlayabilir buz yaş daha Milankovitch döngüleri .

yaşam evreleri

Güneş bugün kabaca hayatının en istikrarlı döneminin yarısında. Dört milyar yıldan fazla bir süredir dramatik bir şekilde değişmedi ve beş milyardan fazla bir süredir oldukça istikrarlı kalacak. Bununla birlikte, çekirdeğindeki hidrojen füzyonu durduktan sonra, Güneş hem içeride hem de dışarıda dramatik değişikliklere uğrayacaktır.

oluşum

Güneş, yaklaşık 4,6 milyar yıl önce, çoğunluğu hidrojen ve helyumdan oluşan ve muhtemelen birçok başka yıldızı doğuran dev bir moleküler bulutun bir kısmının çökmesiyle oluştu. Bu yaş kullanılarak tahmin edilir bilgisayar modelleri arasında yıldız evrimi ve içinden nucleocosmochronology . Sonuç, 4.567 milyar yıl önceki en eski Güneş Sistemi malzemesinin radyometrik tarihi ile tutarlıdır . Eski göktaşları üzerinde yapılan araştırmalar, yalnızca patlayan, kısa ömürlü yıldızlarda oluşan demir-60 gibi kısa ömürlü izotopların kararlı yavru çekirdeklerinin izlerini ortaya koyuyor . Bu, Güneş'in oluştuğu yerin yakınında bir veya daha fazla süpernova meydana gelmiş olması gerektiğini gösterir. Bir şok dalgası yakındaki Süpernovadan moleküler bulut içinde madde sıkıştırılması ve kendi yerçekimi altında çökmesi için belirli bölgelerin neden olarak Sun oluşumunu tetikleyen olacaktır. Bulutun bir parçası çöktüğünde , açısal momentumun korunumu nedeniyle dönmeye ve artan basınçla ısınmaya başladı. Kütlenin çoğu merkezde yoğunlaşırken, geri kalanı gezegenler ve diğer Güneş Sistemi gövdeleri olacak bir disk halinde düzleşti. Bulutun çekirdeğindeki yerçekimi ve basınç, çevreleyen diskten daha fazla madde biriktirdiği için çok fazla ısı üretti ve sonunda nükleer füzyonu tetikledi .

HD 162826 ve HD 186302 , aynı moleküler bulutta oluştukları varsayımıyla Güneş'in yıldız kardeşleridir.

Ana sıra

Güneş'in parlaklığının , yarıçapının ve etkin sıcaklığının mevcut Güneş'e kıyasla evrimi . Ribas'tan sonra (2010)

Güneş, çekirdeğindeki nükleer füzyon reaksiyonlarının hidrojeni helyuma dönüştürdüğü ana dizi aşamasının yaklaşık yarısındadır. Her saniye, dört milyon tondan fazla madde, Güneş'in çekirdeğinde enerjiye dönüştürülerek nötrinolar ve güneş radyasyonu üretir . Bu hızla, Güneş şimdiye kadar Dünya kütlesinin yaklaşık 100 katını, Güneş'in toplam kütlesinin yaklaşık %0.03'ünü enerjiye dönüştürmüştür. Güneş, ana dizi yıldızı olarak toplam yaklaşık 10 milyar yıl geçirecek.

Güneş yavaş yavaş çekirdeğinde daha sıcak, yüzeyde daha sıcak, yarıçapı daha büyük ve ana dizide geçirdiği süre boyunca daha parlak hale geliyor: ana dizi ömrünün başlangıcından bu yana yarıçapı %15 oranında genişledi ve yüzeyi sıcaklığı 5620 K'dan 5777 K'ya yükselmiştir, bu da parlaklıkta 0,677 güneş parlaklığından günümüz 1.0 güneş parlaklığına %48'lik bir artışla sonuçlanmıştır . Bunun nedeni, çekirdekteki helyum atomlarının kaynaşmış hidrojen atomlarından daha yüksek ortalama moleküler ağırlığa sahip olması ve bunun sonucunda daha az termal basınç oluşmasıdır. Çekirdek bu nedenle küçülüyor ve Güneş'in dış katmanlarının merkeze daha yakın hareket etmesine izin vererek yerçekimi potansiyel enerjisini serbest bırakıyor. Virial teoreme göre , salınan bu yerçekimi enerjisinin yarısı ısınmaya gider, bu da füzyonun meydana gelme hızında kademeli bir artışa ve dolayısıyla parlaklıkta bir artışa yol açar. Çekirdek giderek daha yoğun hale geldikçe bu süreç hızlanır. Şu anda, her 100 milyon yılda bir parlaklıkta yaklaşık %1 artmaktadır. Böyle bir artıştan Dünya'daki sıvı suyu tüketmek bundan sonra en az 1 milyar yıl alıyor.

Çekirdek hidrojen tükenmesinden sonra

Mevcut Güneş'in büyüklüğü (şimdi ana dizide ), gelecekteki kırmızı-dev evresi sırasında tahmin edilen büyüklüğüne kıyasla

Güneş bir süpernova olarak patlayacak kadar kütleye sahip değildir . Bunun yerine, yaklaşık 5 milyar yıl içinde çekirdekteki hidrojen bittiğinde, çekirdek hidrojen füzyonu duracak ve çekirdeğin büzülmesini engelleyecek hiçbir şey kalmayacak. Yerçekimi potansiyel enerjisinin serbest bırakılması, yıldızın parlaklığının artmasına neden olarak, ana dizi aşamasını sona erdirir ve yıldızın sonraki milyar yıl boyunca genişlemesine yol açar: önce bir altdev ve sonra bir kırmızı deve . Yerçekimi büzülmesinden kaynaklanan ısınma aynı zamanda çekirdeğin hemen dışındaki bir kabukta hidrojen füzyonuna yol açacaktır, burada kaynaşmamış hidrojen kalır ve sonunda mevcut parlaklığının 1000 katından fazlasına ulaşacak olan artan parlaklığa katkıda bulunur. Kızıl bir dev olarak Güneş o kadar büyüyecek ki Merkür'ü, Venüs'ü ve muhtemelen Dünya'yı yutacak ve yaklaşık 0.75AU'ya ulaşacak. Güneş, kırmızı dev bir dal yıldızı olarak yaklaşık bir milyar yıl harcayacak ve kütlesinin yaklaşık üçte birini kaybedecek.

Güneş benzeri bir yıldızın evrimi. Hertzsprung-Russell diyagramında tek güneş kütleli bir yıldızın izi , ana diziden asimptotik-dev-dal aşamasına kadar gösterilmiştir.

Kızıl dev daldan sonra, Güneş'in yaklaşık 120 milyon yıllık aktif ömrü kaldı, ancak çok şey oluyor. İlk olarak, dejenere helyumla dolu çekirdek, helyum flaşında şiddetli bir şekilde tutuşur , burada çekirdeğin %6'sının, Güneş'in kütlesinin %40'ının, üçlü alfa aracılığıyla birkaç dakika içinde karbona dönüştürüleceği tahmin edilir. süreç . Güneş daha sonra bugünkü boyutunun yaklaşık 10 katına ve parlaklığının 50 katına, bugünkünden biraz daha düşük bir sıcaklıkla küçülür. O zaman kırmızı kümeye veya yatay dala ulaşmış olacak , ancak Güneş'in metalikliğine sahip bir yıldız, yatay dal boyunca maviye doğru evrimleşmeyecektir. Bunun yerine, çekirdekteki helyumla reaksiyona girmeye devam ettikçe, yaklaşık 100 milyon yıl boyunca orta derecede daha büyük ve daha parlak hale gelir.

Helyum tükendiğinde, Güneş, çekirdekteki hidrojen tükendiğinde izlediği genişlemeyi tekrarlayacaktır, ancak bu sefer her şey daha hızlı gerçekleşir ve Güneş daha büyük ve daha parlak hale gelir. Bu asimptotik dev dal fazıdır ve Güneş dönüşümlü olarak bir kabuktaki hidrojeni veya daha derin bir kabuktaki helyumu reaksiyona sokar. Erken asimptotik dev dalda yaklaşık 20 milyon yıl sonra, Güneş, her 100.000 yılda bir birkaç yüz yıl boyunca boyutu ve parlaklığı artıran hızlı kütle kaybı ve termal darbelerle giderek daha kararsız hale gelir . Termal darbeler her seferinde daha da büyür, sonraki darbeler parlaklığı mevcut seviyenin 5.000 katına ve yarıçapı 1 AU'nun üzerine iter. 2008 modeline göre, Dünya'nın yörüngesi, Güneş'in kırmızı bir dev olarak kütle kaybı nedeniyle başlangıçta önemli ölçüde genişlemiş olacak, ancak daha sonra gelgit kuvvetleri (ve sonunda alt kromosferden sürüklenme) nedeniyle küçülmeye başlayacak ve böylece onu yutacaktır. Kırmızı dev dal aşamasının ucunda Güneş tarafından, Merkür ve Venüs'ün sırasıyla aynı kaderi yaşamasından 3,8 ve 1 milyon yıl sonra. Modeller, kütle kaybının hızına ve zamanlamasına bağlı olarak değişir. Kırmızı dev dalda daha yüksek kütle kaybına sahip modeller, asimptotik dev dalın ucunda daha küçük, daha az parlak yıldızlar üretir, belki de parlaklığın sadece 2.000 katı ve yarıçapın 200 katından daha az. Güneş için, dış zarfını tamamen kaybetmeden ve gezegenimsi bir bulutsu oluşturmaya başlamadan önce dört termal darbe öngörülmüştür . Yaklaşık 500.000 yıl sürecek olan bu aşamanın sonunda, Güneş şu anki kütlesinin sadece yarısına sahip olacak.

Asimptotik dev dal sonrası evrim daha da hızlıdır. Parlaklık, sıcaklık arttıkça yaklaşık olarak sabit kalır, Güneş'in kütlesinin dışarı atılan yarısı, bir tür mavi döngüdeymiş gibi, açıkta kalan çekirdek 30.000 K'ye ulaştığında gezegenimsi bir bulutsuya iyonize olur . Beyaz bir cüce olan son çıplak çekirdek, 100.000 K'nin üzerinde bir sıcaklığa sahip olacak ve Güneş'in bugünkü kütlesinin tahmini olarak %54.05'ini içerecek. Gezegenimsi bulutsu yaklaşık 10.000 yıl içinde dağılacak, ancak beyaz cüce, varsayımsal bir siyah cüceye dönüşmeden önce trilyonlarca yıl hayatta kalacak .

Hareket ve konum

Güneş Sisteminde Hareket

Güneş Sistemi ağırlık merkezinin Güneş'e göre görünür hareketi - aslında hareket eden Güneş'tir.

Güneş, gezegenlerin yerçekimi kuvvetiyle hareket eder. Bir düşünebiliriz ağırlık merkezi sabit olarak (veya galaksi etrafında sürekli hareket halinde taşınması gibi) Güneş Sistemi'nin. Güneşin merkezi her zaman ağırlık merkezinin 2,2 güneş yarıçapı içindedir. Güneş'in bu hareketi esas olarak Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün'den kaynaklanmaktadır. Birkaç on yıllık bazı dönemlerde, hareket oldukça düzenlidir, bir yonca deseni oluşturur , oysa bu dönemler arasında daha kaotik görünür. 179 yıl sonra ( Jüpiter ve Satürn'ün sinodik periyodunun dokuz katı ) desen aşağı yukarı tekrar eder, ancak yaklaşık 24° döndürülür. Dünya da dahil olmak üzere iç gezegenlerin yörüngeleri aynı yerçekimi kuvvetleri tarafından benzer şekilde yer değiştirir, bu nedenle Güneş'in hareketinin Dünya ve Güneş'in göreceli konumları veya bir fonksiyon olarak Dünya üzerindeki güneş ışınımı üzerinde çok az etkisi vardır. zamanın.

Samanyolu'nda Yörünge

Güneş, Samanyolu'nun merkezi etrafında döner ve şu anda Kuğu takımyıldızı yönünde hareket etmektedir . Galaksideki bir yıldızın hareketinin basit bir modeli, X , Y ve Z galaktik koordinatlarını şu şekilde verir :

burada U , V ve W, ile ilgili olarak, ilgili hızları dinlenme yerel standart , bir ve B olan Oort sabitleri , dinlenme yerel standart için galaktik açısal dönme hızı, bir "episiklik frekans" ve ν dikey salınım frekansıdır. Güneş için, U , V ve W'nin mevcut değerleri km/s olarak tahmin edilir ve diğer sabitler için tahminler A  = 15,5 km/s/ kpc , B  = −12,2 km/s/kpc, κ = 37 km/s/kpc ve ν=74 km/s/kpc. X (0) ve Y (0)' ı sıfır olarak alıyoruz ve Z (0)' ın 17 parsek olduğu tahmin ediliyor. Bu model, Güneş'in kendisi galaksinin etrafında dönen bir noktanın etrafında döndüğünü ima eder. Güneş'in nokta etrafındaki dolanma periyodu . bu, bir parsekin 1 km/s çarpı 0.978 milyon yıla eşit olduğu eşdeğerini kullanarak, 166 milyon yıla gelir, bu noktanın galaksiyi dolaşması için gereken süreden daha kısadır. ( X, Y ) koordinatlarında, Güneş, Y yönünde uzunluğu olan noktanın etrafında bir elips tanımlar.

ve X yönündeki genişliği

Mahallemizdeki tüm yıldızlar için aynı olan bu elipsin uzunluğunun genişliğine oranı, Hareket noktası şu anda

Z yönündeki salınım Güneş'i alır.

galaktik düzlemin üstünde ve altında aynı mesafe, ya da 83 milyon yıllık bir periyotla, yörünge başına yaklaşık 2,7 kat. 222 milyon yıl olmasına rağmen , Güneş'in etrafında döndüğü noktadaki değeri

(bkz. Oort sabitleri ), 235 milyon yıla tekabül eder ve bu noktanın galaksinin çevresini bir kez dolaşması için gereken süredir. Aynı değere sahip diğer yıldızlar , galaksiyi güneşle aynı miktarda dolaşmak için aynı miktarda zaman harcamak ve dolayısıyla Güneş ile aynı genel çevrede kalmak zorundadır.

Güneş'in Samanyolu etrafındaki yörüngesi, Samanyolu'ndaki galaktik sarmal kolların içinde ve arasında olduğu gibi düzgün olmayan kütle dağılımı nedeniyle bozulur. Güneş'in daha yüksek yoğunluklu sarmal kollardan geçişinin , muhtemelen artan çarpma olayları nedeniyle, genellikle Dünya'daki kitlesel yok oluşlarla çakıştığı iddia edilmiştir . Güneş Sistemi'nin Samanyolu'ndaki bir yörüngeyi (bir galaktik yıl ) tamamlaması yaklaşık 225-250 milyon yıl sürer , bu nedenle Güneş'in ömrü boyunca 20-25 yörüngeyi tamamladığı düşünülmektedir. Yörünge hızı Samanyolu'nun merkezi etrafında Güneş Sistemi'nin yaklaşık 251 km / s (156 mil / s) 'dir. Bu hızda, Güneş Sistemi'nin 1 ışıkyılı mesafe kat etmesi yaklaşık 1.190 yıl veya 7 gün sürer.1 AU .

Samanyolu, kozmik mikrodalga arka plan radyasyonuna (CMB) göre Hydra takımyıldızı yönünde 550 km/s'lik bir hızla hareket etmektedir ve Güneş'in SPK'ya göre sonuç hızı yaklaşık 370 km/s'dir. Krater veya Aslan yönü .

Galaktik konum

Güneş'in yerini gösteren Samanyolu çizimi. Gösterilen radyal koordinatlar (yayılan çizgiler) Güneş'in konumuna (etiketli) göre ortalanmıştır.

Güneş yalan iç kenarına yakın Samanyolu 'ın Avcı Kolu'nun içinde, Yerel Yıldızlararası Bulut veya Gould Belt 7,5-8,5 kiloparsecs (kly 24-28) uzaklıkta, Galaktik Merkez . Güneş , muhtemelen süpernova kalıntısı Geminga tarafından veya Ülker hareketli grubunun B1 alt grubundaki çoklu süpernovalar tarafından üretilen, nadir bulunan bir sıcak gaz boşluğu olan Yerel Kabarcık içinde bulunur . Yerel kol ile bir sonraki kol olan Kahraman Kolu arasındaki mesafe yaklaşık 6.500 ışıkyılıdır. Güneş ve dolayısıyla Güneş Sistemi, bilim adamlarının galaktik yaşanabilir bölge dediği yerde bulunur . Sun'ın Way Apex veya güneş apeks , Güneş yakındaki diğer yıldızlara göreceli hareket ettiği yöndür. Bu hareket Herkül takımyıldızında , Vega yıldızının yakınındaki bir noktaya doğrudur . Güneşe 100 parsek (326 ışıkyılı) mesafedeki yıldızlar, yaklaşık olarak bir Maxwell-Boltzmann dağılımı (özellikle daha düşük hızlar için) veya bir log normal dağılımı (özellikle daha yüksek hızlar için) ile modellenebilen güneşe göre hızlara sahiptir. ancak her iki dağılım tarafından tahmin edilenden daha yüksek hızlı yıldızlara (300 km/sn'den büyük) sahiptir. Ortalama hız bu yıldızlar (değil ortalama ait hız güneş (veya onlara güneş göreli ortalama hız) göreceli) s / yaklaşık 20 km uzaklıktadır.

Güneş'in 32.6 ly'sinde 2000 yılı itibariyle 227 sistemde 163 tek yıldız dahil 315 bilinen yıldız vardır. Bu aralıktaki 130 sistemin daha tanımlanmadığı tahmin edilmektedir. 81,5 ly'ye kadar, yaklaşık 2.600'ü bilinen 7.500'e kadar yıldız olabilir. Bu hacimdeki yıldız altı nesnelerin sayısının yıldızların sayısıyla karşılaştırılabilir olması bekleniyor. Dünya'dan 17 ışıkyılı içindeki en yakın 50 yıldız sisteminden (en yakını yaklaşık 4,2 ışıkyılı ile kırmızı cüce Proxima Centauri'dir ), Güneş kütle olarak dördüncü sıradadır.

Tamamı 100 parsek içinde olan Gaia Yakın Yıldızlar Kataloğu , 331.312 yıldız içerir ve M9 veya "önceki" (yani daha sıcak) yıldız tayf türündeki yıldızların en az %92'sini içerdiği düşünülmektedir .

teorik problemler

STEREO ve SDO uzay aracı tarafından tam Güneş Haritası

Koronal ısınma sorunu

Fotosferin sıcaklığı yaklaşık 6.000 K iken koronanın sıcaklığı 1 000 000 –2 000 000  K . Koronanın yüksek sıcaklığı , fotosferden doğrudan ısı iletimi dışında bir şey tarafından ısıtıldığını gösterir .

Koronayı ısıtmak için gerekli enerjinin, fotosferin altındaki konveksiyon bölgesindeki türbülanslı hareket tarafından sağlandığı düşünülmüş ve koronal ısınmayı açıklamak için iki ana mekanizma önerilmiştir. Birincisi, konveksiyon bölgesindeki türbülans tarafından ses, yerçekimi veya manyetohidrodinamik dalgaların üretildiği dalga ısıtmasıdır. Bu dalgalar yukarı doğru hareket eder ve koronada dağılır, enerjilerini ortam maddesine ısı şeklinde bırakır. Diğeri, manyetik enerjinin fotosferik hareketle sürekli olarak oluşturulduğu ve manyetik yeniden bağlantı yoluyla büyük güneş patlamaları ve sayısız benzer ancak daha küçük olaylar - nano parlamalar şeklinde serbest bırakıldığı manyetik ısıtmadır .

Şu anda, dalgaların verimli bir ısıtma mekanizması olup olmadığı belirsizdir. Alfvén dalgaları dışındaki tüm dalgaların koronaya ulaşmadan önce dağıldığı veya kırıldığı bulunmuştur. Ayrıca Alfvén dalgaları koronada kolayca dağılmaz. Mevcut araştırma odağı bu nedenle parlama ısıtma mekanizmalarına doğru kaymıştır.

Soluk genç Güneş sorunu

Güneş'in gelişiminin teorik modelleri, 3,8 ila 2,5 milyar yıl önce, Archean eon sırasında , Güneş'in bugünkü kadar sadece yaklaşık %75'i kadar parlak olduğunu gösteriyor. Böylesine zayıf bir yıldız, Dünya yüzeyinde sıvı halde su bulunduramaz ve bu nedenle yaşam gelişemezdi. Bununla birlikte, jeolojik kayıtlar, Dünya'nın tarihi boyunca oldukça sabit bir sıcaklıkta kaldığını ve genç Dünya'nın bugün olduğundan biraz daha sıcak olduğunu göstermektedir. Bilim adamları arasındaki bir teori, genç Dünya'nın atmosferinin, bugün mevcut olandan çok daha fazla miktarda sera gazı ( karbon dioksit , metan gibi ) içerdiği ve bu gazların , kendisine ulaşan daha küçük miktardaki güneş enerjisini telafi etmek için yeterli ısıyı hapsettiğidir .

Bununla birlikte, Arke sedimanlarının incelenmesi, yüksek sera konsantrasyonları hipotezi ile tutarsız görünmektedir. Bunun yerine, orta dereceli sıcaklık aralığı, daha az kıtasal alan ve biyolojik olarak indüklenen bulut yoğunlaşma çekirdeklerinin olmaması nedeniyle daha düşük bir yüzey albedo ile açıklanabilir . Bu, güneş enerjisinin daha fazla emilmesine yol açacak ve böylece daha düşük güneş çıktısını telafi edecekti.

gözlem geçmişi

Erken anlayış

Trundholm güneş arabası bir at tarafından çekilen bir heykel önemli bir bölümünü gösteren olduğuna inanılan olan İskandinav Tunç Çağı mitolojisine. Heykel muhtemelen c. 1350 . O görüntülenir Danimarka Ulusal Müzesi .

Güneş, insanlık tarihi boyunca birçok kültürde bir saygı nesnesi olmuştur. İnsanlığın Güneş hakkındaki en temel anlayışı, ufkun üzerindeki varlığı gündüze , yokluğu geceye neden olan gökyüzündeki ışıklı daire gibidir . Birçok tarih öncesi ve antik kültürde, Güneş'in bir güneş tanrısı veya başka bir doğaüstü varlık olduğu düşünülüyordu . Daha sonraki bir bölümde anlatılacağı gibi, Güneş birçok dünya dininde önemli bir rol oynamıştır.

Bilimsel anlayışın geliştirilmesi

MÖ 1. binyılın başlarında, Babilli gökbilimciler , Güneş'in ekliptik boyunca hareketinin , nedenini bilmeseler de , tekdüze olmadığını gözlemlediler ; Bugün bunun, Dünya'nın Güneş etrafında eliptik bir yörüngede hareket etmesinden kaynaklandığı, Dünya'nın günberi noktasında Güneş'e yakın olduğunda daha hızlı, günötesinde ise daha uzaktayken daha yavaş hareket etmesinden kaynaklandığı bilinmektedir.

Güneş'e bilimsel veya felsefi bir açıklama getiren ilk kişilerden biri de Yunan filozof Anaxagoras'tır . Bunun Helios'un arabası değil, Peloponnesus ülkesinden bile daha büyük, dev bir alevli metal top olduğunu ve Ay'ın Güneş'in ışığını yansıttığını düşündü. Bu sapkınlığı öğrettiği için yetkililer tarafından hapsedildi ve ölüme mahkum edildi , ancak daha sonra Perikles'in müdahalesiyle serbest bırakıldı . Eratosthenes , MÖ 3. yüzyılda Dünya ile Güneş arasındaki mesafeyi " 400 ve 80000 sayısız stadia" olarak tahmin etti ; bunun çevirisi belirsizdir ve 4.080.000 stadyum (755.000 km) veya 804.000.000 stadyum (148 ila 153 milyon kilometre veya 0.99) anlamına gelir. 1.02 AU'ya kadar); ikinci değer birkaç yüzde içinde doğrudur. MS 1. yüzyılda Ptolemy , mesafeyi Dünya'nın yarıçapının 1.210 katı , yaklaşık 7.71 milyon kilometre (0.0515 AU) olarak tahmin etti .

Güneş gezegenler yörünge ilk antik Yunan tarafından önerilmiştir etrafında merkez olduğu teorisi Samos Aristarchus'un M.Ö. 3. yüzyılda ve daha sonra benimsediği Seleucia Seleukos (bkz heliocentrism ). Bu görüş, 16. yüzyılda Nicolaus Copernicus tarafından bir güneş merkezli sistemin daha ayrıntılı bir matematiksel modelinde geliştirildi .

Güneş lekelerinin gözlemleri, Han Hanedanlığı döneminde (MÖ 206-MS 220) Çinli gökbilimciler tarafından kaydedildi ve bu gözlemlerin kayıtlarını yüzyıllar boyunca muhafaza etti. İbn Rüşd, 12. yüzyıldaki güneş lekelerinin bir tanımını da vermiştir. 17. yüzyılın başlarında teleskopun icadı, Thomas Harriot , Galileo Galilei ve diğer gökbilimciler tarafından güneş lekelerinin ayrıntılı gözlemlerine izin verdi . Galileo, güneş lekelerinin Dünya ile Güneş arasından geçen küçük nesneler yerine Güneş'in yüzeyinde olduğunu öne sürdü.

Arap astronomik katkıları arasında Al-Battani'nin Güneş'in doruk noktasının (Güneş'in yörüngesindeki sabit yıldızlara karşı en yavaş hareket ediyor gibi göründüğü yer) yönünün değiştiğini keşfetmesi yer alıyor. (Modern güneş merkezli terimlerle, bu, Dünya yörüngesinin aphelionunun kademeli bir hareketinden kaynaklanır ). İbn Yunus , uzun yıllar boyunca büyük bir usturlap kullanarak Güneş'in konumu için 10.000'den fazla giriş gözlemledi .

Sol, bir 1550 baskısında Sun, Guido Bonatti 'ın Liber astronomiae .

1032'de Venüs'ün geçişini gözlemleyen İranlı astronom ve bilgin İbn Sina , Venüs'ün Dünya'ya Güneş'ten daha yakın olduğu sonucuna vardı. 1672'de Giovanni Cassini ve Jean Richer , Mars'a olan mesafeyi belirlediler ve böylece Güneş'e olan mesafeyi hesaplayabildiler.

1666'da Isaac Newton , Güneş'in ışığını bir prizma kullanarak gözlemledi ve ışığın birçok renkten oluştuğunu gösterdi. 1800'de William Herschel , güneş spektrumunun kırmızı kısmının ötesinde kızılötesi radyasyon keşfetti . 19. yüzyılda Güneş'in spektroskopik çalışmalarında ilerleme görüldü; Joseph von Fraunhofer , spektrumda 600'den fazla absorpsiyon çizgisi kaydetti , bunların en güçlüleri hala Fraunhofer çizgileri olarak anılıyor . Modern bilim çağının ilk yıllarında, Güneş enerjisinin kaynağı önemli bir bilmeceydi. Lord Kelvin , Güneş'in bir iç ısı deposu yayan, yavaş yavaş soğuyan bir sıvı cisim olduğunu öne sürdü. Kelvin ve Hermann von Helmholtz daha sonra enerji çıktısını açıklamak için bir yerçekimi büzülme mekanizması önerdiler , ancak sonuçta ortaya çıkan yaş tahmini sadece 20 milyon yıldı, o zamanın bazı jeolojik keşiflerinin önerdiği en az 300 milyon yıllık zaman aralığının çok altındaydı. 1890'da güneş spektrumunda helyumu keşfeden Joseph Lockyer , Güneş'in oluşumu ve evrimi için bir meteoritik hipotez önerdi.

1904'e kadar belgelenmiş bir çözüm sunulmadı. Ernest Rutherford , Güneş'in çıktısının dahili bir ısı kaynağı tarafından korunabileceğini ve kaynak olarak radyoaktif bozunmayı önerdi . Bununla birlikte, kütle-enerji denklik ilişkisi E = mc 2 ile Güneş'in enerji çıkışının kaynağına ilişkin temel ipucunu sağlayacak olan Albert Einstein olacaktır . 1920'de Sir Arthur Eddington , Güneş'in merkezindeki basınç ve sıcaklıkların, hidrojeni (protonları) helyum çekirdekleriyle birleştiren ve kütledeki net değişimden bir enerji üretimi ile sonuçlanan bir nükleer füzyon reaksiyonu üretebileceğini öne sürdü. Güneş'teki hidrojenin üstünlüğü, Meghnad Saha tarafından geliştirilen iyonlaşma teorisi kullanılarak 1925'te Cecilia Payne tarafından doğrulandı . Teorik füzyon kavramı 1930'larda astrofizikçiler Subrahmanyan Chandrasekhar ve Hans Bethe tarafından geliştirildi . Hans Bethe, Güneş'e güç sağlayan iki ana enerji üreten nükleer reaksiyonun ayrıntılarını hesapladı. 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

13 Mart 2012 13:29 Güneş büyük bir jeomanyetik fırtına veriyor
STEREO B'nin ultraviyole görüntüleme kameralarının kalibrasyonu sırasında çekilen Güneş'in bir ay geçişi

Gezegenler arası uzaydan Güneş'in uzun süreli gözlemi için tasarlanan ilk uydular, NASA'nın 1959 ve 1968 yılları arasında fırlatılan Pioneer 6, 7, 8 ve 9'du. Bu sondalar, Güneş'in yörüngesinde Dünya'nınkine benzer bir mesafede dolandı ve güneş rüzgarı ve güneş manyetik alanının ilk ayrıntılı ölçümleri. Pioneer 9 , Mayıs 1983'e kadar veri ileterek özellikle uzun bir süre çalıştı.

1970'lerde, iki Helios uzay aracı ve Skylab Apollo Teleskop Dağı, bilim adamlarına güneş rüzgarı ve güneş koronası hakkında önemli yeni veriler sağladı. Helios 1 ve 2 sondaları, Merkür'ün günberi yörüngesinde uzay aracını taşıyan bir yörüngeden gelen güneş rüzgarını inceleyen ABD-Alman işbirlikleriydi. NASA tarafından 1973'te başlatılan Skylab uzay istasyonu, istasyonda ikamet eden astronotlar tarafından işletilen Apollo Teleskop Dağı adlı bir güneş gözlemevi modülünü içeriyordu. Skylab, güneş geçiş bölgesi ve güneş koronasından gelen morötesi emisyonların ilk kez çözümlenmiş gözlemlerini yaptı. Keşifler, daha sonra "koronal geçişler" olarak adlandırılan koronal kütle atılımlarının ve şimdi güneş rüzgarı ile yakından ilişkili olduğu bilinen koronal deliklerin ilk gözlemlerini içeriyordu .

Güneş'teki koronal delik soru işareti oluşturuyor (22 Aralık 2017)

1980 yılında, Solar Maximum Misyonu NASA tarafından başlatıldı. Bu uzay aracı, yüksek güneş aktivitesi ve güneş parlaklığı sırasında güneş patlamalarından gelen gama ışınlarını, X-ışınlarını ve UV radyasyonunu gözlemlemek için tasarlandı . Ancak fırlatmadan sadece birkaç ay sonra, bir elektronik arızası, sondanın bekleme moduna geçmesine neden oldu ve sonraki üç yılı bu etkin olmayan durumda geçirdi. 1984'te Uzay Mekiği Challenger görevi STS-41C uyduyu geri aldı ve yörüngeye yeniden salmadan önce elektronik aksamını onardı. Güneş Maksimum Misyonu daha sonra Haziran 1989'da Dünya atmosferine yeniden girmeden önce güneş koronasının binlerce görüntüsünü aldı .

1991'de fırlatılan Japonya'nın Yohkoh ( Sunbeam ) uydusu, X-ışını dalga boylarında güneş patlamalarını gözlemledi. Görev verileri, bilim adamlarının birkaç farklı tipte işaret fişeği tanımlamasına izin verdi ve koronanın en yüksek aktivite bölgelerinden uzakta, önceden tahmin edilenden çok daha dinamik ve aktif olduğunu gösterdi. Yohkoh, tüm bir güneş döngüsünü gözlemledi, ancak 2001'de bir halkalı tutulma Güneş'teki kilidini kaybetmesine neden olduğunda bekleme moduna girdi. 2005 yılında atmosferik yeniden girişle yok edildi.

Bugüne kadarki en önemli güneş görevlerinden 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 göreve hizmet etmesi amaçlanan, 2012 yılına kadar bir görev uzatması onaylandı. Ekim 2009'da bir Follow-on misyon, böylece yararlı olduğunu kanıtlamıştır Güneş Dinamikleri Gözlemevi (SDO), yer alan, Şubat 2010'da uygulamaya konuldu Lagrange noktasında hangi hem yerçekimsel eşittir Dünya ve Güneş arasında ( ), SOHO, lansmanından bu yana Güneş'in birçok dalga boyunda sabit bir görünümünü sağladı. Doğrudan güneş gözleminin yanı sıra, SOHO, Güneş'i geçerken yanan , çoğunlukla küçük güneş otlayan kuyruklu yıldızlar olmak üzere çok sayıda kuyruklu yıldızın keşfedilmesini sağlamıştır .

SDO tarafından yakalandığı gibi, Ağustos 2012'de bir güneş patlaması patladı

Bütün bu uydular Güneş'i ekliptik düzleminden gözlemledikleri için sadece ekvator bölgelerini detaylı olarak gözlemlemişlerdir. Ulysses sonda Güneş'in kutup bölgelerini incelemek için 1990 yılında başlatıldı. İlk önce Jüpiter'e gitti, onu ekliptik düzleminin çok üzerine çıkaracak bir yörüngeye "sapan" attı. Ulysses planlanmış yörüngesine girdikten sonra , yüksek güneş enlemlerinde 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 saçan yüksek enlemlerden çıkan büyük manyetik dalgalar.

Fotosferdeki element bolluğu, spektroskopik çalışmalardan iyi bilinmektedir , ancak Güneş'in iç yapısının bileşimi daha az anlaşılmıştır. Bir güneş rüzgarı numunesi iade görevi olan Genesis , gökbilimcilerin güneş enerjisinin bileşimini doğrudan ölçmesine izin vermek için tasarlandı.

Güneş Karasal İlişkiler Gözlemevi (STEREO) misyon İki özdeş uzay aracı ayrıca ilerisinde (sırasıyla) çekme bunları neden ve Dünya arkasında yavaş yavaş düşmeye yörüngelere fırlatılan edildi Ekim 2006'da başlatıldı. Bu , Güneş'in ve koronal kütle püskürmeleri gibi güneş olaylarının stereoskopik görüntülenmesini sağlar .

Parker Güneş Probe bir gemiye 2018 yılında başlatıldı Delta IV Ağır roket ve bir yerberi ulaşacak2025'te 0.046 AU , onu güneş koronasına alçaktan uçan ilk uzay aracı olarak en yakın yörüngeli insan yapımı uydu yapıyor.

Hint Uzay Araştırma Organizasyonu a başlatılmasını belirledi2020 ortası için Aditya adlı 100 kg uydu . Ana enstrümanı güneş koronasının dinamiklerini incelemek için bir koronagraf olacak .

Gözlem ve etkiler

Belirli atmosferik koşullar sırasında, Güneş çıplak gözle görünür hale gelir ve gözlere baskı yapmadan gözlemlenebilir. Mojave Çölü'nün yüksek ovalarından gözlemlenen bir gün batımının tam döngüsünü görmek için bu fotoğrafa tıklayın .
Güneş, Uluslararası Uzay İstasyonu'na bakan alçak Dünya yörüngesinden görüldüğü gibi . Bu güneş ışığı, güneş spektrumunun çoğunu engelleyen alt atmosfer tarafından filtrelenmez.

Güneşin parlaklığı, çıplak gözle bakıldığında acıya neden olabilir ; ancak bunu kısa süreler için yapmak normal genişlememiş gözler için tehlikeli değildir. Doğrudan Güneş'e bakmak (güneş izleme ), fosfen görsel artefaktlarına ve geçici kısmi körlüğe neden olur . Ayrıca retinaya yaklaşık 4 miliwatt güneş ışığı iletir, hafifçe ısıtır ve parlaklığa düzgün tepki veremeyen gözlerde potansiyel olarak hasara neden olur. UV'ye maruz kalma, yıllar içinde göz merceğini kademeli olarak sararır ve katarakt oluşumuna katkıda bulunduğu düşünülür , ancak bu, kişinin doğrudan Güneş'e bakıp bakmadığına değil, genel olarak güneş UV'sine maruz kalmaya bağlıdır. Doğrudan Güneş'in çıplak gözle uzun süre izlenmesi, özellikle Güneş'ten gelen UV ışığının yoğun ve iyi odaklanmış olduğu koşullarda, yaklaşık 100 saniye sonra retinada UV kaynaklı, güneş yanığı benzeri lezyonlara neden olmaya başlayabilir; koşullar genç gözler veya yeni lens implantları (yaşlanan doğal gözlerden daha fazla UV'ye izin verir), başucuna yakın Güneş açıları ve yüksek irtifalardaki yerleri gözlemleme ile daha da kötüleşir.

Güneşi dürbün gibi ışık yoğunlaştırıcı optiklerle izlemek, UV'yi engelleyen ve güneş ışığını önemli ölçüde azaltan uygun bir filtre olmadan retinada kalıcı hasara neden olabilir. Güneşi görüntülemek için zayıflatıcı bir filtre kullanırken, izleyici bu kullanım için özel olarak tasarlanmış bir filtre kullanma konusunda uyarılır. UV veya IR ışınlarını geçiren bazı doğaçlama filtreler aslında göze yüksek parlaklık seviyelerinde zarar verebilir. Solar Diagonals olarak da adlandırılan Herschel takozları , küçük teleskoplar için etkili ve ucuzdur. Mercek için gönderilen güneş ışığı, bir cam parçasının gümüşlenmemiş yüzeyinden yansır. Gelen ışığın sadece çok küçük bir kısmı yansıtılır. Gerisi camdan geçer ve enstrümanı terk eder. Cam ısı nedeniyle kırılırsa, hiç ışık yansıtılmaz ve bu da cihazı arızaya karşı emniyetli hale getirir. Karartılmış camdan yapılmış basit filtreler, kırılırlarsa güneş ışığının tüm yoğunluğunun geçmesine izin vererek gözlemcinin görüşünü tehlikeye atar. Filtrelenmemiş dürbün, çıplak gözle kullanmaktan yüzlerce kat daha fazla enerji verebilir ve muhtemelen anında hasara neden olabilir. Gün ortası Güneşine filtresiz bir teleskopla kısa bir bakışın bile kalıcı hasara yol açabileceği iddia ediliyor.

Kısmi güneş tutulmaları, gözbebeği alışılmadık derecede yüksek görsel kontrasta adapte olmadığı için görüntülenmesi tehlikelidir: göz bebeği , alandaki en parlak nesneye göre değil , görüş alanındaki toplam ışık miktarına göre genişler . Parçalı tutulmalar sırasında, güneş ışığının çoğu, Güneş'in önünden geçen Ay tarafından engellenir, ancak fotosferin açıkta kalan kısımları, normal bir gündeki yüzey parlaklığının aynısına sahiptir . Genel karanlıkta, öğrenci ~2 mm'den ~6 mm'ye genişler ve güneş görüntüsüne maruz kalan her retina hücresi, tutulmamış Güneş'e baktığından on kat daha fazla ışık alır. Bu, bu hücrelere zarar verebilir veya onları öldürebilir, bu da izleyici için küçük kalıcı kör noktalara neden olabilir. Tehlike, deneyimsiz gözlemciler ve çocuklar için sinsidir, çünkü acı algısı yoktur: kişinin görüşünün bozulduğu hemen belli olmaz.

bir gün doğumu

Gün doğumu ve gün batımı sırasında, Rayleigh saçılması ve Mie'nin Dünya atmosferinden özellikle uzun bir geçişten saçılması nedeniyle güneş ışığı zayıflatılır ve Güneş bazen çıplak gözle veya optikle güvenli bir şekilde görülebilecek kadar zayıftır (şu şartla ki parlak güneş ışığı aniden bulutlar arasında bir boşlukta belirir). Puslu koşullar, atmosferik toz ve yüksek nem, bu atmosferik zayıflamaya katkıda bulunur.

Bir optik fenomen olarak bilinir, yeşil flaş , bazen güneşin batmasından hemen sonra veya doğumundan önce görülebilir. Flaş, ufkun hemen altındaki Güneş'ten gelen ışığın gözlemciye doğru bükülmesiyle (genellikle bir sıcaklık değişimi 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 dağılır ve yeşil olarak algılanan ışık bırakır.

Güneşten gelen ultraviyole ışığı 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 vardır . Aynı zamanda cilt kanserinin ana nedenidir . Ultraviyole ışığı kuvvetli dünyanın zayıflatılmış olan ozon tabakası UV miktarı ile büyük ölçüde değişir, böylece, enlem ve varyasyonlar da dahil olmak üzere, pek çok biyolojik uyarlamaların, kısmen sorumlu olan insan cilt rengi Earth farklı bölgelerde.

gezegen sistemi

Güneş ve gezegenlerinin boyut karşılaştırması.

Güneş'in bilinen sekiz gezegeni vardır. Buna dört karasal gezegen ( Merkür , Venüs , Dünya ve Mars ), iki gaz devi ( Jüpiter ve Satürn ) ve iki buz devi ( Uranüs ve Neptün ) dahildir. Güneş Sistemi ayrıca en az beş cüce gezegene , bir asteroit kuşağına , çok sayıda kuyruklu yıldıza ve Neptün'ün yörüngesinin ötesinde uzanan çok sayıda buzlu cisme sahiptir.

Dini yönler

Güneş'e tapınma , eski Mısırlılar , Güney Amerika'daki İnkalar ve şimdi Meksika olan Aztekler gibi uygarlıkların merkezindeydi . Hinduizm gibi dinlerde Güneş hala bir tanrı olarak kabul edilir. Birçok antik anıt güneş fenomenleri düşünülerek inşa edildi; örneğin, taş megalitler yaz veya kış gündönümünü doğru bir şekilde işaretler (en belirgin megalitlerden bazıları Nabta Playa , Mısır'da ; Mnajdra , Malta ve Stonehenge , İngiltere'de bulunur ); İrlanda'da tarih öncesi insan yapımı bir binek olan Newgrange , kış gündönümünü tespit etmek için tasarlandı; piramidi El Castillo de Chichen Itza Meksika'da tırmanma yılanların şeklinde döküm gölgeler için tasarlanmıştır piramit ilkbahar ve sonbahar at ekinoks .

Mısırlılar, tanrı Ra'yı , daha küçük tanrıların eşlik ettiği bir güneş teknesinde gökyüzünde taşınan olarak tasvir ettiler ve Yunanlılar, ateşli atlar tarafından çekilen bir araba tarafından taşınan Helios'du. Zamanında itibaren Elagabalus'un içinde geç Roma İmparatorluğu'nun Sun'ın doğum günü olarak kutlanan tatil oldu Sol Invictus Noel önce altta yatan olmuş olabilir yakında kış gündönümü sonra (kelimenin tam anlamıyla "Fethedilmemiş Güneş"). İlgili sabit yıldızlar , Güneş boyunca yılda bir kez döner Dünya'dan görünen ekliptik boyunca Zodyak'ın ve böylece Yunan astronomlar yedi biri olarak kategorize gezegenlerin (Yunanca planetes , "Gezgin"); yedi gezegenden sonraki haftaların günlerinin isimleri Roma dönemine aittir .

Güneş tanrıları birçok dünya dininde ve mitolojisinde önemli bir rol oynamaktadır. Antik Sümerler Güneş olduğuna inanıyordu Utu , adalet tanrısı ve ikiz kardeşi Inanna'ya , Cennetin Kraliçesi gezegen Venüs olarak tanımlanmıştır. Daha sonra Utu, Doğu Sami tanrısı Şamaş ile özdeşleştirildi . Utu, sıkıntıda olanlara yardım eden bir yardımcı tanrı olarak kabul edildi ve ikonografide , genellikle adalet dağıtıcısı olarak rolünü temsil eden uzun sakallı ve bir testere tutarak tasvir edildi.

En azından Eski Mısır'ın Dördüncü Hanedanlığı'ndan itibaren, Güneş'e tanrı Ra olarak tapıldı, güneş diski tarafından üstlenilen ve bir yılanla çevrili şahin başlı bir tanrı olarak tasvir edildi. In New Empire dönemi, Güneş özdeşleşmeye başladı bok böceği , kimin küresel top gübresi Güneş'ten ile tespit edilmiştir Güneş diski Aten biçiminde , Güneş, Amarna Dönemi'nde kısa bir diriliş yaşadı ve Firavun Akhenaton için sadece değilse de yine önde gelen tanrı oldu .

In Proto-Hint-Avrupa din , Güneş tanrıçası olarak kişileştirilmiştir edildi * Seh 2 ul . Bu tanrıçanın Hint-Avrupa dillerindeki türevleri arasında Eski İskandinav Sól , Sanskritçe Surya , Galya Sulis , Litvanyalı Saulė ve Slav Solntse bulunur . Gelen Eski Yunan din , güneş tanrısı ilerleyen zamanlarda edildi erkek tanrı Helios oldu syncretized ile Apollo .

In İncil , Malaki 4: 2 bazılarının (bazen "Adalet Sun" olarak tercüme) "Doğruluk Güneşi" bahseder Hıristiyanlar için bir referans olarak yorumlamışlardır Mesih ( İsa ). Antik Roma kültüründe Pazar , güneş tanrısının günüydü. Yahudi kökenli olmayan Hıristiyanlar tarafından Şabat günü olarak kabul edildi . Işık sembolü, Hıristiyanlar tarafından benimsenen ve belki de Yahudi geleneklerinden gelmeyen en önemlisi pagan bir araçtı. Paganizmde Güneş, insanlığa sıcaklık ve aydınlanma veren bir yaşam kaynağıydı. Şafakta dua ederken güneşin ilk ışıklarını yakalamak için ayakta duran Romalılar arasında popüler bir kültün merkeziydi. Kış gündönümü kutlaması ( Noel'i etkiledi), Roma'nın fethedilmemiş Güneş ( Sol Invictus ) kültünün bir parçasıydı . Hıristiyan kiliseleri, cemaat doğuda güneşin doğuşuna bakacak şekilde inşa edilmiştir.

Aztek güneş tanrısı Tonatiuh , genellikle oklar ve bir kalkan tutarken tasvir edildi ve insan kurban etme uygulamasıyla yakından ilişkiliydi . Güneş tanrıçası Amaterasu , Şinto dinindeki en önemli tanrıdır ve tüm Japon imparatorlarının doğrudan atası olduğuna inanılır .

Ayrıca bakınız

Notlar

Referanslar

daha fazla okuma

Dış bağlantılar