Güneşin Galaktik Çevresi
--------------------------------------------------------------------------------
Araş. Gör. Selçuk Bilir
Yard. Doç. Dr. Yüksel Karataş
İstanbul Üniversitesi Fen Fakültesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü
Kaynak: Popüler Bilim (2001) 92, 38-43
Yıldızlararası ortama ait bir kısım parçalar güneş sisteminin içerisinden geçmektedir. Atomik parçalardan ve az miktarda tozdan oluşan bu galaktik ziyaretçiler, gezegenlerarası ortamda dolaşabilecekleri gibi güneş sistemindeki büyük cisimler ile de çarpışabilir. Her bir parçacık mikroskobik ölçülerde olmasına rağmen, güneş sistemindeki toplam kütleleri inanılamayacak kadar büyüktür. Gerçekten, helyosferdeki gazın yaklaşık %98 lik kısmı -güneş rüzgârının doldurduğu uzay hacmi- yıldızlararası maddeden ibarettir. Bu parçacıklar bir gezegenin çevresi ile nasıl etkileşir? Gezegenin atmosferine önemli etkileri var mıdır? Şimdilik bu soruların cevaplarını kimse bilememektedir
Bu soruların cevapları ancak, güneşin galaksi çevresindeki yıldızlararası ortamın daha iyi anlaşılması ile verilebilir. Astronomlar yıldızlararası maddenin filament, düğüm, ilmik ve kabuklara benzeyen gaz ve toz bulutları içinde oluştuğunu keşfetmişlerdir. Uzayın çok küçük bir parçasında, birkaç bin ışık yılı genişliğindeki yıldızlararası maddede büyük bir sıcaklık ve yoğunluk farklılığı gözlenir. Astronomlar geçen on yıl içerisinde yıldızlararası ortamın fiziğini ve yapısal doğasını yeni yeni anlayabilmişlerdir. Bununla birlikte, astronomların güneşin 5 milyar yıllık ömrü boyunca geniş bir galaktik çevre ile etkileştiğine dair ellerinde deliller vardır.
Güneş sistemi değişen galaktik ortama karşı nasıl bir tepki verir? Cevabın bir parçası, güneşten kaynaklanan rüzgârda aranmalıdır. Güneş rüzgârı, güneşin yüzeyinde meydana gelen patlamalar sonucu gezegenlerarası ortama saçılan yüklü, iyonize olmuş parçacıkların bir bileşimidir. Burada, astrofizikçilerin son zamanlarda güneşin galaktik çevresi ve bu çevrenin güneş sistemi ile etkileşimi hakkında elde ettikleri bilgilerden bahsedilecektir.
Güneş Civarı
Burada güneş civarının Samanyolu galaksisinde hareketsiz olduğu düşüncesi varsayılacaktır: Milyarlarca yıl önce meydana gelen süpernova patlamaları yıldızlararası ortamı harekete geçirdiğinde, yıldızlararası bulutlar oluşmuş ve dağılıma uğramıştır. Yeni yıldızların doğduğu molekül bulutlarında, yıldız oluşumu boyunca kuvvetli yıldız rüzgârları oluşmuş ve molekül bulutlarının içerilerinde boşluklar meydana gelmiştir. Bu boşluklarda birbiri ardı sıra meydana gelen süpernova patlamalarının sonucu oluşan şokun, civardaki maddeye çarparak sürüklemesi " süperkabuk" adı verilen yapıların oluşmasına neden olmuştur. Süperkabuk içinde bulunan madde zaman içinde molekül bulutundan ayrılarak uzayın düşük yoğunluklu bölgelerine doğru yayılmıştır. Bu bulutlar içerisindeki atomlar yıldızların ışınımından ve atomların birbirleriyle çarpışmalarından dolayı kısmen iyonize olmuşlardır. Bazı süperkabuklar manyetik alandan dolayı " iplikimsi " bir yapıda bulunabilir ve çevrelerindeki iyonları kendi üzerilerine çekebilirler. Bugünkü gözlem ve teorik bilgiler dahilinde yıldız oluşum bölgelerinde bu tip olaylar meydana gelmektedir.
Güneşimiz de hareket eder. Çoğu yakın yıldızın ortalama hareketine göre güneş, yaklaşık olarak saniyede 16.5 km bir hızla, veya başka bir deyişle, 50 ışık yılı mesafeyi bir milyon yılda kat eder. Güneşin yörüngesi galaksi düzlemine göre 25 derece eğiktir. Güneş yaklaşık 230 ışık yılı bir genlikle her 33 milyon yılda bir, galaksi düzlemi içinden geçerek salınım yapar. Güneşin yerel yıldız çevresine göre hareketiyle, galaksi merkezi etrafındaki hareketini birbiriyle karıştırmamak gerekir. Çünkü güneş te dahil tüm güneş civarı galaksi çevresinde bir turunu 250 milyon yılda tamamlar.
Yerel Yıldızlararası Bulut (YYB) olarak bilinen ve Güneş sistemini çevreleyen ortam, ılık ve kısmen iyonize olmuştur. YYB yi oluşturan madde, gaz ve tozdan oluşmuş olup tozun YYB ye kütlesel katkısı yaklaşık %1 tir. Yıldızlararası bulutların temel bileşimi güneşinkine çok benzer; bu bileşimin yaklaşık %90 hidrojen ve %9.99 da helyumdan ibarettir. Ağır elementlerin bu bulutlara katkısı %0.01 tir.
Yakın galaktik çevrede bulunan yıldızlararası gazın dağılımındaki büyük bir boşluk Yerel Kabarcık (Local Bubble) olarak bilinir ve güneş bu kabarcığın kenarında bulunur. Yerel Kabarcığın iç kısmı şimdiye kadar keşfedilmiş en düşük yoğunluklu ortamdır. En iyi laboratuvarda bile oluşturulan boşluk, tipik bir yıldızlararası buluttan 10,000 kere daha yoğunken, Yerel Kabarcık söz konusu olduğunda bu oran 100,000 katına ulaşır. Yerel Kabarcık tamamiyle boş olmayıp (santimetre küpte 0.001 atom bulunur), sıcaklığı da yaklaşık 1 milyon derece kelvindir (o K). Yerel Kabarcığı güneş sisteminin çevresinde bulunan yıldızlararası ortamla karşılaştırıldığında, güneş civarındaki yıldızlararası maddenin daha ılık (7,000 oK) ve daha yoğun (santimetre küpte 0.3 atom) olduğu görülür.
Yerel Kabarcık, yıldız oluşum bölgesi olarak bilinen Gould Kuşağı ve bu bölgede bulunan genç yıldızlarla beraber bulunur. Gould Kuşağı galaksi düzlemine yaklaşık 20 derece eğimli, Orion ile Scorpius takımyıldızları arasında bulunan çok parlak yıldızların oluşturduğu bir bant olup, Kuşağının kuzey kutbu, Lockman Deliği'ne yakındır. Lockman deliği, güneş ile galaksi dışı uzay arasında neredeyse yıldızlararası gaz ve tozun bulunmadığı bir gökyüzü bölgesidir. Yıldız oluşumları Yerel Kabarcığın sınırlarında meydana gelir. Güneşe en yakın yıldız oluşum bölgesi Scorpius-Centaurus topluluğu olup güneşten 400 ışık yılı uzaklıkta bulunur. Yıldız oluşumu gösteren molekül bulutları Yerel Yıldızlararası Buluttan hem daha soğuk (100 oK) hem de daha yoğundur (santimetreküpte 1,000 atom).
Güneşin galaksi içindeki hareketi geçen birkaç milyon yıl içerisinde düşük yoğunluklu yıldızlararası ortama sahip Gould Kuşağı içinde yolculuk ettiğini göstermektedir. Güneşin bu yolculuğu süresince büyük yoğunluklu bir yıldızlararası ortam ile karşılaşmış olması pek muhtemel değildir. Güneş sistemi Yerel Kabarcıktan itibaren bir süreçte oluşmuş olmasına rağmen, güneşin yörüngesi en azından birkaç milyon yıl boyunca büyük kütleli bir bulut ile etkileşmeyeceğini göstermektedir. Dünyanın iklimi açısından böyle bir etkileşmenin sonuçları belirsizdir. Bununla birlikte, güneşin yıldızlararası maddeden yoksun bir uzay bölgesinde hareket ederken Homo Sapienslerin ortaya çıkmasının bir tesadüf olup olmadığı da merak konusudur.
Güneşin içinde bulunduğu 100 ışık yılı büyüklüğündeki bölgede büyük kütleli bulutların bulunmamasına rağmen, yerel galaktik çevrenin çok kısa zaman ölçeklerinde değişebileceği mümkün görülüyor. Yerel Kabarcığın düşük yoğunluğu, süpernova patlamalarında oluşan süperkabarcığın ve şok dalgalarının boşluk içinde kolayca ilerlemesine ve hatta güneşin bile böyle ortamlar içerisinden geçebilmesine olanak vermektedir. Gerçekten, geçen 250,000 yıl içinde güneş Scorpius - Centaurus topluluğundaki yıldız oluşum bölgesinden atılan maddenin içerisine girmiştir. Yıldızlararası ortamın geçen 2,000 yıl içinde değişmiş olabileceğini dair bazı şüpheler vardır. Ama bu belirsizdir. Çünkü astronomlar yerel yıldızlararası bulut yapılarını halen tam anlayamamışlardır. Güneş sistemini kuşatan bulut Scorpius - Centaurus topluluğundan dışarıya akan maddeden oluşur. Yakın yıldızların ortalama hareketine göre bir kişinin bakış açısı sabit kabul edildiğinde, güneşin Yerel Yıldızlararası Buluta göre hareketi hemen hemen dik olur. Bir başka ifadeyle, güneş civarındaki yıldızlararası yapı güneşin hareketine göre dik ve güneş sisteminin içinden geçer. Bu iki hareketin sonucu olarak, galaksi merkezine yaklaşık 15 derece eğiminde ve tutulum (ekliptik) düzlemine çok yakın bir doğrultuda saniyede yaklaşık 26 km'lik hızla güneşe doğru akan bir yıldızlararası madde gözlenir. Güneşe doğru akan bu madde Yerel Yıldızlararası Rüzgâr olarak bilinir (Şekil 1).
Şekil 1. Güneşin (sarı ok) Yerel Yıldızlararası Bulutlara (mor ok) doğru hareketi sonucu oluşan Yerel Yıldızlararası Rüzgâr (beyaz ok), tutulum düzlemi üzerinden güneş sistemi içine saniyede 26 km lik bir hızla girmektedir.
Yerel Kabarcığın ve Yerel Yıldızlararası Bulutun kökeni bugüne kadar açıklığa kavuşturulamamıştır. Bazı astronomlar, Scorpius, Centaurus, Orion takımyıldızlarında ve Gum bulutsusunda olduğu gibi art arta gelen yıldız oluşumlarının neden olduğu şok dalgalarının, galaksinin spiral kolları arasındaki uzayı boşalttığına inanmaktadırlar. Diğer astronomlar Scorpius - Centaurus topluluğunda oluşan bir süpernova patlamasının bugünkü Yerel Kabarcığı oluşturduğunu düşünmektedirler. Yerel Yıldızlararası Bulutun ise ya yıldız oluşumunun neden olduğu rüzgârlardan itilen madde ile ya da bir süpernova patlamasının neden olduğu süperkabuktan oluştuğu düşünülmektedir (Şekil 2).
Şekil 2. Güneşin de içinde bulunduğu 1,500 ışık yılı büyüklüğündeki galaktik ortamda farklı yoğunluk ve sıcaklıkta bulunan gaz bulutları vardır. Güneş, birkaç milyon yıldır çok düşük yoğunluklu sıcak bir bölge olarak bilinen Yerel Kabarcık (siyah) içerisinde yolculuğuna devam etmektedir. Yerel Kabarcık Scorpius - Centaurus yıldız oluşum bölgesinden gelen kısmen iyonize (mor) olmuş madde ile çevrilidir. Aquila Yarığı gibi soğuk ve yoğun moleküller bulutlar (turuncu) yeni yıldızların oluşacağı yerlerdir. İyonize hidrojenden oluşan Gum Bulutsusu (yeşil) 11,000 yıl önce patlayan Vela süpernova kalıntısını (pembe) içinde barındırır.
Helyosfer
Yerel Yıldızlararası Rüzgâr güneş sistemi içinde eserken, güneş rüzgârı da yerel yıldızlararası rüzgârın içinden geçer. Güneş rüzgârı, yüksek hızla güneşten dışarı doğru akan proton, helyum çekirdeği ve elektronlardan oluşan sıcak bir plazmadır. Rüzgârın kaynağı koronadır. Güneşin en dış katmanını oluşturan korona, güneş tutulmasında gözlenebilen ve sıcaklığı milyon dereceye varan bir bileşendir. Güneş rüzgârının, güneşin kendi ekseni etrafındaki dönüşünden kaynaklan bir manyetik alanı vardır. Güneşin koronal deliklerinden ses üstü (süpersonik) hızlarla yayılan güneş rüzgârı, Plüton gezegeninin ötesine kadar uzanarak yüklü yıldızlararası gaz ile etkileşir.
Dış güneş sistemi içinde etkisini yitirmeye başlayan güneş rüzgârının yoğunluğu azalır. 1 Astronomik Birim (A.B.) uzaklıkta (Dünya güneş uzaklığı - 150 milyon km) tipik bir güneş rüzgârının santimetreküpte yaklaşık 5 parçacıktan ibaret bir yoğunluğu olup, hızı yaklaşık 400 km/sn tir. Güneş rüzgârı 80 ile 100 A.B. uzaklıkta ses üstü hızından ses altı (subsonik) hızına geçerken, güneşten 130 ile 150 A.B. uzaklıkta yıldızlararası iyonların etkileşmesiyle durgunlaşmaya başlar. Güneş rüzgârının ses üstü hızından ses altı hızına geçtiği bölge sonlandırma şoku (termination shock), durgunlaştığı bölge heliopause ve güneş rüzgârının durduğu yer ise helyosferin sınırı olarak bilinir.
Bilim adamları tarafından oluşturulan modeller helyosferin su damlası şeklinde olduğunu göstermektedir. Helyosferin boyutları oldukça büyük olup güneş rüzgârının yüklü yıldızlararası gaz ile etkileşimi sonucu belirlenebilir. Yıldızlararası ortamın yaklaşık %30 u iyonize -çoğu proton ve elektron- olmasına karşın, bu yüklü parçacıklar güneş rüzgârında bulunan manyetik alan içerisinden geçmezler (çünkü Lorentz kuvveti bu yüklü parçacıkları manyetik alana bağlar). Bundan dolayı, yıldızlararası plazma helyosferin sınırında hem sıkıştırılır hem de saptırılır. Bununla birlikte, yüksüz hidrojen atomları yıldızlararası protonlar ile elektron alış verişinde bulunduğundan, yüksüz yıldızlararası hidrojenin küçük bir kısmı da helyosferin sınırında sıkıştırılıp ve saptırılır. Yüksüz hidrojen atomlarının oluşturduğu gözlenebilir bu durum hidrojen duvarı olarak bilinir.
Helyosferin dışında bulunan başka bir fenomen ise yay şok (bow shock) olarak bilinen Yerel Yıldızlararası Bulutların içinden ses hızından daha yüksek hızlar ile hareket eden (süpersonik) maddenin ürettiği etkidir. Buluttaki ses hızı saniyede 9.6 km ve güneşin de bulutlara göre göreceli hızı saniyede 26 km olduğundan helyosferdeki yay şoku 2.5 Mach (Mach = ses hızı) tır. Bununla birlikte, Yerel Yıldızlararası Bulutları içinde bir yay şokunu meydana getirebilecek 3 - 4 mikro gaussluk çok zayıf bir manyetik alan vardır (Şekil 3).
Şekil 3. Güneşin koronal deliklerinden çıkan güneş rüzgârı, yıldızlararası ortamdan güneş sistemine doğru akan madde ile etkileşir. İyonlaşmış gazlardan oluşan güneş rüzgârı sonlandırma şoku denen bölgede ses altı hızı ile ilerlerken, helyosferin sınırını ifade eden helyosfer durma noktasında (heliopause) hızını yitirerek tamamiyle durgunlaşır. Yıldızlararası rüzgârda çoğu hidrojen iyonundan oluşan yüklü parçacıklar (beyaz çizgi) helyosferin kenarlarında saptırılmalarına karşı, yüksüz hidrojen ve helyum atomları (pembe ok) helyosferin içerisine girebilir. 11 yıllık güneş aktivitesi güneş rüzgârının etkilediğinden, yıldızlararası ortamın homojen bir yapısı yoktur. Şekil üzerindeki renkler Kelvin cinsinden sıcaklıkları gösterir.
Helyosfer içindeki Madde
Yıldızlararası ortamdaki iyonlar helyosfer çevresinde sapma göstermelerine karşın, yüksüz yıldızlararası atomların büyük bir bölümü (çoğu hidrojen ve helyum olmak üzere) güneş sisteminin içerisine girebilmektedir. Helyosferdeki yaygın gazın yaklaşık %98 i (gezegen ve gezegen sistemleri ile kuyruklu yıldızlar hariç) yıldızlararası maddeyi oluşturur. Yıldızlararası ortamdan güneş sistemine akan madde yoğunluğu ile güneş rüzgârının yoğunluğu Jüpiter gezegenin yörüngesi civarında dengeye ulaşır.
Güneş sistemi içindeki ilk yıldızlararası maddenin keşfi 1960 larda bir uzay aracı ile yerkoronasını -bir gezegen atmosferinin en dışta bulunan ve yüksüz hidrojen atomlarından oluşan tabakası- incelenirken bulunmuştur. Uzay aracı dünyanın yerkoronası üzerinde Lyman-alfa morötesi radyasyonunu zayıf bir floerason parlaklığında gözlemiştir. Bir Lyman-alfa fotonu, yüksüz hidrojen atomundaki bir elektronun birinci enerji seviyesinden temel enerji seviyesine geçtiğinde yayınladığı enerji olarak bilinir. Yıldızlararası uzayda hidrojen atomlarının elektronları temel seviyede bulunduklarından oldukça soğukturlar. Bununla birlikte, yüksüz yıldızlararası atomlar güneş sisteminin içine doğru ve özellikle güneşe doğru hareket ettikçe, güneşten gelen radyasyonun etkisinden dolayı elektronlar ilk uyarılma enerji seviyesine çıkarlar. Bir elektron bu enerji seviyedeki duruş süresi tamamlandığında, temel enerji seviyesine geri dönerek bir Lyman-alfa fotonu yayınlar. Bu işlev gezegenler arasında gözlenen zayıf morötesi ışınımın kaynağıdır. Işınımın daha yeni bir gözlemsel kanıtı, SOHO uydusu üzerinde bulunan TRACE aletinin gezegenlerarası Lyman-alfa şiddet haritasının oluşturulmasıyla elde edilmiştir.
1960 larda yapılan bu keşiften beri, yıldızlararası maddenin birçok kanıtı güneş sistemi içinde elde edilmiştir. Astronomlar yıldızlararası ortamın güneşten birkaç A.B. içinde iyonize olduğunu bilmektedirler. İyonizasyonun bir kısmı güneş radyasyonunun foto-iyonizasyonundan, bir kısmı da güneş rüzgârının yük değişiminden kaynaklanmaktadır. Diğer yandan, helyum atomları güneş fotonları tarafından iyonize edilmeden önce güneşe 1 A.B. uzaklığına kadar yaklaşabilirler. Bazı yüksüz helyum atomları güneşin iyonizasyonundan kaçabilmelerine karşın, güneşin çekim alanına girerek güneş etrafında konik bir yapı içerisinde toplanır. Dünya her kasım ayının sonunda bu koninin içerisinden geçer (Şekil 4). Yıldızlararası atomlar iyonize olduğundan, güneş rüzgârı plazması bu atomları toplayarak helyosferin sonlandırma şokuna iter. Yakalanan iyonlar, güneş rüzgârı ile yıldızlararası ortamın yüksüz atomlarının birbirleriyle etkileşmesi sonucunda üretildiğinden ölçümleri yıldızlararası ortamın kompozisyonu hakkındaki ip uçlarını verir. Toplanan helyum iyonları ilk kez Eberhard Möbius liderliğindeki bir grup tarafından dünya yakınlarında keşfedilmiştir. Daha yeni keşifler, iç güneş sisteminde bulunan Ulysses uzay aracındaki SWICS aygıtı kullanılarak gerçekleştirilmiştir. SWICS aygıtı toplanan iyon popülasyonunun içinde nitrojen, neon, oksijen, helyum ve neon izotoplarını tespit etmiştir. Bu elementlerin her biri yıldızlararası gazda kısmen yüksüz halde bulunduğundan helyosfere kolaylıkla girebilir. Yakındaki yıldızlararası gazın iyon bolluğu ile toplanan iyon bolluklarının karşılaştırılmasından, güneş sistemi içinde bulunan yıldızlararası gazın orijinal iyonizasyon seviyeleri hakkında ip uçları elde edilebilir.
Şekil 4. Helyosfere giren yıldızlararası helyum atomları (pembe ok) güneşin çekim kuvvetinden dolayı konik bir yapı içinde toplanır. Yüksüz yıldızlararası parçacıkların yaklaşık %10 u helyum atomudur. Dünya her yıl kasım ayının son günlerinde helyum atomların oluşturduğu koniğin içinden geçmektedir.
Toplanan iyonlar sonlandırma şokuna ulaştıklarında, kozmik ışın enerjilerine ivmelenerek anormal kozmik ışın popülasyonu olarak bilinen bir bileşeni oluştururlar. Bu anormal popülasyonun galaktik kozmik ışın spektrumunun düşük enerji bölgesinde oluştuğu görülür. Bu parçacıkların "anormal" olarak isimlendirilmelerinin nedeni, enerjilerinin helyosfere girecek kadar büyük olmamasındadır. Bu da onların güneş sistemi içinde oluştuğunu gösterir. Helyosferden geri dönen anormal kozmik ışınlar iç güneş sistemine doğru ilerler. Bu esnada bazı kozmik ışınlar dünyanın manyetosferi tarafından yakalanabilir. Başka bir ifade ile, bu parçacıklar helyosfer içinde ileri geri hareketlerde bulunurlar: Parçacıklar güneş sistemi içerisine yıldızlararası nötral atomlar olarak taşınır. Toplanmış iyonlar sonlandırma şokunun ötesine atılır ve iç güneş sistemi içersine anormal kozmik ışınlar olarak geri dönerler (Şekil 5) !
Şekil 5. Helyosferin ve yakın yıldızlararası ortamın kesiti.
Atomik parçalar dış uzaydan güneş sistemi içine gelen yegâne ziyaretçiler değillerdir. Eberhard Gruen liderliğindeki bir grup Ulysses ve Galiloe uydularında bulunan toz dedektörleriyle 0.2 - 6 mikrometre boyutlarında "büyük" toz tanelerini helyosfer içinde keşfetmişlerdir. Bu toz tanecikleri Yerel Yıldızlararası Rüzgârın doğrultusunda ve hızında hareket etmektedir. Büyük toz taneciklerinin güneş aktivite çeviriminden ve güneş rüzgârından etkilenmeyen yörüngelerinin olmasıyla beraber, yıldızlararası helyum atomlarının güneş çevresinde oluşturdukları koniğe benzer bir yapılaşmaları da vardır. Dünya her kasım ayının sonlarında toz parçacıklarının oluşturduğu koniğin içinden geçmektedir (Şekil 6). Orta boyutlardaki toz parçacıkları güneş rüzgârının -güneş çeviriminin 11 yıllık evresinde- manyetik polaritedeki değişiminden dolayı hem tutulum düzleminde hem de bu düzlemin dışında bulunabilmektedir.
Şekil 6. Yıldızlararası ortamdan güneş sisteminin içerisine girmekte olan toz parçacıkları değişik boyutlarda olabilmektedir-ler (çok küçük toz parçacıkları helyosfere giremez). Yaklaşık 1.4 mikrometre (üstte) büyüklüğündeki toz tanecikleri, helyum atomlarının güneş çevresinde oluşturdukları koniğe benzer bir yapılaşması vardır. Dünya, her yıl kasım ayının son günleri ile aralık ayının ilk günleri arasında toz parçacıklarının oluşturduğu yapının içerisinden geçmektedir.
Değişen Galaktik Çevre
Güneşin içinden geçen yıldızlararası bulutun homojen bir yapı gösterip göstermediği bilinmemektedir. Yerel Yıldızlararası Bulutlar çok uzaklarda görülen yıldızlararası bulutlara göre hem daha küçük (100 ile 10,000 A.B. genişliğinde), hem de içerdikleri madde açısından daha yoğundurlar (santimetre küpte 1,000 parçadan fazla). Güneş sistemi böyle yoğun bir yıldızlararası bulutun içerisinden geçmiş olsaydı, helyosferin boyutları çarpıcı oranlarda değişirdi.
Gary Zank ve Priscilla Frisch helyosferin yoğun bir yıldızlararası bulut ile karşılaştığı zaman helyosferde meydana gelecek değişimleri modellemişlerdir. Modellere göre; Yerel Yıldızlararası Bulutların yoğunluğu her santimetre küpte 10 parçacık artsaydı, helyosfer yaklaşık 15 A.B. boyutlarına gerileyip, heliopause da kararsız bir yapıda bulunurdu. Bununla beraber, güneşten 1 A.B. uzaklıktaki yıldızlararası hidrojen atomlarının yoğunluğu yaklaşık her santimetre küpte 2 atom artar ve dünyanın gezegenlerarası ortamı çarpıcı bir şekilde değişirdi. Santimetre küpte 1,000 atomun bulunduğu ortamı canlandıran bir model ise helyosferin ancak güneşten birkaç A.B. uzaklığına kadar etkin olabileceğini gösteriyor. Bu modele göre; Satürn, Uranüs, Neptün ve Plüton gibi gezegenlerin (güneşten 9 A.B. uzaklıkta bulunan gezegenler) güneşten aldıkları ışınımın tamamiyle sıfıra ineceği ve dünyadan görülemeyeceği anlaşılıyor. Bununla beraber, güneş rüzgârının etkinliğinin 2 A.B. ile sınırlı kalacağı görülüyor. Bu simülasyonlar yerel galaktik çevrede meydana gelecek değişimlerde güneş rüzgârının iç gezegen sistemlerini koruyacağını gösteriyor (Şekil 7).
Şekil 7. Helyosferin yoğun yıldızlararası bulutlar (10 atom cm3) ile karşılaştığı zaman dengede olamayacağını görülüyor. Güneş, yaklaşık santimetre küpte 0.3 atomluk ortalama yoğunluğu bulunan bir yıldızlararası bulut içinde gömülüdür. Simülasyonlar, helyosferlerin yoğun bir yıldızlararası ortamla karşılaşması durumunda dış güneş sisteminde bulunan gezegenleri etkileyeceğini ve gezegenlerarası ortamın da değişeceğini gösteriyor. Helyosferin santimetre küpte 1,000 atomdan daha büyük yoğunluğu olan bulutlar ile karşılaşmasını canlandıran bir simülasyon, iç gezegen sistemlerinin atmosferlerinde büyük değişiklere neden olacağını gösteriyor.
Geçmişte güneşin galaktik çevresinde değişimler olmuştur. Gerçekten, dünya üzerinde bazı deliller yerel galaktik çevrenin kararlı olmadığını gösteriyor. Antarktika'daki buz koru örneklerinden biri günümüzden 60,000 yıl, diğeri 33,000 yıl önce meydana gelen iki olayda berilyum 10 izotop (yarı ömrü 1.5 milyon yıl) konsantrasyonunda bir artış görülmüştür. Berilyumdaki bu ani artış hangi olaydan kaynaklanabilir? Bir teoriye göre, gezegenin yüzeyinde bulunan radyoaktif berilyumun ani bir şekilde çoğalmasının nedeni dünya atmosferi üzerindeki kozmik ışınların artmış olacağı yönündedir.
Dünya çevresinde kozmik-ışınların artmasını açıklayan bir mekanizma bilim adamları tarafından önerilmiştir: Bir süpernova şokunun Yerel Yıldızlararası Bulut için küçük ama yoğun bir parça ile karşılaşması bu tip kozmik-ışınları üretebilir. 30 ışık yılı içinde bulunan yıldızlararası toz parçacıklarının 100 ile 200 km/sn lik hızlarla hareket eden şok dalgalarıyla yok edildiğini gösteren deliller mevcuttur. Bu da süpernova senaryosunu destekler (Şekil 8). Fakat berilyumdaki ani artışın nedeni belli değildir.
Şekil 8. 11,000 yıl önce meydana gelen Vela süpernovası iyonize olmuş sıcak bir kabuk ile yıldızlararası ortamda hızlı bir şekilde yayılmaktadır. Gelecek birkaç milyon yıl içinde yapı soğuyarak yavaşlayacak ve kabuk içindeki elektronlar ve protonlar birleşerek yüksüz hidrojen atomlarına dönüşecektir. Vela süpernova kalıntısının bu fotoğrafı Anglo - Avusturalya gözlemevinden alınmıştır.
Daha yaşlı süpernova olaylarını gösteren deliller de vardır: Deniz tabanında biriken demir-60, yaklaşık 5 milyon yıl önce güneşten 90 ışık yılı uzaklıkta meydana gelen bir süpernova patlamasının delilli olarak yorumlanmıştır. Süpernova patlamasında oluşan demir-60, 1.5 milyon yıl yarılanma ömrü olan radyoaktif bir izotoptur. Dünyanın yeraltı katmanlarında bulunan demir-60 izotopu yakın uzayda bulunan elementlerin nükleosentez geçirip, önce dünya atmosferine oradan da yeraltı katmanlarına saplanması sonucu oluşmuştur.
Gezegenler, güneşin galaktik çevresinde geçmişte meydana gelen kayıtları içermelerine rağmen, güneşin gelecekte karşılaşacağı olaylar ancak, bilim adamlarının güneşin galaktik çevresinde yapacakları gözlemler sonucu oluşturacakları haritalardan itibaren anlaşılabilir. Gerçekten, mor-ötesi absorbsiyon çizgilerinin incelenmesi, güneş ile Alfa Centauri (4 ışık yılı uzaklıkta bulunan güneşe en yakın yıldız) yıldızı arasında iki tane bulutun bulunduğunu gösteriyor. Bu bulutlardan biri, Yerel Bulut kompleksi içinde gömülü küçük, yoğun bir yapıda olabilir mi? Bu sorunun cevabı tam olarak bilinmiyor, çünkü yerel yıldızlararası ortamın hız yapısı hakkında yeterli bilgi yoktur. Eğer böyle bir bulut varsa gelecek 3,000 yıl içinde güneş bu bulutun içerisinden geçecektir (Şekil 9).
Şekil 9. Güneşin de içinde bulunduğu 10 ışık yılı içerisindeki yakın yıldızlararası ortam, Scorpius - Centaurus topluluğundan dışarı doğru akan ve Yerel Yıldızlararası Bulutu (mor) oluşturan madde ile çevrilidir. Kabuğun bu parçası (mor ok) uzayda güneşin hareketine dik doğrultuda ve onun yörüngesi (sarı ok) ile kesişecek şekilde hareket etmektedir.
Yıldızlararası Uzay Aracı
Güneşin galaktik çevresinin anlaşılmasında kullanılan iki yöntem vardır: Dünya tabanlı teleskopların kullanılması ve dünya yakınında dolaşan uzay araçları. Bununla birlikte, yerel galaktik çevrenin keşfi için en iyi yol bir "Yıldızlararası Uzay Aracının" hazırlanmasıdır. Bu tip çalışmalar şimdi Kaliforniya'da Pasedena Jet Propulsion Laboratuvarında "Yıldızlararası Uzay Aracı" adında bir proje ile yürütülmektedir. Yıldızlararası uzay aracı kullanımı bir yıldızın (güneşin) çevresiyle olan ilişkisini incelemek için önemli bir yöntemdir. Güneş sistemi etrafındaki yıldızlararası bulutun fiziksel özellikleri hakkında bilgi toplanmasıyla, yıldızlararası uzaydaki gaz ve tozun ilk ölçümleri elde edilmiş olacaktır.
Uzay araçlarını yıldızlararası ortama yollayarak ortam hakkında detaylı verilere ulaşmak pahalı bir uğraş olarak görünmesine rağmen çok gereklidir. Teleskoplar ile yıldızlararası gaz gözlendiğinde birkaç ışık yılı boyutlarındaki bulutlar hakkında bilgi sahibi olunurken, buluta ait bir parça hakkında detaylı bir bilgiye ulaşılamaz. Diğer yandan, güneş sisteminde içindeki yıldızlararası maddenin gözlemleri helyosfere giren madde hakkında bilgi verir. Dünya üzerindeki teleskoplar ile güneş sistemi içindeki yıldızlararası maddenin gözlemi her zaman anlamlı değildir, çünkü teleskoptan elde edilen veri aynı bir bulut parçasından gelmez. Güneş sistemi içindeki maddeyi besleyen yıldızlararası bulutun fiziksel özelliklerini tamamiyle anlamak için yıldızlararası uzay aracına yerleştirilecek aletler ile bulutun direkt ölçümlerinin yapılması gerekir.
Yıldızlararası Uzay Aracı, yıldızlararası ortamın doğasını, yıldızlararası ortam ile güneş rüzgârı arasındaki etkileşmeyi keşfedebilmek için Jet Propulsion Laboratuvarında tasarlanmaktadır. Bu yıldızlararası araç ile güneşin çevresindeki bulutun kimyasal yapısı, iyonizasyon seviyesi, manyetik şiddeti ve diğer fiziksel özellikleri hakkında detaylı bilgi elde edilecektir. Bu verilerin toplanmasıyla helyosfer içerisinde güneş rüzgârı ile yıldızlararası gaz ve tozun nasıl etkileştiği ve yıldızlararası ortamın helyosferi nasıl etkileyeceği anlaşılacaktır.
Böyle bir görevden sağlanacak sonuçlar; sanıldığından daha erken elde edilebilir. Yıldızlararası uzay aracı yılda 14 A.B. yol kat ederek 15 yıl içerisinde yıldızlararası ortama girecek (yaklaşık 150 A.B) şekilde tasarlanmaktadır. Bu uzay aracı ile insanlık, güneş sisteminin sınırlarını terk ederek yeni bir çağa girecektir.
Kaynak: American Scientist, Vol 88, 1.
Güneş ve Yakın Dünya Çevresine Etkileri
--------------------------------------------------------------------------------
Prof. Dr. Adnan Ökten
İstanbul Üniversitesi Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü
Kaynak: "Astronomi ve Uzay Bilimlerinde Yeni Gelişmeler" Toplantısı - İ.Ü.
GİRİŞ
Evreni anlama ve kavramamız her geçen gün biraz daha artmaktadır. Bunun en önemli iki nedenini geliştirilen aletlerin hassasiyetlerinin sürekli iyileşmesine ve aynı zamanda evreni elektromanyetik spektrumun bütün dalgaboylarında gözlememize bağlayabiliriz. İnsanoğlu evren hakkında bir şeyler öğrenmeye son derece meraklıdır; büyük keşifler duymayı, heyecen verici görüntüler görmeyi her zaman istemişizdir. Ancak, doğal çevrenin teknolojik ilerleme ile birlikte hızla bozulması astronomların çalışmalarını sekteye uğratmakta ve halkın merak ve beklentilerini de bir ölçüde söndürmektedir. Yerden yapılan gözlemler için ışık kirliliği, artık uzayın net ve berrak gözlenmesini ciddi boyutlarda engellemektedir. Uzay tabanlı gözlemler de gerek uzaya bırakılan uydu kalıntılarından gerekse haberleşmenin ortaya çıkardığı radyo gürültüsünden aşırı şekilde etkilemektedir. Astronomların gözleri artan bir şekilde kör olmaktadır. Daha önce hükümetlerin denetiminde yapılan uzay araştırmaları bir dereceye kadar kontrol altında tutulabilmekteydi. Ancak, günümüzde bu çalışmalar yerini ticari amaçlı serbest piyasa ekonomisinin özel şirketlerine terk edince, durum işin içinden çıkılmaz bir hal almaya başlamıştır.
Astronomlar evren hakkındaki bilgileri görünür, morötesi veya kırmızı ötesi ışıktan, enerjitik partiküllerden ve radyo dalgalarından elde eder. Şehirleşmenin ve kötü ışık kullanımının getirdiği artan ışık kirliliği, ve telekomünikasyon uydularının kullandığı radyo dalgaları gözlem kalitesini tehdid etmektedir. Durum böyle devam edecek olursa yakın bir gelecekte çalışmalar sekteye uğrayabilecektir.
Işık kirliliği için acilen yapılması gereken kötü elektrik techizatlarının bir an önce iyileştirilmiş yeni tasarımlarla yer değiştirmesidir. Bu sadece astronomlara değil aynı zamanda Dünya için önemli bir enerji tasarrufu da sağlayacaktır. Radyo dalgalarında yapılan çalışmalarda durum biraz daha vahimdir. Her yıl haberleşme amaçlı yüz kadar uydu fırlatılmakta ve elektromanyetik spektrumda bizlere yer bırakmayacak şekilde hemen hemen bütün radyo dalgalarını kullanarak Dünya'nın en ücra yerlerine kadar ulaşılmaktadır. Acilen uluslararası radyo gözlemlerinin yapılacağı sakin bir bölgeye ihtiyaç vardır. Uyduların hiçbir şekilde istenmeyen radyo sinyallerini bu bölgelere göndermemeleri sağlanmalıdır.
BUNLARI BİLİYORMUYUZ?
Güneş’i bir yıldız olarak tanımadan önce aşağıdaki bazı soruları cevaplamaya çalışalım. Sonra Güneş Sistemi’nin oluşum senaryosunu ve evrendeki yerimizi gözden geçirelim. Yaşamımızın ana kaynağı Güneş’in yakın Dünya çevresine ve Dünya’ya yaptığı bazı etkilerden bahsettikten sonra önlemlerden ve alınması gereken tedbirlerden sözedelim.
Şekil 1. <!--[endif]-->Dünya ve yaşanabilir tahmin edilen bazı uydular.
Dünya nedir? Dünya (Arz), Güneş Sistemi’ne bağlı Güneş’ten itibren uzaklık sırasına göre üçüncü gezegen, üzerinde yaşadığımız yer küre. Işık ve ısısını Güneş’ten alır. Yaşı yaklaşık 4.6 milyar yıl. 111 kimyasal elementi ve biyolojik bir yaşantı sağlayan atmosferi ile bizim için eşi benzeri görülmemiş mükemmel bir kosmik cisim.
Uzay nedir? Dünya’yı saran atmosferin dışında kalan tüm evren, kosmos. Astronominin çalışma alanı. Uzayın başlangıcının bir kriteri olarak suni uyduların en düşük yörüngelerinin başladığı noktayı da almak, kozmik bir anlam ifade etmesi açısından uygun olabilir. O noktada artık bir iki cisim problemi söz konusudur ve artık uzay başlamıştır diyebiliriz.
Atmosfer nedir? Bileşiminde %78 azot, %21 oksijen ve %1 diğer elementler bulunan Dünya’mızı saran gaz tabaka. Varlığını Dünya’nın kütlesel çekim gücüne borçludur. Bizim için hayati önemi, Dünya üzerindeki canlı yaşam için tehlikeli olacak zararlı Güneş ışınlarını süzme özelliğe sahip olmasından ileri gelir.
Güneş Sistemi nedir? Güneş’in kütlesel çekim alanının belirlediği bölge içinde kalan cisimlerin oluşturduğu bir sistem. Sistemi idare eden baş cisim Güneş. Sisteme bağlı dokuz gezegeni, asteroit kuşağını, kuyruklu yıldızları ve meteorları belirli yörüngelerde tutan ve onların hareketlerini belirleyen gene Güneş.
Evrendeki yerimiz? Güneş, Samanyolu galaksisinde bulunan 100 milyar yıldızdan sadece biri. Samanyolunun çapı 100 bin ışık yılı. Samanyolu galaksisi yakın çevremizde bulunan irili ufaklı 30 kadar galaksi ile birlikte Lokal Gurubu oluşturur. Lokal Gurubun çapı yaklaşık 4 milyon ışık yılı. Lokal Gurup binlerce üyesi bulunan çapı 75 milyon ışık yılına kadar uzanan Süper Kümenin bir üyesi. Evrende binlerce bizim ait olduğumuz Süper Küme gibi galaksi kümeleri var. Ve bütün evrende yüz milyarlarca galaksi olduğu tahmin edilmekte. Erişilebilen en büyük uzaklık ise yaklaşık 13 milyar ışık yılı.
Şekil 2.Güneş Sistemi ve gezegenleri.
Şekil 3. Evrenin başlangıcından günümüze evrimin şematik temsili görünümü.
GÜNEŞİN OLUŞUMU, EVRİMİ VE ÖLÜMÜ
Günümüz teorileri Güneş’in yaklaşık 4.6 milyar yıl önce, yıldız patlamalarından arda kalan toz ve gazı da içeren muazzam büyüklükteki bir yıldızlararası gaz bulutun çökmesiyle oluştuğunu kabul eder. Kütle çekiminin etkisi altında kalan bulut büzüşmeye ve yoğunlaşmanın büyük olduğu yerlerde dönmeye başlar. İlk birkaç milyon yıl içinde çökme sırasında dönme hızı çok büyüktür ve bundan dolayı da manyetik olarak son derece aktiftir. Açısal momentumun korunması prensibine göre rotasyon hızı gittikçe büyümekte ve dış kısımlar yassılaşmaktadır. Zamanla merkezi bölgenin çevresinde yassı bir disk oluşur. Bu diskin dış kısımlarındaki gaz ve toz küçük yoğunlaşmalar gösterir. Her bir yoğun bölge ana diskle aynı yönde kendi eksenleri etrafında döner. Bu senaryo Dünya’nın ve diğer gezegenlerinin nasıl oluştuğu açıklayan oldukça makul bir senaryodur.
Oluşum sırasında bir çok yıldız iki veya üç kısma parçalanarak çift yıldız veya çoklu yıldız sistemlerini oluştururlar. Son zamanlarda yapılan uydu gözlemlerinden bir çok yıldızda gezegen olduğuna dair ipuçları gelmekte fakat bunların büyüklükleri ve yıldızına olan uzaklıkları henüz Güneş Sistemi’nde olduğu gibi dizilim göstermemektedir.
Şekil 4.Hubble uzay aracından çekilen yıldız oluşum bölgeleri.
Hızla büzüşen bulutun merkezi kısmında yoğunluk, dolayısıyla basınç artar ve bir zaman sonra da ışmıaya başlar. İçten dışa doğru olan ışınım basınca, içe doğru olan kütle çekim kuvveti tarafından nötürlenmeye çalışılır ve sonunda denge sağlanır. Işıldayan çekirdek, bir yıldızın yıldız öncesi (protostar) evresidir. Güneş'in normal ışımasına başlayıncaya kadar bu evrede yaklaşık 10 milyon yıl kaldığı düşünülmektedir. Bu aşamadan sonra Güneş ısısını merkezdeki nükleer yakıttan sağlamaya başlar. Artık içten dışa doğru olan radyasyon basıncı, dıştan içe doğru olan gravitasyonel kuvvete karşı koyarak büzüşmeyi durdur ve bir denge hali oluşur. Güneşimiz yaklaşık 4.5 milyar yıldır bu kararlı halini sürdürmektedir. Gelecekte zamanla dönme hızı yavaşlayacak ve ışıma gücü artacaktır. Bu arada çapı da büyüyecektir. Işıma gücünün oluşum döneminde bugünkü değerinin yaklaşık %70’i olduğuna, ve dönmenin de 9 gün kadar olduğu tahmin edilmektedir. Aslında dönmenin bugünkü değeri 27 gündür. 1.5 milyar yıl sonra güneş 6 milyar yaşına geldiğinde parlaklığı bugünkü değerinden yaklaşık % 15 daha fazla olacaktır. 10 milyar yaşına geldiğinde ise, parlaklığı bugünkü değerinin iki katına çıkacak ve yarıçapı % 40 artacaktır. Güneş, çap ve ışımagücü artışını bir kırmızı-dev yıldız oluncaya kadar sürdürür. Kırmızı dev evresinde yarıçap 100 kat artar. Bu durumda Merkür gezegeni, genişleyen sıcak plazmanın içinde kalarak buharlaşır. Çaptaki 100 katlık artıp ışımagücünde 500 katlık bir artışa neden olur.
Şekil 5. Yıldızların enerji üretiminin bir gösterimi. Yıldızın kütlesine bağlı olarak merkezde demir üretilene kadar termonükleer reaksiyonlar devam etmektedir.
Bu da Dünya yüzeyinin sıcaklığının 1700 K’e çıkması demektir. Artık Dünya yüzeyi erimiş lavlar denizi halindedir. Güneş'in çekirdeği, kırmızı dev evresinde de, büzüşmeye ve ısınmaya devam eder. Bu evre sadece 250 milyon yıl sürer. Çekirdeğin sıcaklığı takriben 100 milyon dereceye eriştiğinde, önceki nükleer reaksiyonlarla oluşan helyum karbona dönüşmeye başlar. Bu durum çok büyük bir enerji çıkışına neden olur. Artık, çekirdeğin sıcaklığı yaklaşık 300 milyon dereceye çıkmış ve helyum çok ani tutuşmuştur. Bu evre flaş evresi (helyum flaş=helyum parlaması) olarak bilinir. Bu olay sonucu Güneş, kütlesinin hemen hemen üçte birini bir planeter nebula oluşturmak üzere uzaya fırlatır. Çekirdek helyumun sürekli yanmaya başladığı yaklaşık 100 milyon kelvine kadar soğur. Daha sonra yarıçap bugünkü değerinin 10 katına, ışımagücü de 20 katına kadar düşer. Helyumun karbona dönüşmesinden sonra Güneş'in geri kalan kütlesi bir beyaz-cüce oluncaya kadar büzüşür ve soğur. Yaklaşık 15 milyar yıl yaşında ve çapı bugünkünün % 1’i büyüklüğünde (yaklaşık Dünya'nınkine eşit) olan Güneş'in ışımagücü de, bin kat azalarak, mevcut değerinin % 0.1’ine kadar düşer. Beyaz cüce tamamen karbon çekirdeğinden oluşur. Son derece yoğundur. Güneş kütlesinin yaklaşık yarısı Dünya büyüklüğündeki bir kürenin içine sıkışmıştır. Yoğunluk yaklaşık 2x109 kg/m3 dür. Bu, 1000 kg’lık bir kaç arabanın baş parmağımızın içine sıkışılması anlamına gelmektedir. Bir kaç milyar yıl içinde beyaz cücenin sıcaklığı ve ışımagücü yavaş yavaş azalır ve yaşamı siyah cüce olarak bilinen soğuk, siyah bir karbon artığı olarak son bulur.
GÜNEŞ’İ BİR YILDIZ OLARAK TANIYALIM
Güneş galaksimiz Samanyolu’ndaki yaklaşık 100 milyar yıldızdan sadece biridir. Enerjisini merkezi kısmında meydana gelen termonükleer reaksiyonlardan sağlar. Şu anki yaşı yaklaşık 4.6 milyar yıl olmasına rağmen, ancak en az bir o kadar daha ömrü vardır. Çapı 1.4 milyon km ile aslında dev bir plazma küre olan Güneş bizden ortalama 150 milyon km uzaklıkta bulunur. Bu uzaklığa rağmen Dünya’nın ısı ve ışık kaynağı olma özelliğini muhafaza eder. Dokuz gezegeni, asteroit kuşağı, kuyruklu yıldızları ve meteorları ile birlikte bir sistem oluşturmaktadır. Muazzam kütlesinin oluşturduğu çekim kuvveti O’na sistemin baş cismi olma özelliğini vermiş, ve bu özelliğinden dolayı sisteme ait bütün cisimleri idaresi altınd almıştır. Güneş’in oluşturduğu bu sisteme Güneş Sistemi denir. Güneş Sistemi aynı zamanda Galaksi merkezi etrafında yaklaşık 200 milyon yılda –ki bu bir güneş yılı olarak gözönüne alınır- bir dolanım yapar. Güneş’in galaktik merkezden uzaklığı 30 000 ışık yılıdır.
Şekil 6. Güneş'in iç katmanlarının temsili resmi.
Çeşitli dedektörler ve aletlerle gözleyebildiğimiz yüzey tabakalarından elde ettiğimiz gözlemsel veriler ışığında iç yapısının teorik modeli oluşturulabilir. Buna göre en içte hidrojeni helyuma kaynaşma (füzyon) yoluyla dönüştüren kor (çekirdek) adını verdiğimiz nükleer fırın bulunur. Güneş’in asıl enerji kaynağı bu bölgedir. Bu bölgenin sıcaklığı yaklaşık 15 milyon kelvin, yoğunluğu da 160 tonm-3 kadardır. 0.25 Ro kalınlığında olan kordan sonra radyasyon bölgesi gelir. Korda nükleer kaynaşma ile üretilen enerji çevresindeki radyasyon bölgesi ile sınırlandırılmıştır. Korda üretilen gama fotonları radyasyon bölgesindeki atomik çekirdekler tarafından sürekli olarak absorblanır ve tekrar yayınlanır. Yüzeye doğru hareket eden fotonlar enerjilerinin çok büyük bir bölümü kaybederler, ve yüzeyden ayrıldıklarında gama fotonları artık görünür dalgaboylarındadır. Radyasyon bölgesinin kalınlığı 0.45 R¤ kadardır. Gama fotonlarının radyasyon bölgesini katetme süresi yaklaşık 50 milyon yıl olarak hesaplanmaktadır. Bu tabakanın üzerinde sıcaklığın daha düşük olduğu konvektif bölge bulunur. Enerji bu bölge içinde konvektif işlemlerle yüzeye doğru taşınmaktadır. Konvektif bölgede çeşitli büyüklükteki hücresel yapılardan oluşur. Bölgenin en üstündeki hücre fotosferde granül olarak görünür. Bu, çeşitli büyüklüklere sahip hücrelerin oluşturduğu sirkülasyon gerek lekelerin gerekse güneş parlamalarının oluşumunda önemli rol oynayan kuvvetli manyetik alanların yaratılmasında başlıca etkendir.
Şekil 7. Güneş'in iç ve dış atmosfer tabakaları.
Şekil 8. Güneş'in X-ışın görüntüsü.
Güneş’in gözlenen yüzey atmosferlerini fotosfer, kromosfer ve korona oluşturur. Ayrıca kromosfer ile korona arasında son derece ince bir geçiş tabakası vardır. Fotosfer Güneş’in beyaz ışıkta gözle görülen tabakasıdır. Tabanını parlak granüller kaplar. Sıcaklığı yaklaşık 6000 derece, yüksekliği ise 500 km civarındadır. Tabakanın en karakteristik özelliği güneş lekelerine sahip olmasıdır. Güneş lekeleri manyetik alanların yoğunlaştığı bölgelerdir. Fotosfer tabakasının üzerinde sıcaklık bir minimum (4700 ºK) değere düşer. Bu noktadan itibaren kromosfer tabakası başlar. Yoğunluk çok düşük sıcaklık ise 10 000 ºK civarındadır. Fotosferin parlak ışığından dolayı normal şartlar altında görülemez. Ya özel bir filtre yardımı ile (hidrojenin alfa çizgisinde) disk dahil olmak üzere veya bir tam güneş tutulması sırasında disk kenarında görülebilir. Tabakanın en karakteristik yapıları parlamalar, plaj alanları, filamentler (kenarda prominensler) ve spiküllerdir. Kromosferin kalınlığı 2500 km olarak verilir. Bu tabakanın üzerinde ince geçiş bölgesinden sonra Dünya’ya ve daha ilerisine kadar uzanan korona vardır. Son derece ince bir tabakadır. Partikül yoğunluğu bir güneş çapına kadar metreküpte1012 iken 1 AB uzaklıkta 107 'ye kadar düşer. Korona, ancak bir tam güneş tutulması sırasında doğal olarak görülebilir. Ayrıca, örtücü bir diske sahip özel geliştirilmiş koronograf adı terilen teleskoplarla da görülebilir. Sıcaklığı 2 milyon derece civarındadır ve bunun sebebi bir çok alternatif teoriler önerilmesine rağmen tam olarak bilinmemektedir. Korona kuvvetli bir X-ışın kaynağı olmasından dolayı Dünya ve yakın Dünya çevresi için önemlidir. Dünya atmosferinin bu dalga boylarına geçirgen olmamasından dolayı bu tür gözlemler uydulardan yapılmaktadır. Koronada koronal delik olarak adlandırılan normal koronal yoğunluğun en az üç mertebe daha az yoğunluklu bölgeler vardır ki bunlar koronal materyalin güneş rüzgarı şeklinde serbest olarak Güneş’ten kaçmasını sağlarlar. Gezegenlerarası ortamdan geçerek Dünya’ya kadar ulaşan bu materyal, Dünya’nın manyetik alanında bir dizi karışıklıklar meydana getirir. Koronal deliklerin Dünya üzerindeki bu etkilerinden dolayı, onların sayılarının ve büyüklüklerinin araştırılması önemlidir.
Bilimadamları koronayla dört temel sebepten dolayı ilgilenmektedir. 1. Korona Güneş’in nasıl çalıştığına dair çok şey söyler. Güneş tarafından yayınlanan enerjinin tamamı koronadan geçer. Sıcaklığının neden birkaç milyon derece kadar yüksek olması halen bir açık soru olmakla beraber günümüzde enerjinin manyetik alanlarla yayıldığını ve bu durumun sıcaklığı izah edeceğini söyleyen teoriler hakimdir. 2. Güneş koronasının incelenmesiyle yakın Dünya çevresi hakkında ve ona etki eden olumsuzluklar hakkında daha fazla şeyler öğrenebiliriz. Dış korona, Güneş Sistemi’ni dolduran ve güneş rüzgarı olarak bilinen yüklü partikül akıntısı şeklinde gezegenlerarası uzaya doğru uzanır. Güneş parlamaları ve koronal kütle atımı gibi Güneş’te meydana gelen şiddetli parlamalar kutup tanına, uçuşların ve haberleşmenin devre dışı kalmasına, suni uyduların devrelerinin yüklenmesine, ve Dünya üzerindeki elektrik şebekelerine etkisi olabilmektedir. Güneş’in ışıma gücündeki değişimler keza Dünya’nın havasını ve iklimi oluşturan nedenleri etkileyebilir. 3. Güneş nispeten sarı bir cüce yıldızdır, onun incelenmesi bize ayrıntılar hakkında bilgi verir. Onun yakından incelenmesiyle elde edilen bilgiler diğer yıldızlara da uygulanabilir.
Şekil 9. Güneş disk kenarında görülen aktif loop prominensi
Örneğin X-ışın gözlemevleri, özellikle Chandra uydusu Güneş benzeri diğer bir çok yıldız etrafında koronalar keşfetmektedir. Böylece, Güneş koronasının yakından incelenmesiyle diğer yıldızların koronaları hakkında da bilgi edinilmiş olunur. 4. Güneş Dünya’da yaratamadığımız şartları sağlayan bir fizik laboratuardır. Örneğin koronanın yoğunluğu öyle düşüktür ki laboratuarda bir vakum ortam olarak gözönüne alınabilir.
GÜNÜMÜZ GÜNEŞ BİLİMİ
Güneş'in aslında potansiyel bir tehlike olduğu bilinciyle yola çıkıldığında onun ayrıntılı incelenmesi gerçeği daha iyi kavranır. Çoğu insan onu sadece sabah doğan ve her akşam batan bir cisim olarak tanır. Güneş'in enerjisinde olabilecek değişimlerin ve manyetik aktivitenin suni uydular, uzayda veya uzay yolculuğunda bulunan insanlar, haberleşme, Dünya üzerindeki elektrik santralleri ve boru hatları, özellikle kutup rotasından uçan uçakların içindeki insanlar, göçmen kuşlar ve hatta kalp hastaları üzerine bir dizi hayati etkileri olduğu artık bilinmektedir. Güneş'te meydana gelebilecek bir patlamanın ve bunun Dünya'ya ne zaman ve şiddette çarpacağının iyi tahmin edilmesi yukarıda sayılan etkilere tedbir alınması açısından önemlidir. Bütün bu durumlar, Güneş'in çok iyi incelenmesi için özel nedenler teşkil eder. Gezegenimizdeki yaşamın başlamasında ve mevcudiyetinin devamında yıldızımızın merkezi rolünün bilinmesini isteriz. Aynı zamanda, Güneş, evreni anlamamızda da eşsiz bir labaratuvar olarak karşımıza çıkar.
Şekil 10. <!--[endif]-->Güneş disk kenarında görülen aktif loop
prominensi. Şekil 11. <!--[endif]-->Babcock modeli çerçevesinde güneş lekelerinin oluşumu.
Güneş'teki şartlar Dünya'dakinden çok farklıdır. Güneş'in üzerinde meydana gelen fiziksel işlemler olay gözlenmediği sürece önceden tahmin edilemez. Bu prosesler aynı zamanda Dünya'da labaratuvarlarda incelenemeyecek kadar çok büyük bir ölçekte meydana gelmekte ve bilgisayarlarla da modellenemeyecek kadar çok karmaşık yapı arz etmektedir. Güneş'de meydana gelen fiziksel proseslerinin Dünya'da olmayışı, bunların çok değişik fizik şartlarda meydana gelmesi (sıcaklık, basınç, yoğunluk) sonucudur. Sıcaklıktan dolayı iyonize halde bulunan gaz elektriksel olarak iletkendir, ve kuvvetli manyetik alanların içinde hapsolmuş durumdadır. Güneş'in Dünya'dan çap olarak 109 kat daha büyük olması onun farklı fiziksel özelliğe sahip olmasını sağlar. Yoğunluk ve sıcaklık farkları bölgeden bölgeye binlerce, milyonlarca kat değişiklik gösterir. Önemli proseslerin boyutları atomik ölçekten yüzbinlerce kilometre mertebesine kadar uzanır. Hızlar Dünya'da alışık olmadığımız ölçeklerdedir. Plazmanın hızı Jet uçaklarından çok daha fazladır. Güneş yüzeyine yakın yerlerde hızlar yaklaşık 1600 km/saatten, koronada 32000 km/saate çıkar. Şartlar sadece Dünya standartlarında alışılmışın ötesinde değil aynı zamanda anahtar teşkil edecek temel Güneş prosesleri üzerine yapılan geleneksel yaklaşımları da altüst eder. Bu aşamada Güneş astronomları, Güneş'in son derece karmaşık ve modellenmesi çok zor olan kaçınılmaz sonuçları ile yüzyüze kalır. Manyetik alanlar ve türbülans halindeki plazma çok farklı ölçeklerde umulmadık bir şekilde bir araya gelebilmekte ve değişik yapılar oluşturmaktadır. Manyetik alanlar ve yüksek hızda partiküller çok uzak bölgeler arasında hızlı enerji transferine neden olurlar. Aslında Güneş'te olan bu fiziksel işlemler tam olarak anlaşılamamaktadır. Tam olarak ayrıntıları bilmek için bütün girdilerin işin içine dahil edilmesi gerekir. Bütün olarak bir sistemin davranışındaki gerçeklik sistemi meydana getiren parçaların toplamından temelde farklı olduğu düşüncesi nispeten yenidir. Hatta lineer olmayan fizik ve kaos teorisi de bu prensibi doğrular. Fizik Dünya'yı anlamaya çalışmak için önce yalıtılmış basit problemleri gözönüne alırız, sonra karmaşık bir işlemi kavramak için onları birbirine ekleriz. Bir çok durumda bu gayet iyi çalışır, fakat Dünya veya Güneş üzerindeki hava tahmini gibi, gerçekten büyük problemlerle uğraştığımız zaman bu yaklaşım temelde yanlış çıkar.
Bir senfoni meydana getirdiğinizi düşünün. Orkestranın bütününün çıkaracağı sesi düşünürken her bir enstrümanın bağımsız olarak işlevini ortaya koyarsınız. Bu çalışır, çünkü siz her bir aletin hangi sesi çıkaracağını bilirsiniz. Fakat gerçek Dünya'da bir çok olayda bu yaklaşım başarılı olamaz, çünkü olaylar arasında lineer olmayan etkileşimler vardır. Aletlerden bir tanesinin orkestradaki diğer aletlerin ne yaptığına bağlı olarak sesini değiştirmesi gibi. Güneş'i bir bütün olarak anlamak için onun lineer olmayan karmaşıklığının kavranması gerekir. Karmaşık "ölçek kavramı" (=scale coupling) bir çok astrofizik olayda oluşur. Şanslıyız ki, Güneş bu prosesleri ayrıntılı inceleyebilmek için bize yeterince yakındır. Günümüz Dünya ve uzay tabanlı aletleri, Güneş'in çekirdeğinden en dış seyrek atmosferine kadar eşi benzeri görülmemiş görünüşlerini sergileyebilmektedir. Keza günümüz bilgisayarları, sistemin tamamının canalıcı kısımlarının güvenilir modelini yapacak kadar hızlı ve güçlü durumdadır. Sistemin iç dinamiğindeki karmaşık ilişkiler Güneş ve uzay havasının ayrıntılı tahminini güçleştirir. Tahminedilemezliği tahmin etmeğe çalışarak gayretlerimizi boşa harcamak yerine mümkün olmayanlardan mümkün sonuçları ayırıp düzenlilikleri araştırmalıyız. Ayırdedilenler daha iyi tanımlanmaya başlanınca tahminlerin insanlık için ne kadar değerli olduğu anlaşılacaktır.
Güneş'in değişken olmasının altında yatan neden Güneş'in manyetik alanıdır. Güneş dinamiğinin bu genel yapısı, Dünya'dan gözlediğimiz iç kısma, yüzeye ve atmosfere ait tüm olayları etkiler
Şekil 12. <!--[endif]-->Zamanla değişen Güneş’in manyetik alanı. Zaman dizisi sol alttan (8 Ocak 1992, önceki güneş leke maksimumu) başlar sağ altta (25 Temmuz 1999) içinde bulunduğumuz 23. çevrimim maksimumuyla biter. Görüntüler Kitt Peak Ulusal Gözlemevindeki Kuleli Vakum Teleskopuyla çekilmiştir.