ASTROFİZİĞİN ROSETTA TAŞI: 'GÜNEŞ'
Evren/ Yıldızlar ve Yaşamları/ Astrofiziğin Rosetta Taşı: "Güneş"
ASTROFİZİĞİN ROSETTA TAŞI (*): "GÜNEŞ"
Dünya'yı Etkileyen Güneş Olayları Çap: 1.400.000 km(yaklaşık 110 Dünya çapı)
dönme süresi: 25 gün (ekvator bölgesinde)
Ortalama merkez sıcaklığı: 15.000.000 °C
Ortalama yüzey sıcaklığı: 6000 °C
Güneş, gece gökyüzünde çıplak gözle görülebilen 6000 yıldızdan, bize en yakın olan ve geceleyin göremediğimiz bir yıldız. İçine bir milyon Dünya'nın rahat rahat sığacağı kadar büyük. Ayrıca o kadar yoğun ki, tek bir foton(temel ışık enerji birimi), bir atom parçacığına çarpmadan, 1 mm'nin küçücük bir bölümü kadar bile ilerleyemiyor. Bugün gördüğümüz Güneş ışınları, Güneş'in merkezinden çıktıkları yolculuklarına son Buzul Çağı'ndan önce başladılar. Işık Küre'nin içinden kendilerine yol açmaları, yüz binlerce yıl sürdü. Ve ancak bundan sonra, uzayda 8 dakika süren 150 milyon kilometrelik yolculuklarını tamamlayıp gözlerimize ulaşırlar. Güneş, genel yıldız sınıflamasında, G türü denilen sarı cüceler arasında o denli yaygın bir tür ki; sadece Samanyolu'nda bu güneşlerden 100 milyar tane var. Güneş, yaşamımızın sürmesini sağlayan tüm enerjilerin kaynağı; havanın, iklimlerin belirleyicisi ve evrene enerji veren süreçleri işleten güç. Tahminen 4,6 milyar yaşındaki termonükleer reaktörü(Güneş'i), bilim adamları ancak son 20 yıldır gerçekten anlamaya başladılar. La Palma'da, 1 metre çapındaki İsveç Güneş teleskopuyla yaptığı gözlemlerle yüksek çözünürlük konusunda rekor kıran Scharmer: "Güneş, astrofiziğin Rosetta Taşı. Ancak şifresini tam olarak çözebilmiş değiliz" diyor. (*) GÜNEŞ'İN YAPISI VE İŞLEVİ Kütlece %74 kadarı hidrojen, %25 kadarı helyum, kalanı da daha ağır elementlerden oluşan Güneş, tümüyle ne katı, ne sıvı, ne de gaz. Gaz atomlarının yeterince yüksek sıcaklıklarda iyonlaşmalarıyla oluşan ve maddenin dördüncü hali olarak tanımlanan "plazma" yapısında. Maddenin plazma halinde atomlar, serbest elektronlar ve iyonlara ayrışır. Maddeyi bu hale getiren yüksek sıcaklık, yüksek voltaj ya da yüksek basınçtır. Milyonlarca derecedeki bir sıcaklık, çekirdek çevresinde dolanan elektronları hızlandırır. Elektronlar öyle hızlanır ki, protonların çekim etkisinden kurtulurlar. Güneş'te plazma, yüzeye yakın bölgelerde seyrek ve gazsı özellikteyken, merkeze yakınlaştıkça yoğunlaşıyor. Güneş'in yüzeyi yoktur. Atmosferi incelerek Dünya'ya ve daha ötelere uzanıyor. Elektromanyetik etkinlik açısından Güneş, tam bir karmaşa. Dünya'da elektrik ileten madde sayısı çok az. Güneş'te ise nötr atomlarının uyarılması nedeniyle hemen her şey çok iletken. Çok güçlü ısı ve ışınım enerjileri, elektronları atomlarından kaçabilecekleri noktaya kadar uyarıp, pozitif(+) yüklü çekirdekler ile serbest negatif elektronlardan oluşan, foku fokur kaynayan bir çorba meydana getiriyor. Yani elektrik akımını bakır tel kadar kolay iletebilen ve gazsı bir karışım olan plazma. Elektrik yüklü her nesne gibi plazma da hareket ettiğinde, manyetik alanlar üretiyor. Bu alanlar yön değiştirdikçe, daha fazla akım oluşuyor. Sonuçta bu da, daha fazla manyetik alan meydana getiriyor. GÜNEŞ'İN ÇEKİRDEĞİ(MERKEZİ)
Merkez (çekirdek) bölümü, Güneş'in yakıt kazanı; tüm enerjisinin üretildiği yer. Yarıçapı, Güneş'in yarıçapının ¼ 'ü kadar. Sıcaklığı, yaklaşık 15 milyon °C. İçerdiği malzeme de, çok sıkı paketlenmiş; yani çok yoğun durumda. Böylesine yüksek sıcaklık ve yoğunluksa, nükleer tepkimelerin gerçekleşmesi için ideal koşulları sağlıyor. Yüksek ısıya maruz atomlar yapılarını koruyamayıp bileşenlerine; proton, nötron ve elektronlarına parçalanıyorlar. Nötronlar, yüksüz olmaları nedeniyle, çevre atomlarla fazla etkileşime girmeden, merkezden hızlı bir biçimde "sıvışırken", (+) yüklü protonlarla (-) yüklü elektronlar merkezde kalıp, Güneş'e enerji üretecek tepkimeleri(reaksiyonları) gerçekleştiriyorlar. Yüksek sıcaklıkla fitilleri ateşlenmiş, yani gerekli ısı enerjisiyle donanmış bu kazan dairesi işçileri, sağa sola koşturup, birbirleriyle çarpışmaya başlıyorlar. Tabii yüksek yoğunluk ortamı bu işi kolaylaştırıyor. Farklı parçacıkların, farklı kombinasyonlarla çarpışıp birleşmeleriyle gerçekleşen nükleer "füzyon tepkimelerinin" sonucunda enerji oluşuyor. GÜNEŞ'TE ÇEKİRDEK KAYNAŞMASI(FÜZYON) Tüm yıldızlar gibi Güneş de, kütle çekiminin etkisiyle sürüklenen gaz ve tozların girdap halinde dönerek bir küre oluşturmasıyla meydana geldi. Kütle gittikçe büyürken, merkezdeki hidrojen çok büyük bir basınçla sıkışır. Sonunda, hidrojen çekirdeklerinin bir araya gelerek, çok aşamalı bir tepkimede helyuma dönüşeceği bir füzyon tepkimesini tetikler. Ortaya çıkan çekirdekler, onları oluşturan birleşimdeki hidrojen çekirdeklerinden daha az kütleye sahiptir. Bu kütle farkı, Einstein'ın ünlü; E = mc2 formülüne göre enerjiye dönüşüyor. Bu enerjinin büyük bölümü, gamma ışınları biçiminde ışık olarak taşınıyor. Ki bu, elektromanyetik ışınımın en şiddetli dalga boyudur. Ancak, Güneş'in çekirdeğinin yoğun olması nedeniyle fotonlar, atomlara çarparak saçılıyor ya da soğuruluyor ve yeniden yayılıyor. Foton, Güneş yüzeyine ulaşana dek geçmesi gereken 700.000 kilometrelik yolda ilerlerken o kadar çok enerji harcıyor ki; büyük bölümü görünür ışık olarak adlandırdığımız oldukça önemsiz bir ışınım olarak açığa çıkıyor. Nitekim merkezin hemen üzerindeki bölgede; (Güneş yarıçapının içten dışa doğru % 25'lik kısmından başlayıp, % 85'lik kısmına kadarki bölge), ışınım bölgesi(radiation zone) olarak adlandırılıyor. Bu bölgenin sıcaklığı, merkeze göre daha düşük; ortalama 5 milyon °C kadar. 1950'li yıllarda füzyon modeli doğrulanmıştır. Ancak füzyon sürecinde üretilen ve nötrino denilen, atomdan daha küçük hayaletimsi parçacıklar daha sonra fark edilmiştir. Araştırmacıların onlarca yıl süren araştırmalarına göre, her gün Dünya 'ya çarpması gerektiği öngörülen nötrino miktarının, yalnızca üçte birini saptayabiliyorlardı. Sonunda üç yıl önce, Japonya ve Kanada'daki tesisleri de içeren uluslararası düzeyde dikkate değer bir çaba gösterildi. Ve kayıp nötrinoların, mutasyon geçirip farklı türlere dönüştüğü kanıtlanarak problem çözüldü. GÜNEŞ'İN YÜZEYİ YOK
Işınım bölgesinin üzerindeki konveksiyon bölgesi de, Güneş yarıçapının % 85'ine karşılık gelen bölgeden başlayarak yüzeye kadar uzanıyor. Bu nedenle ışınımla iletim hızı ciddi biçimde düşüyor. Bu yeni iletim biçimindeyse, ışınım bölgesi bitimi ve konveksiyon bölgesi, başlangıçtaki görece sıcak maddenin yükselerek, daha soğuk malzemenin tabana çökmesi söz konusu. Bölge bitimine ulaşan sıcak madde, yeniden serinleyerek aşağı çöküyor. Çökünce yeniden ısınıyor, ısınınca yeniden yükseliyor vs. Bu döngünün oluşturduğu dikey enerji iletimi, ışınımla iletime kıyasla çok daha dolaysız ve hızlı. Enerjinin bu yolla bölgenin sonuna ulaştırılması, bir haftadan biraz uzun. IŞIK KÜRE
Buradan, Güneş yüzeyi olarak betimlenen bölgeye; ışıkküre'ye(fotosfere) geliyoruz. Ancak Güneş'e baktığımızda, gazların birden yoğunlaşarak, saydamlığını neredeyse tümüyle yitirdiği, yaklaşık 500 km kalınlıkta bir sınır bölgesi var. Bir yüzey olarak algıladığımız bu bölge, aynı zamanda Güneş'e bir filtreyle baktığımızda gördüğümüz disk : bir tür hayali yüzey. İçerdiği gazın yoğunluğu da, öyle düşük ki; Dünya'nın deniz düzeyindeki atmosfer basıncının 10 binde 1'ine karşılık geliyor. Enerji, ışıkküre içinde de, ışınım yoluyla iletiliyor; çünkü burada bulunan gazın yoğunluğu, atomların enerji soğurup, sonra da salmalarına elverecek ölçüde incedir. RENK KÜRE Güneş atmosferinin, 'tabanı' sayılan ışıkkürenin hemen üzerindeki bölgeyse renkküre (kromosfer). Yaklaşık 2000 kilometre kalınlığındaki bu tabakada, enerji yine ışınımla iletiliyor. Hidrojen atomları, ışıkküredeki enerjiyi soğurarak, çoğunu hidrojen - alfa ışığı olarak bilinen, kırmızı ışık halinde yayıyorlar. Bu durumda, renkküreyi görmenin en iyi yolu, Güneş'in diğer bütün dalga boylarındaki ışığını devre dışı bırakan, filtrelerden yararlanan teleskoplar kullanmaktır. Tam Güneş tutulması da, bu ince kırmızımsı tabakanın görülmesine olanak sağlıyor. Renkkürenin bir özelliği de, sürekli biçim değiştiren, tırtıklı yapıdaki dış yüzüdür. GÜNEŞ TACI(KORONA)
Sıranın sonunda, Güneş atmosferi olarak betimlenecek taç(korona) kısmı var. Parıltısı, ışıkküreninkine kıyasla çok daha düşük olan bu bölgeyi çıplak gözle ancak Güneş tutulması sırasında görebiliyoruz. Taç'ı görmenin bir yolu da, Güneş diskini perdeleyen özel bir aygıt olan koronagraftan yararlanmak. Taç kısmı, birçok ilginç özellik gösteriyor. Bunlardan biri, normalde Güneş'in iç kısımlarından dışarıya doğru düşme eğilimi gösteren sıcaklığın, burada birden 2 milyon°C'ye kadar fırlaması. Bu ani sıcaklık artışının kanıtlarından biri, salınan elektromanyetik ışınım ve yüksek derecede iyonlaşmış atomların varlığı. Bu tür atomların oluşmasıysa, sıcaklığın milyon derece düzeylerine bağlı. Bu yüksek sıcaklığın bir nedeninin, Güneş'in manyetik alanıyla ilgili olabileceği düşünülüyor. Ancak nedenler hala tam anlamıyla aydınlatılabilmiş değil. Bu bölümden salınan enerji, çok farklı dalga boylarındadır: Uzun dalga boylu radyo dalgalarından, kısa dalga boylu X-ışınlarına kadar değişir. Burası, Güneş'in X-ışını yayını yapabilmesine izin verecek sıcaklıktaki tek bölge. Dünya atmosferine giremeyen bu ışınları görüntülemekse ancak uzay teleskoplarıyla mümkün. Taç kısmının önemli özelliği de, Güneş'in manyetik alanının etkisiyle yer yer farklı şekillere girebilmesi. Bunlar, Güneş'in etkinliğiyle ilgili olarak bize önemli bilgiler sağlayan ipuçlarıdır. (*)Rosetta Taşı, üstündeki yazılarla, Mısır hiyeroglif yazısının çözülmesini sağlayan taş. Nahide İç yaklasansaat.com
1) George Gamow, Güneş Diye Bir Yıldız, çev. Gülen Aktaş, Reşit Canbeyli, İstanbul, 1982.
3) Bilim ve Teknik, Aralık 2003. Untitled Document