Güneş Atmosferi Nedir?

Optik gözlem, Güneş atmosferinin ancak yüzeysel tabakalarının doğrudan incelenmesine olanak verir: Bu “atmosfer”, Yer’inki gibi bir gezegen atmosferinden bütünüyle farklıdır, çünkü Güneş’teki sıcaklık çok daha yüksektir. Ama Güneş atmosferindeki basınç, bizim yeryüzünde alışmış olduğumuz gaz basıncına yakın olup, maddenin özellikleri gaz ortamların klasik yasalarının yardımıyla açıklanabilir. Farklı tabakalar belirlenmiştir: En derindeki, görünür ışığın çıktığı fotosferdir (ışıkküre); onun üstünde, gözlenmesi için özel aygıtlar ya da tutulmalar gibi özel koşullar gerektiren kromosfer (renkküre) bulunur; son olarak, Güneş’ten en uzak olan ve çok zayıf ışıması nedeniyle incelenmesi çok daha güç olan taç tabakası (korona) yayılır. Çoğunlukla gözlem olasılıklarına dayanması bakımından, bu ayrım tümüyle yeterli olmamaktadır; ayrıca, Güneş içindeki maddenin durumunun bağlı olduğu tek parametrenin, yükseklik olduğu izlenimini verir; bu da yanlıştır, çünkü bir yandan Güneş atmosferi belli bir yükseklikte çeşitli düzensizlikler göstermekte, öte yandan, günümüzde ilgilenmekte olduğumuz“normal” Güneş atmosferiyle, “Güneş etkinliği”nin çok önemli olayları birbirine bağlı olmaktadır.

Fotosfer (Işıkküre)

Güneş’in, yalnızca görünür ışınımın değil, kızılaltı ve morötesi ışınımın da aşağı yukarı tamamını yayınlayan en derin tabakasıdır Gökyüzünde gördüğümüz Güneş diski, perspektif olarak izdüşümünden başka bir şey değildir. Diskin kenarı iyice keskindir, bu da, bir gaz kürenin belirli bir yüzeyi olmaması gerektiğinden, insana şaşırtıcı gibi gelir. Bu görünüşe, fiziksel koşulların, derinliğe bağlı olarak çok hızlı değişmesi yol açar; öyle ki, gözlenebilen fotosferin toplam kalınlığı 300 km’yi geçmez; bu da, Güneş’in son derece büyük olan yarı çapına göre çok ince bir tabakadır; ayrıca ışık yayınlayan bölgelerden karanlık olanlara geçiş 100 km’den daha az bir kalınlıkta oluşur, bu da bizim gözlem olanaklarımıza duyarlı olabilmesi açısından çok küçük bir uzaklıktır. Söz konusu kalınlık, Güneş diskinin kenar kararmasıyla saptanmıştır: Gözümüzün bu bölümden algıladığı ışık, Güneş’in kenarındaki en dış, en soğuk ve bu nedenle de parlaklığı en az olan tabakalarından çıkar. Öte yandan, fotosfer diskinin merkezi de tekdüze bir parlaklık göstermez: Hafifçe karanlık olan bir zemin üstünde yayılan ve taneciklenmeye neden olan bir parlak tanecikler topluluğu haline dönüştüğü görülür. Bu olay da fotosferdeki bölgesel sıcaklık değişikliklerinden kaynaklanır. Fotosfer tayfı (ya da Fraunhofer tayfı) karanlık çizgilerle bölünmüş parlak bir zemin gösterir. Bu “sürekli” zeminin ve çizgilerin, tayf ölçümü yasalarıyla incelenmesi, fotosferin farklı düzeylerindeki kimyasal bileşiminin sıcaklığının(4 500°C-7 000°C), basıncının (10-100 milibar) ve yoğunluğunun (metreküpte 0,5-3 gram) saptanmasını sağlar. Daha duyarlı teknikler maddenin hareketlerinin ve magnetik alanın şiddetinin, yönünün, vb’nin incelenmesine de olanak verir.

Kromosfer (Renkküre)

Kalınlığı 8 000 km’ye erişen bu tabakanın parlaklığı fotosferinkinden açıkça daha az olduğundan, özel araçlar kullanılmadan gözlenemez. Bununla birlikte, tam Güneş tutulmaları sırasında, Ay’ın fotosferi tümüyle örttüğü anda kromosfer, Güneş’i çevreleyen ince pembe bir halka biçiminde görülebilmektedir. Kromosferin üst sınırı, taç tabakasının içine sivri uçlar halinde girmiş bulunan dikine uzantılarla (spikül) kaplıdır. Güneş atmosferindeki düzensizliklerin oynadığı önemli rol böylelikle ortaya çıkar. Kromosfer tayfı da, çok özel ve yayınım çizgileri gösteren kesikli bir tayftır (oysa fotosfer çizgileri soğurma çizgileridir). En önemli parlak çizgiler, kromosfere rengini veren hidrojenin kırmızı Ha ve mavi H/3 çizgileriyle, Güneş tayfında hetyumun Yer üstünde ayrılmasından önce gözlenmiş olan D3 sarı çizgisidir. Spiküllerle spiküllerarası madde arasındaki sıcaklık farkı 50 000°C’a çıkabilir. Sıcaklık, fotosfer yakınındaki 4 500°C’lık değerden yaklaşık 50 000°C’a kadar yükselir. Kromosfer, Ha ışınımı yardımıyla gözlenir, çünkü bu ışınımı geçirmez. Söz konusu tabakadan yayılan ışınım, santimetreler bölgesinde, radyo gökbilim araçları yardımıyla da incelenir. Tutulmalar sırasında kromosfer turuncumsu kırmızı bir görünüm alır.

Taç

Kromosferin üstünde beyaz taç bölgeleri milyonlarca kilometreye yayılırlar. İç taç, bir milyon derecedeki bir iyonlaşmış atomlar ve elektronlar gazıdır.Dış taçsa, yayındırıcı tozlardan oluşur. Taç bir yandan radyogökbilimde metre ve desimetre dalga boyu bölgesinde, öte yandan yapay uydular yardımıyla 10A ile 100A arasındaki dalgaboyu bölgesinde incelenir. Son yıllarda taçın yayılma (ya da “buharlaşma”) halinde bulunduğu ortaya konmuştur; bunun sonucu olarak da biz, Güneş’in bozucu etkilerini Yer’e ulaştıran tanecik akımını, yani “Güneş rüzgârını” alırız. Ama Yer atmosferi güçlü bir engel oluşturur; oysa Ay için durum böyle değildir. Üstelik, taç X ışınları ve radyo dalgaları da yayınlar.

Hadi Paylaş!Share on FacebookTweet about this on TwitterShare on Google+Share on RedditPin on Pinterest

Comments

Bir Cevap Yazın

E-posta hesabınız yayımlanmayacak. Gerekli alanlar * ile işaretlenmişlerdir