Create successful ePaper yourself
Turn your PDF publications into a flip-book with our unique Google optimized e-Paper software.
GÜNEŞ’ĐN YAPISI VE MANYETĐK<br />
ETKĐNLĐĞĐ
Güneş’in Özellikleri<br />
Temel Özellikler<br />
Işınımsal Özellikler<br />
Kütle 1.99x10 33 gram ~ 2x10 30 kg 1 M ( = 333 000 M )<br />
Yarıçap 6.96x10 10 cm ~ 700 000 km 1 R ( = 110 R )<br />
Hacim (4/3π R 3 ) = 1.41x10 33 cm 3<br />
Ortalama yoğunluk (M / V) = 1.4 gr/cm 3
Güneş’in Özellikleri<br />
Işınımsal Özellikler<br />
Işınım gücü<br />
Birim zamanda tüm yüzeyinden bütün dalgaboylarında yaydığı enerji<br />
L = 3.9x10 33 erg/sn = 3.9x10 26 Watt<br />
Yüzey sıcaklığı T e =5800 ºK<br />
Enerji üretim gücü (kütle başına üretilen enerji)<br />
ε = L / M = 2x10 -4 Watt/kg
Güneş’in Özellikleri<br />
Temel Özellikleri<br />
Işınımsal Özellikler<br />
Kütle<br />
Yarıçap<br />
Hacim<br />
Ortalama yoğunluk<br />
Işınım gücü<br />
Yüzey Sıcaklığı<br />
Enerji üretim gücü<br />
Kimyasal bileşim<br />
Yaş<br />
%74 H, %25 He, %1 diğer<br />
5,5 milyar yıl
GÜNEŞ’ĐN<br />
YAPISI<br />
ĐÇ YAPI<br />
1) Çekirdek<br />
2) Işımasal (Radyatif) Bölge<br />
3) Ara Bölge<br />
ATMOSFER<br />
1) Kromosfer<br />
2) Geçiş Bölgesi<br />
3) Korona<br />
4) Kon<strong>ve</strong>ktif Bölge<br />
FOTOSFER
Güneş’in Yapısı…
İÇ YAPI<br />
Çekirdek<br />
<br />
<br />
<br />
Enerji üreten Güneş’in<br />
merkezi kısmıdır.<br />
Sıcaklık 15 000 000 ºK <strong>ve</strong><br />
yoğunluk 160 gr/cm 3<br />
civarındadır.<br />
Yüksek sıcaklık <strong>ve</strong><br />
yoğunluk devasa bir basınç<br />
ile sonuçlanır. Basınç değeri<br />
deniz seviyesindeki basıncın<br />
yaklaşık 200 milyar katıdır.<br />
En iç merkezi kısımdan dışa doğru bu değerler azalır <strong>ve</strong> nükleer tepkimeler<br />
için gerekli olan sıcaklık <strong>ve</strong> yoğunluk değerinin altına düştüğü yer, çekirdek<br />
bölgesinin sona erdiği yerdir. Bu bölge Güneş’in merkezinden itibaren<br />
yaklaşık %20 lik bir bölgesini kaplar.
İÇ YAPI<br />
Işımasal Katman<br />
Bu bölge merkezden yüzeye<br />
kadar olan uzaklığın %20lik<br />
kısmından başlar %70<br />
civarında son bulur.<br />
Çekirdekte üretilen enerjinin<br />
yüzeye taşınmasında izlediği<br />
metoda göre<br />
isimlendirilmiştir.<br />
Çekirdekte üretilen enerjiyi<br />
taşıyan ışık fotonları, bu<br />
bölgede bulunan parçacıklarla<br />
etkileşerek enerjilerini üst<br />
katmanlara iletirler.<br />
Fotonlarla taşınan enerji,<br />
çarpışma sayısının çok fazla<br />
olması nedeniyle bu bölgeyi<br />
milyonlarca yılda geçer.<br />
Bu bölgenin alt tabanında sıcaklık 7x10 6 ºK, üst sınırında 2x10 6 ºK,<br />
yoğunluk ise 20gr/cm 3 den 0.2 gr/cm 3 e düşer.
İÇ YAPI<br />
Ara Bölge<br />
Işımasal bölge <strong>ve</strong> kon<strong>ve</strong>ktif bölge arasında yer alan ince bir<br />
tabakadır.<br />
Güneş’in gözlenen manyetik alanının “<strong>Manyetik</strong> Dinamo” adı<br />
<strong>ve</strong>rilen bir süreç ile bu tabakada üretildiğine dair güçlü kanıtlar<br />
vardır.<br />
Bu tabaka boyunca, akışkanların<br />
Bu tabaka boyunca, akışkanların<br />
akım hızında oluşan değişimler<br />
manyetik alanın kuv<strong>ve</strong>t çizgilerini<br />
gererek şeklini değiştirebilir <strong>ve</strong><br />
manyetik alanın şiddetini arttırabilir.<br />
Burada plazma durumunda bulunan<br />
Güneş maddesi, elektrik akımları<br />
üreterek manyetik alan oluşumuna<br />
katkıda bulunur.
Güneş’in manyetik etkinliği<br />
Dinamo teorisi (H.W.Babcock,1961;ApJ;153,572)<br />
DURUM 1<br />
Güneş yüzeyinin haftalar<br />
boyunca lekesiz görüldüğü<br />
bir anda, dönme eksenine<br />
göre simetrik iki kutuplu<br />
(bipolar) manyetik alan<br />
çizgileri ± 55° enlemlerinden<br />
Güneş yüzeyi dışına<br />
çıkarken Güneş’in içinde<br />
kon<strong>ve</strong>ktif katmanın n tabanına na<br />
kadar girerek bu derinlikteki<br />
(0.1 R ) küre yüzeyi<br />
boyunca uzanır.<br />
Dikpati and Gilman, “Global solar dynamo models”, 2007
Güneş’in manyetik etkinliği<br />
Dinamo teorisi (H.W.Babcock,1961;ApJ;153,572)<br />
DURUM 2<br />
Diferansiyel dönme,<br />
boylamsal manyetik alan<br />
çizgilerini ekvatora<br />
paralel hale getirilinceye<br />
kadar kon<strong>ve</strong>ktif katmanın<br />
tabanına sarar <strong>ve</strong><br />
zayıflatır. Kon<strong>ve</strong>ksiyon<br />
bu manyetik alanı yerel<br />
aktif bölgeler oluşturacak<br />
şekilde yüzeye taşır.<br />
Dikpati and Gilman, “Global solar dynamo models”, 2007
Güneş’in manyetik etkinliği<br />
Dinamo teorisi (H.W.Babcock,1961;ApJ;153,572)<br />
DURUM 3<br />
Çift kutuplu bu yapılar<br />
yüzeyde öncü <strong>ve</strong> artçı leke<br />
bölgelerini oluşturur.<br />
Dikpati and Gilman, “Global solar dynamo models”, 2007<br />
Bu süre boyunca Güneş’in yüzeyi çok sayıda<br />
aktif bölge ile kaplanır <strong>ve</strong> leke çevriminin<br />
maksimumuna ulaşılır.Yükselerek genişleyen<br />
aktif bölgeler Coriolis kuv<strong>ve</strong>tlerinin etkisi altında<br />
burulur.
Güneş’in manyetik etkinliği<br />
Dinamo teorisi (H.W.Babcock,1961;ApJ;153,572)<br />
Dikpati and Gilman, “Global solar dynamo models”, 2007
Güneş’in manyetik etkinliği<br />
Dinamo teorisi (H.W.Babcock,1961;ApJ;153,572)
Güneş’in manyetik etkinliği<br />
Dinamo teorisi (H.W.Babcock,1961;ApJ;153,572)<br />
http://www.gsfc.nasa.gov/
Güneş’in manyetik etkinliği<br />
Dinamo teorisi (H.W.Babcock,1961;ApJ;153,572)<br />
DURUM 4<br />
Meridyonel hareketlerle enlemsel manyetik alan tekrar<br />
boylamsal manyetik alana dönüşür. Ancak yeni oluşan bu<br />
manyetik alan başlangıçtakiyle zıt kutupludur. Bu yolla leke<br />
çevriminin sonuna yaklaşılır.<br />
Dikpati and Gilman, “Global solar dynamo models”, 2007
Güneş’in manyetik etkinliği<br />
Dinamo teorisi (H.W.Babcock,1961;ApJ;153,572)<br />
Böylece başlangıçtaki<br />
boylamsal manyetik alan<br />
tamamen sönümlenmiş <strong>ve</strong><br />
buna zıt polaritede bir<br />
boylamsal manyetik alan<br />
oluşturulmuştur. Bu aşama bir<br />
sonraki leke çevriminin<br />
başlangıcıdır. “<strong>Manyetik</strong><br />
dinamo” çevriminin yarısı<br />
tamamlanmış olur. Bu<br />
aşamayı takip eden ikinci leke<br />
çevrimi tamamlanıp<br />
boylamsal manyetik polarite<br />
tekrar başlangıçtaki haline<br />
dönünce “manyetik alan<br />
çevrimi” de tamamlanmış<br />
olur.<br />
Dikpati and Gilman, “Global solar dynamo models”, 2007
İÇ YAPI<br />
Kon<strong>ve</strong>ktif Katman<br />
Güneş’in iç yapısının en<br />
dış katmanıdır. Derinliği<br />
yaklaşık 200 000 km dir.<br />
Bu bölgenin alt tabanında<br />
sıcaklık 1x10 6 ºK<br />
civarındadır. Ortalama<br />
Yoğunluk = 20.10 3 kg/m 3 .<br />
Bu bölge boyunca enerji taşınması madde hareketleri ile olur.<br />
Katmanın daha derin bölgelerinden ısınan akışkan genleşerek<br />
yükselir <strong>ve</strong> yüzeye yaklaştıkça soğur. Soğuyan madde tekrar geri<br />
dönerek daha derin katmanlara doğru iner <strong>ve</strong> bu şekilde devam<br />
eder.
Kon<strong>ve</strong>ksiyon<br />
Sıcak damla yükselir<br />
Soğuk<br />
su<br />
batar<br />
<br />
Kon<strong>ve</strong>ktif hareket, ısınan yıldız maddesinin bir kanaldan yukarı<br />
çıkması <strong>ve</strong> soğuk maddenin içeri çökmesi olayıdır. Bu nedenle<br />
Güneş, tıpkı kaynayan bir bulgur kazanı görüntüsüne sahiptir.
Kon<strong>ve</strong>ktif katmanın en dışında yoğunluk sıfıra yakındır,<br />
sıcaklık ise 5800 ºK kadardır.
Güneş’in iç yapısını tekrar hatırlayalım:
FOTOSFER<br />
Güneş’in görünür dalgaboylarında (3000 – 10000Å)<br />
algılanan yüzeyidir. Kon<strong>ve</strong>ktif bölge üzerinde yer alır <strong>ve</strong><br />
yaklaşık 500 km kalınlığındadır. Kararlı <strong>ve</strong> homojen bir<br />
yapıya sahip değildir.<br />
Güneş’in yüzey bölgesinde bazı oluşumlar vardır:<br />
Güneş’in yüzey bölgesinde bazı oluşumlar vardır:<br />
Bulgurlanma (Granulation): Güneş’teki kon<strong>ve</strong>ktif<br />
hareketlerin fotosferdeki görüntüsüdür. Yüzeye<br />
yeni çıkan kısım parlak, iç kısma dönen yer<br />
karanlık görülür.<br />
Güneş Lekeleri (Spot): Görünen parlak Güneş<br />
diskinin üzerindeki siyah noktalardır.<br />
Meşale (Facula): Lekeler civarında gözlenen <strong>ve</strong><br />
fotosferden daha parlak alanlardır.
Fotosferde Güneş Faaliyetleri<br />
Güneş Lekeleri <strong>ve</strong> zamanla değişmesi<br />
B<br />
D<br />
Leke gözlemlerinden;<br />
lekelerin güneş diski<br />
üzerinde hareket yönü<br />
B<br />
D<br />
13 - 13.5 gün sonra<br />
B<br />
D<br />
1<br />
Dönem (P) = 26-27 gün<br />
2<br />
* Lekelerin hareketinden Güneş’in Doğu - Batı yönünde döndüğü <strong>ve</strong><br />
Dünya’daki bir gözlemciye göre ortalama 27 günde bir tam devir<br />
yaptığı sonucu elde edilir.
22 Eylül 2000
23 Eylül 2000
Güneş Lekesi<br />
14.03.2006
Tam gölge<br />
Yarı gölge
Fotosferde Güneş Faaliyetleri…<br />
√<br />
Farklı enlemlerdeki lekelerden farklı hareket hızları<br />
bulunmaktadır. Küçük enlemlerde daha hızlı hareketlere<br />
sahipler (lekelerin enleme bağlılığı). Kutuplara gidildikçe<br />
dönme hızı düşer.<br />
“Diferansiyel dönme hareketi”<br />
Enleme bağlı dönme hareketidir.<br />
Güneş’in katı cisim gibi dönmediğinin bir kanıtı.
Diferansiyel Dönme, Ω
Güneş’in manyetik alanında görülen değişimler <strong>ve</strong><br />
bunların sonucu olarak ortaya çıkan yüzey parlaklık<br />
dağılımındaki düzensizliklerin temel kaynağı Diferansiyel<br />
Dönmedir.<br />
Boylamsal <strong>Manyetik</strong> Alan<br />
Diferansiyel Dönme Enlemsel <strong>Manyetik</strong> Alan<br />
Kon<strong>ve</strong>ksiyon<br />
Lekeler Flare<br />
Prominens<br />
... düzensizlikler
Fotosferde Güneş Faaliyetleri…<br />
√<br />
Güneş leke bolluğu zamanla değişiklik gösterir; zamanla leke sayıları<br />
artar <strong>ve</strong> azalır. Günlük, haftalık <strong>ve</strong>ya aylık leke gözlemlerinden Toplam<br />
Leke Sayıları (N) <strong>ve</strong>ya Leke Alanları (A) tespit edilebilir. Sistematik<br />
uzun süreli N <strong>ve</strong> A ortalamaları diyagrama geçirildiğinde;<br />
N <strong>ve</strong>ya A<br />
Güneş Leke Çevriminin Dönemi<br />
9 yıl < P < 14 yıl<br />
P=Çevrim (cycle)<br />
Zaman (t)
Fotosferde Güneş Faaliyetleri…<br />
√ Her Güneş lekesinde manyetik alan vardır. Lekelerin<br />
manyetik alanla ilişkisi 1908 Hale tarafından ortaya<br />
çıkarıldı. Lekeler manyetik alanların yoğunlaştığı<br />
yerlerde oluşurlar.<br />
<strong>Manyetik</strong> alan şiddeti (B) ∼ Leke boyutu
Fotosferde Güneş Faaliyetleri…<br />
√ Gözlenen Güneş lekelerinin fotosfer üzerindeki enlemleri zamanla<br />
yer değiştirir.<br />
Kelebek Diyagramı<br />
Her leke grubu dikey 1° °’lik simgelerle noktalanmıştır.<br />
<br />
Lekelerin tercihli enlemleri açısından belirgin bir sınır vardır.<br />
<br />
Lekeler ± 45° enlemlerinden daha üst enlemlerde oluşmamaktadır<br />
<br />
Lekeler ilk oluşum um bölgesi açısından<br />
± 30 - 40° enlemler arasını tercih<br />
etmektedir.<br />
<br />
Güneş’in diferansiyel dönme etkisi altında bir çevrim boyunca evrimleşen<br />
en<br />
manyetik alanla, leke oluşum um <strong>ve</strong> görünme bölgeleri ekvatora doğru kaymaktadır.<br />
David Hathaway, NASA Marshall Space Flight Center
Maunder Diyagramı<br />
<br />
<br />
<br />
Her gün gözlenen leke sayıları<br />
yıllık ortalamalara çevrilir Wolf<br />
sayısı<br />
Wolf sayısı, matematiksel bir<br />
bağıntı ile standart hale getirilir<br />
Standart hale getirilmiş Wolf<br />
sayısı zamana göre grafiğe<br />
geçirilir<br />
Yıllık ortalama leke sayılarının 11<br />
yıllık aralıklarla birbirini takip<br />
eden maksimum <strong>ve</strong> minimumlar<br />
<strong>ve</strong>rdiği görülür<br />
http://www.ngdc.noaa.gov
Leke çevrimi (1985-2005)<br />
Enlem<br />
Kelebek diyagramı (1985-2005)<br />
Tarih
Lekelerin yüzeyde kapladıkları alanların<br />
zamanla değişimi (1875-2008).
Leke Sayısı Tahminleri<br />
http://sohowww.nascom.nasa.gov
Güneş’in <strong>Manyetik</strong> Etkinliğinin Dünya’ya Etkileri<br />
http://sohowww.nascom.nasa.gov
Güneş’in <strong>Manyetik</strong> Etkinliğinin Dünya’ya<br />
Etkileri<br />
www.photon-echoes.com/aurora-meteor_images.htm
Güneş Atmosfer Katmanları<br />
a) Kromosfer<br />
b) Geçiş Bölgesi<br />
c) Korona
a. KROMOSFER<br />
Güneş’in fotosfer katmanının üzerinde yer alır. Düzgün bir şekli<br />
yoktur. 2000-3000 km kalınlığındadır.<br />
Tam Güneş Tutulması sırasında fotosferin tamamen örtüldüğü<br />
zaman Güneş’in çevresinde parlak bölge şeklinde görülür.<br />
Renk küre olarak da adlandırılır.<br />
Kromosferik Ağ<br />
Flamentler <strong>ve</strong> Plaj Bölgeleri<br />
Prominensler (Fışkırmalar)<br />
Spiküller<br />
Güneş Patlamaları (Flareler)<br />
Kromosferdeki olaylar çevrim bakımından birkaç aylık zaman<br />
gecikmesi ile oluyor. <strong>Manyetik</strong> alan kökenliler.
a. KROMOSFER…<br />
Tutulmalar esnasında, kromosfer hakkında elde<br />
edilen ilk önemli <strong>ve</strong>riler:<br />
Derinliği birkaç bin kilometre kadardır.<br />
En yüksek sıcaklık yaklaşık 25000 ºK kadardır.
Kromosfer Katmanı<br />
1. Kromosferik Ağ<br />
Kromosferik ağ,<br />
ağ benzeri yapısı<br />
ile Hidrojen’in Hα<br />
<strong>ve</strong> Kalsiyum’un<br />
Ca II K çizgileri<br />
ile rahatlıkla<br />
görülebilir.
Kromosferik ağ, süpergranüllerin içindeki<br />
akışkan hareketleri nedeni ile oluşan<br />
manyetik alandan ileri gelir.<br />
Bu alanlar süper granüllerin aralarında bir<br />
ağ oluşumuna neden olur.
Kromosferik Ağ
2. Flamentler<br />
İplikçik gibi gözüken<br />
yapılardır <strong>ve</strong> Hα ile<br />
rahatlıkla<br />
görülebilirler.<br />
Flamentler manyetik<br />
alan döngüleri<br />
boyunca atmosferin<br />
yukarısına taşınan<br />
<strong>ve</strong> göreli olarak<br />
daha soğuk olan<br />
yapılardır.
3. Prominensler<br />
<br />
<br />
Prominensler,<br />
Güneş’in dönmesi<br />
nedeniyle<br />
flamentlerin Güneş<br />
diskinin (kromosfer<br />
görüntüsünün)<br />
kenarının ötesinde<br />
görünenleridir.<br />
Flamentler <strong>ve</strong><br />
Prominensler<br />
günlerce <strong>ve</strong> hatta<br />
haftalarca<br />
durgunluklarını<br />
koruyabilirler.
4. Spiküller<br />
<br />
Spiküller küçük, jet<br />
benzeri kromosfer<br />
yapılarıdır (küçük<br />
çıkıntılar).<br />
<br />
Yandaki Hα fotoğrafında<br />
görünen kısa siyah<br />
çizgilerdir.<br />
<br />
Ömürleri birkaç dakika<br />
kadar sürmekte <strong>ve</strong><br />
Korona’ya 20-30 km/sn’lik<br />
hızlarla içerdeki<br />
maddeleri<br />
fırlatmaktadırlar.
5. Güneş Patlamaları (Flareler)<br />
<br />
Flamentler (<strong>ve</strong>ya<br />
prominensler<br />
tarafından ilmeklerin<br />
üst<br />
kısımlarına<br />
sıkıştırılan plazma<br />
eğer ilmeğin<br />
manyetik kuv<strong>ve</strong>tini yenecek basınca<br />
ulaşırsa kurtularak dışarı atılır.<br />
<br />
Bu<br />
olay sonucu<br />
flare<br />
fışkırmalar meydana gelir.<br />
dediğimiz
. GEÇİ BÖLGESİ<br />
(The Transition Region)<br />
Geçiş bölgesi, düzensiz yapıdaki ince katmandır.<br />
Kromosferde 20.000 C° olan sıcaklıklar bu bölgede<br />
1.000.000 C°’ ye kadar ulaşır.<br />
Hidrojen bu sıcaklıkta tamamen iyonize olduğundan ilgili<br />
ışınım izlenemez. Ağırlıklı olarak 3 kez iyonlaşmış<br />
Karbon, Oksijen <strong>ve</strong> Silisyum atomlarına ilişkin ışınım<br />
yayınlanmaktadır.<br />
Bu ışınımların dalgaboyları morötededir. Bu nedenle<br />
yerden izlenemez <strong>ve</strong> ancak yer atmosferi dışındaki<br />
gözlem uyduları ile algılanabilir. Bu alanda yapılan en<br />
son uydu gözlemi SOHO uzay aracı ile yapılmıştır.
c. KORONA<br />
Güneş’in en üst atmosfer<br />
katmanıdır. 10 R uzaklığa<br />
kadar uzanır. Yoğunluğu çok<br />
düşük, sıcaklığı birkaç 10 6 K<br />
kadardır. Güneş ışığına<br />
katkısı çok az, fotosferin<br />
yayınladığı ışık şiddetinin<br />
milyonda biri kadardır.<br />
Ya Tam Güneş Tutulması<br />
sırasında ya da koronagraf<br />
ile gözlenebilmektedir.<br />
Üstte çevrimin minimumunda, altta ise çevrimin<br />
maksimumunda alınmış korona görüntüleri yer almaktadır.
Korona …<br />
Korona’da akımlar,<br />
ilmekler <strong>ve</strong> tüycükler<br />
gibi yapılar görülür.<br />
Korona’nın yapısı<br />
tutulmadan tutulmaya<br />
leke çevrimine bağlı<br />
olarak değişiklik<br />
gösterir.<br />
Tutulmanın<br />
gerçekleştiği birkaç<br />
dakika içerisinde bu<br />
koronal faaliyetler<br />
incelenebilir.
Korona…<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
Korona da 1.000.000 C°’yi<br />
aşan aşırı derece ışıtılmış<br />
<strong>ve</strong> elektronlarını<br />
kaybetmiş Hidrojen <strong>ve</strong><br />
Helyum bulunmaktadır.<br />
Karbon, Azot <strong>ve</strong> Oksijen<br />
gibi daha az bulunan<br />
elementler de bu<br />
sıcaklıklarda sadece<br />
çekirdeklerini<br />
koruyabilirler.<br />
Demir <strong>ve</strong> Kalsiyum gibi<br />
daha ağır elementler ise<br />
ancak birkaç elektronunun<br />
üzerinde tutabilir.<br />
İşte bu yüksek dereceden<br />
iyonize olmuş gaz, bize<br />
salma çizgileri <strong>ve</strong>rir.
Korona …<br />
Korona yüksek sıcaklığından dolayı en parlak X-Işın Bölgesinde<br />
gözlenir.<br />
<br />
Bu sayede Güneş’e X-Işın bölgede baktığımızda sadece<br />
kenarlarında değil tüm Güneş’diski üzerinde de koronanın<br />
yapısını görme imkanını buluruz.
KORONA’daki oluşumlar<br />
Miğfer Akımları<br />
Kutupsal Tüycükler<br />
Koronal İlmekler<br />
Koronal Delikler
1. Miğfer Akımları<br />
Miğfer Akımları,<br />
Güneş lekeleri <strong>ve</strong><br />
aktif bölgelerin<br />
Koronadaki<br />
uzantılarıdır.<br />
Prominensler ya da<br />
Flamentler,<br />
sıklıkla bu<br />
bölgeler boyunca<br />
uzanırlar.
Miğfer Akımları
2. Kutupsal Tüycükler<br />
<br />
<br />
Kutupsal<br />
Tüycükler,<br />
Güneş’in kuzey <strong>ve</strong><br />
güney<br />
kutuplarından<br />
dışarı uzanan ince<br />
uzun akımlardır.<br />
Güneş’in<br />
kutuplarında<br />
bulunan açık<br />
manyetik alanlar<br />
ile oluşurlar.
Kutupsal Tüycükler
Kutupsal Tüycükler
3. Koronal İlmekler<br />
<br />
Koronal ilmekler aktif<br />
bölgeler <strong>ve</strong> Güneş<br />
Lekeleri civarında<br />
bulunurlar.<br />
<br />
Bu yapılar Güneş’in<br />
manyetik bölgelerini<br />
birbirine bağlayan kapalı<br />
manyetik ilmeklerdir.
Koronal İlmekler
4. Koronal Delikler<br />
<br />
Korona’nın karanlık<br />
olduğu bölgelere<br />
koronal delikler denir.<br />
<br />
Bu özellik ilk olarak yer<br />
atmosferi dışından X-<br />
Işın teleskopları ile<br />
alınmış görüntülerden<br />
bulunmuştur.<br />
<br />
Açık manyetik alanların<br />
bulunduğu Güneş’in<br />
kutup kesimlerinde<br />
bulunurlar.
Koronal Delikler
5. Güneş Rüzgarları<br />
<br />
<br />
Güneş’te püskürmeler<br />
sırasında (flareler, koronal<br />
kütle atımları), madde<br />
sıkışmış ilmeklerden<br />
Güneş’in dışına taşınır.<br />
Güneş rüzgarları hep aynı<br />
yapıda değildir. Herzaman<br />
Güneş’ten dışarı<br />
yönelmiştir ancak hızı <strong>ve</strong><br />
taşıdığı manyetik bulutun<br />
miktarı değişmektedir.<br />
Hızları 800 km/sn ile 300<br />
km/sn olarak değişmekte<br />
<strong>ve</strong> tek bir hıza sahip<br />
olmayıp farklı hızlarda<br />
komposit bir görüntü<br />
oluşturmaktadır.
Güneş Rüzgarları<br />
Karşılaştırma<br />
için Yer’in<br />
boyutu.
SOHO<br />
Solar and Heliospheric Observatory<br />
SOHO, 1995 Aralık’ında Atlas Centaur roketi ile uzaya yollandı. Mart 1996’dan itibaren Güneş gözlemlerine<br />
başladı.<br />
http://sohowww.nascom.nasa.gov
http://sohowww.nascom.nasa.gov/
Kaynaklar<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
Dikpati and Gilman;“Global solar dynamo models”, , 2007<br />
Korhonen, Heidi; “Magnetic Activity in The Sun and The Stars”, , Sunum<br />
Babcock, H.W.; “The Sun’s Magnetic Field”, , 1963<br />
Babcock, H.D.; “The Sun’s Polar Magnetic Field”, , 1959<br />
Dikpati, “Polar flux Cross Equatorial Flux and Dynamo Generated<br />
Tachocline Toroidal Flux as Predictors of Solar Cycles”, 2007<br />
Freedman R.A., Kaufmann W.J., “Uni<strong>ve</strong>rse”,, 6 th ed., 2002<br />
Selam S.O. “Soğuk Yıldızların Üst Atmosferleri”, , Ders Notu<br />
Yüce K. “Güneş Fiziği” Ders Notları<br />
http://sohowww.nascom.nasa.gov
Change language