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. 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 R_o 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. Güneş disk kenarında görülen aktif loop
prominensi.

Şekil 11. 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. 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.

Şekil 13. Güneş’in karmaşık ve değişken iç rotasyonu. Yüzeye bakıldığında (solda) iyi bilinen diferansiyel rotasyon (sarı) ortalamasından daha hızlı (kırmızı bantlar) ve daha yavaş (yeşil bantlar) bölgeler görülür. Güneş’in iç kısmına doğru (sağdaki kesit) bu bantlar belirli bir derinliğe kadar devam etmektedir. Konvektif bölgenin tabanına yakın (noktalı yarı daire) kırmızı hızlı dönmeyi mavi yavaş dönmeyi gösterir. İki görüntü arasındaki 6 ay süresinde ekvatoral derinliklerdeki hızlı (kırmızı) bant yavaş (mavi) banda dönüşür, halbuki bunların hemen altındaki tabakalar bunun zıddını göstermektedir. Bu çevrim yaklaşık her 1.3 yılda tekrarlanır.

Güneş'in manyetik alanı 200,000 km derinliğe kadar uzanan kaynayan konvektif hareketlerin dönmeyle etkileşmesi sonucu ortaya çıkar. Konvektif hareketler manyetik alanları yaratan elektrik akımlarını üretmekte, dolayısiyle ortaya çıkan manyetik alanlar da daha fazla elektik akımlarının üretilmesine yardımcı olmakta ve böylece bir dinamo etkisi ortaya çıkmaktadır. Manyetik alanın değeri yeteri kadar büyük olduğunda alanı tutan gaz paketi yüzeye doğru bir kaldırma kuvveti ile yükselir. Yüzeyde yani fotosferde bu alanlar kendini iki kutuplu güneş lekeleri olarak gösterir. Alanın en yoğun olduğu noktalar güneş lekesi olarak, daha zayıf olduğu çevre bölgeler ise aktif bölge olarak isimlendirilir. İki kutuplu bu bölgelerin sayılarındaki artma ve eksilme yaklaşık 11-yıllık bir peryod gösterir ki buna güneş leke çevrimi denir. İki kutuplu bölgeler doğu-batı doğrultusunda yönlenmişlerdir ve hakim manyetik polariteleri de bulunduğu yarımkürenin işaretinin zıttıdır. Her bir güneş leke çevriminde bu polariteler yönlerini ters çevirir ve böylece tam bir manyetik çevrim 22-yıl sürer. Manyetik bölgelerin büyüklüğü 100 000 km 'den magnetogramlarla yapılan gözlemlerde ayırmagücümüz olan yaklaşık 500 km 'ye kadar uzanır. Ölçek olarak küçük bölgeler büyük bölgelerden daha fazladır fakat hakim bir büyüklük yoktur. Ancak, her bir boyuttaki manyetik yapının toplam manyetik aktiviteye katkısı vardır ve güneş çalışanların bu durumu gözardı etmemeleri gerekir. Güneş'in derinliklerinde oluşan manyetik alan üretme proseslerinin ayrıntıları, anlaşılması zor olduğundan problemin çözümü göz korkutur. Bununla birlikte manyetik alan üretim mekanizmalarının anlaşılmasında önemli ilerlemeler katedilmiştir. Yakın zamana kadar Güneş'in iç yapısı hakkında sadece teorik yaklaşımlar yapabilmekteydik. Bugünlerde ise Güneş'in iç kısmından gelen son derece düşük frekanstaki ses dalgalarının incelenmesi olan helyosismolojiyle çekirdeğe kadar olan derin tabakalar hakkında gözlemsel sonuçlar çıkarılabilmektedir. Bu dalgalar kendilerini son derece kurnazca Güneş yüzeyinde gösterebilmektedirler. Helyosismoloji, çoğu yaklaşık 5 dakika peryodlu, minnacık yüzey osilasyonlarının milyonlarca frekansını analiz ederek, Güneş'in iç kısmındaki herhangi bir yerin ses hızını dolayısiyle sıcaklık, hareket ve kimyasal bileşimini ölçebilir.

Teorik modellerle helyosismolojinin birbirleriyle uyum göstermesi, gözlenen düşük nötrino akısının gerçek bir problem olduğunu ve bunun fizikçiler tarafından çözülmesi gerektiğini ortaya koymaktadır. Problem nötrinoları anlamamızda yatmaktadır, yoksa Güneş’te değil. Sonuç olarak, fizikçilerin daha önce düşünmedikleri bir ihtimal olan birinden diğerine dönüşen üç tip nötrinoya müsaade eden radikal yeni fikirleri takip etmeleri gerekmektedir.

Gerçi, Güneş’in iç yapısı ile ilgili teori ve gözlem arasındaki uyum mükemmel değildir. Radyasyon ve konveksiyon bölgeler arasındaki sınırın belirlenmesinde 0.004 ‘e varan sapmalar vardır. Bu küçük sapmalar belki de kuvvetli manyetik alanlardan ve konvektif hareketlerin radyasyon bölgesine azda olsa bir karışımından ileri gelmektedir. Bu tür etkiler helyosismoloji ve muazzam bilgisayar hesaplarıyla ayrıntılı incelenmektedir.

Şekil 14. SOHO’da bulunan MDI aleti kullanılarak helyosismoloji ile ölçülen Güneş’in iç kısmının dönme periyotları

Helyosismoloji yapısal bilgiden çok daha fazla bilgi sağlar. Güneş’in içerisindeki oluşumların üç boyutlu hareketli haritalarını sağlar. Göz önüne alınan her hangi bir gaz kabarcığı için açısal momentumun büyük ölçüde korunması gerektiğinden ve gaz kabarcıkları arasındaki açısal momentum değişiminin zor olmasından dolayı teorikçiler Güneş’in dönme eksenine paralel silindirlerde dönmenin sabit olması gerektiğini beklerdi. Fakat görünürde, konvektif karışım veya dalgaların ya da hakim sirkülasyonun birleşmesi neticesinde açısal momentum beklenenden çok daha farklı bir şekilde nakledilir. Bu karmaşık problem üzerine çalışmalar devam etmektedir. Hatta bazı ümit verici sonuçlar da vardır, henüz genel kabul görmüş model yoktur.

Güneş’in iç kısmına doğru ilerlendiğinde dönme profilinde büyük sürprizlerle karşılaşılır. 50000 km kalınlığındaki yüzey tabakası derin iç tabakalardan daha yavaş döner. Hiç kimse bunun nasıl olduğunu bilmiyor. Son zamanlarda helyosismologlar konvektif bölgenin tabanına yakın yerlerde, bir yılı biraz aşan periyotlu, rotasyon hızının bir arttığı bir azaldığını bölgeler keşfettiler. Son bilgiler, Güneş kütlesinin büyük bir kısmını içeren iç bölgelerin katı bir cisim gibi döndüğünü vermeketedir. Konveksiyon simülasyonları, büyük ölçekli diferansiyel rotasyonun nasıl ortaya çıktığına dair bir bakış açısı vermeye başlamış, fakat bu sonuçlar henüz gözlemlerle teyit edilmemiştir.

Şekil 15. MDI ile alınan helyosismogramlardan ölçülen bir güneş lekesinin altındaki bölgede ses hızın bir görüntüsü. En üst yüzey üzerinde güneş lekesi görünen beyaz ışık görüntüsü. Düşey kesit 24000 km ‘ye kadar iner. Kırmızı ortalama ses hızından daha hızlı, mavi ortalamadan daha yavaş bölgeleri gösterir. Ses hızı hem gazın sıcaklığından hem de ortama karışmış manyetik alandan etkilenmektedir. En alt düzlem 22000 km derinlikteki ses hızındaki değişimleri gösterir. Not: Düşey eksen eşele uygun çizilmemiştir

Konveksiyon ve radyasyon bölgesi arasındaki girişimin manyetik alanların üretimi için önemli olduğuna inanmamızı gerektirecek iyi sebeplerimiz var. Bu ara bölgede manyetik alanlar gerilmekte, şiddetlenmekte ve yapılar doğu batı doğrultusunda sıralanmaktadırlar. Manyetik alan belirli bir şiddete eriştiğinde manyetik kaldırma kuvveti onu yukarı doğru yükseltmeye başlar. Fakat problemler vardır. Bilgisayar modelleri manyetik alanın yüzeye kadar parçalanmadan çıkabilmesi için son derece şiddetli olması gerektiğini gösterir. Kutup bölgelerine yakın yüzeye çıkmamaları içinde yeteri kadar şiddetli olmaları gerekmektedir. Zaten bu bölgelerde aktif bölgeler görülmemektedir.

Şayet, bir manyetik alan paketçiği dağılmaya karşı koyacak kadar kuvvetli ise parçalanmaya mani olmalı ve gaz akıntılarını yönlendirmelidir. Bundan dolayı manyetik alanın üretimi için oluşturulacak bir modelin gaz akıntıları ve manyetik alanlar arasındaki birleşmeyi iyi tanımlaması gerekir. Böyle bir model henüz mevcut değildir çünkü yükselen manyetik alanlar için bilgisayar modelleri sadece manyetik alan paketçiklerinin nispeten küçük kaldığı tesir kesitleri için geçerlidir. Bir gaz paketçiği konvektif bölge boyunca yükselirken çevresindeki basınç azaldığından genişleme gösterir, aynı yükselen bir balonun genişlemesi gibi. Hiçbir varsayım yoktur ki paketçik yüzeyin yaklaşık 10000 km altına geldiğinde parçalanmasın. Hiç kimse bu gaz paketçiğinin son kilometreleri genişlemeden ve çok zayıf parçalara ayrılmadan yükselip nasıl hayatta kaldığını anlayamaz; balonun malzemesi patlamasını engelleyecek kadar kuvvetli olmamalı. Son 10000 km Güneş’in 700000 km ’lik yarıçapı ile mukayese edildiğinde küçük görünebilir. Fakat son 6000 km ‘de yoğunluk 1000 faktörü kadar düşmesine rağmen buna paralel olarak genişlemesi gereken manyetik alan paketçiği genişleme göstermez. Manyetik alan tahminlere karşı koyarak kuvvetli, küçük paketçikler şeklinde yüzeyde parçalanma gösterir. Bu paradoks, modelin yüzeyde ortaya çıkan aktif bölgelerin tercih ettikleri yerleri ve bölgelerin yönelimlerini gayet başarılı açıklıyor görünmesine rağmen, büyük derinlikler için geçerliliğinin sorgulanması gerektiğini ortaya koyar.

İlgi çeken bir durum, yüzey altındaki nispeten daha sığ tabakalara kadar olan bölgeye gözlemsel yolla erişilebilmektedir. Zaman-uzaklık (time-distance) veya yerel helyosismoloji (local-helioseismology) olarak isimlendirilen helyosismolojinin yeni bir kolu, bilgisayar simulasyonlarının henüz bize yol gösteremediği bu yüzey altına yakın tabakalardaki ses hızının oluşturduğu küçük pertürbasyonların haritalarını çıkarabilmektedir. Konvektif tabakanın tabanında oluştuğu görülen Güneş’in genel manyetik alanına ilaveten bazı tip küçük jeneratörler muhtemelen konvektif bölgenin tamamında rol oynarlar. Bilgisayar modelleri konveksiyonun onlara neden olan hareket enerjisinin % 20 kadarını ihtiva eden manyetik alanları yaratabileceğini gösterir. Bu tür proseslerin muhtemelen önemli bir kısmı derinliğe bağlı olarak ölçekte oluşur, fakat bunu problemin tamamına uygulamak hala çok zordur. Bilimadamları hala bütün bu ölçeklerin nasıl etkileşebileceğinin yollarını aramaktadır.

Örneğin, teorikçiler büyük ve küçük ölçekli manyetik alan oluşumlarının birleşmesi sonucunda 11 yıllık aktivite çevriminin muntazam olmayan bir modülasyonu olan ve ara sıra meydana gelen uzun dönemli düşük bir aktivitenin ortaya çıkacağına işaret etmektedirler. Böyle bir olay 17^th yüzyıldaki Maunder Minumumu olabilir. Bu dönemde (1645-1715) yaklaşık 70 yıl güneş leke aktivitesi çok düşük seviyelerde seyretmiştir. Bunlar, güneş aktivitesinin uzun dönemli tahmin edilmesi yolunda bizi cesaretlendirici adımlardır.

GÜNEŞ RÜZGARI

Yukarıda belirtildiği üzere Güneş'ten güneş rüzgarı şeklinde sürekli bir madde akıntısı dış uzaya doğru yayılmaktadır. Korona, plazmanın aşırı derecede yapısallaştığı bir bölgedir. Bu yapıyı Güneş'in yüzeyinden dış koronaya kadar uzanan Güneş'in manyetik alanı şekillendirir. Korona pozitif yüklü çekirdekler ve negatif yüklü elektronlar topluluğu olduğundan mükemmel bir elektriksel iletkenliğe sahiptir. Bu iletkenliğin sonucu olarak koronal plazma manyetik alan çizgileri boyunca hareket edebilir. Manyetik alan çizgilerinin kapalı ve açık olmak üzere iki tipi vardır. Kapalı alan çizgilerinin ayakları fotosferde iki noktada demirlenmiş olarak koronaya bir ilmek veya bir yay şeklinde uzanmaktadır. Bu manyetik alan çizgilerin görünür tezahürü prominenslerin hareketinde açıkca görülebilir.

Şekil 16. Aktif bir güneş olayı ile Dünya manyetosferinin etkileşimini gösteren temsili resim.

Açık manyetik alan çizgileri fotosferde sadece bir noktada demirlenmiştir ve gezegenler arası uzaya kadar uzanabilir. İşte bu koronadaki açık manyetik alan bölgeleri bir güneş rüzgarı oluşturacak şekilde dış uzaya doğru uzanır. Genişleyen koronal gaz veya güneş rüzgarı gezegenlerarası uzayı doldurur. Plazmanın içine gömülmüş vaziyette bulunan manyetik alanlar gezegenlerarası manyetik alanı (GMA) oluşturmak üzere güneş rüzgarı ile uzaya taşınır. Yaklaşık 15-20 güneş yarıçapından sonra Güneş'in manyetik alanı güneş rüzgarı akıntısı tarafından idare edilmekte ve hemen hemen radyal bir doğrultuda Güneş'ten uzaklaşmaktadır. Ancak açık manyetik alanların bir ayağı fotosferde demirlenmiş olduğundan ve Güneş'te ekseni etrafında döndüğünden, bu doğrultu Güneş'ten uzaklaştıkça radyallikten sapar ve bir bahçe fiskiyesinden çıkan suyun çizdiği spiral örneğe benzer tarzda bir yayılım gösterir. Radyallikten sapma bir astronomik uzaklıkta, Dünya civarında, yaklaşık 45 dereceye ulaşır, daha ilerlerde alan hemen hemen radyal doğrultuyla 90 derecelik bir açı yapacak kadar eğilir. Güneş rüzgarının bir astronomik birim (1 AB= 150 milyon km) uzaklıktaki ortalama hızı 400 kms-1 dir. Bu hız sabit değildir. Hız, Güneş aktivite çevriminin evresine bağlı olmakla beraber, aktif bir bölgede meydana gelen bir parlama veya koronal kütle atımı gibi aktif olaylarla da direk olarak bağlantılıdır. Güneş rüzgarının hızı 1000 kms-1 'yi geçebildiği gibi 300 kms-1 'ye kadar da yavaşlayabilir. Yakın uzay çevremizde güneş rüzgarının ortalama yoğunluğu santimetreküpte yaklaşık 7 protondır. Dünya'nın manyetik alanı tarafından hapsedilen güneş rüzgarı geomanyetik fırtına ve aurora gibi olaylara neden olur. Güneş rüzgarı yayınlanırken yoğunluğu uzaklığın karesi ile ters orantılı olarak düşer. Rüzgar Güneş'ten yeteri kadar uzaklaştığında helyopause olarak isimlendirilen bir bölgeye gelir ve bu noktadan ileriye gitmesi engellenmeye başlar, ve yerel yıldızlararası ortamın manyetik alanı ve partikülleri güneş rüzgarının hızını 400 kms-1 'den 20 kms-1 'ye kadar düşürür. Bu geçiş bölgesinin yeri tam olarak bilinmemekle beraber direk uzaygemisi ölçümlerinden elde edilen sonuçlardan bölgenin en azından 50 astronomik birimden daha uzakta olduğu yönündedir. 1993'de Voyager 1 ve 2 'den gelen 3 kHz radyasyon gözlemleri bunun durdurucu şoktaki bir radyo patlamasından ortaya çıktığı şeklinde izah edilmişti. Bu patlama Voyager 2 tarafından gözlenen güneş rüzgarındaki bir olayla tetiklenmiş olabileceği şeklinde yorumlanmıştır. Tetiklenme olayı ve 3 kHz radyasyonun gözlenmesi arasındaki zaman gecikmesinden durdurucu şokun uzaklığının 130 ila 170 AB arasında olabileceği sonucu çıkmıştır

GÜNEŞ'İN YAKIN UZAY ÇEVREMİZE ETKİLERİ

Dünya’mızın iki tür koruyucu özelliği vardır. Şayet bu koruyucu özellikleri olmasaydı Güneş’ten direk olarak gelen yüksek enerjili ışınım ve yüklü partiküller yaşam için öldürücü üzeyde tehlikeli olurdu. Birinci koruyucu özelliği, X ve morötesi ışınımın deniz seviyelerine kadar inmesini engelleyen atmosferidir. Enerjitik fotonlar atmosferdeki moleküller çarparak soğurulurlar ve alt seviyelere indiklerinde biyolojik tahribat oluşturmayacak şekilde uzun dalgaboylarında yayınlanırlar. İkinci koruyucu özelliği ise bir manyetik alana sahip olmasındır. Dünay, manyetik alanı sayesinde güneş rüzgarı şeklinde Güneş’ten gelen yüklü partiküllerden canlı organizmaları korur. Güneş’te çok büyük parlamalar olsa bile bu manyetik kalkan vazifesini görür.

Şekil 17. Kuzey kutup ışıkları.

Şekil 18. Kuzey kutup ışıkların uzaydan görünüşü.

Günlük yaşadığımız çevrede mevcut manyetik kuvvet pek önemli değildir. Manyetik alanı tesbit edebilmek için pusula iğnesi gibi hassas bir alete ihtiyaç duyarız. Çevremizdeki materyal, hatta soluduğumuz oksijen ve azot elektriksel olarak nötür yani etkisizdir. Gerçi oksijen atomları negatif elektrik yüklü elektronlar ve pozitif protonlardan oluşmuştur, fakat her iki yük birbirlerini dengelediklerinden elektrik ve manyetik kuvvetler yok olmuş olur. Manyetik kuvvetler nötral atomlara hemen hemen hiç etki etmezler. Ancak Dünya atmosferinin 100 km veya daha üstüne çıktığımızda doğal çevre gayet farklılaşır. Bu yüksekliklerde atmosfer Güneş'in X ve morötesi ışınları (keza diğer nedenlerden dolayı) tarafından ısıtılır, ve bölgedeki atomlardan elektron koparılmasını sağlayarak atomların pozitif yüklü "iyon" haline geçmesini sağlar. Bu elektrik yüklü parçacıklar manyetik kuvvetlerle kuvvetli bir şekilde etkileşir, ve alan tarafından tuzaklandığı gibi idare de edilirler. Uygun bir enerji girişi ile, bu parçacıklar keza yüksek hızlara ivmelendirilebilir, elektrik akımları doğurabilir ve çeşitli tipte radyo dalgaları yayınlamasına sebep olabilir. Bu tür serbest elektron ve iyonların güney (manyetik) kutbuna yakın bir yerden ortaya çıkan manyetik alan çizgileri tarafından rehberlik edilerek tekrar kuzey kutbuna yakın Dünya'ya girdiği bilinmektedir.

Elektronlar ve iyonların kuvvet çizgilerine bir tele dizilmiş boncuklar gibi tutunma eğilimleri vardır. Parçacıklar bu tutumu takınırlarken aynı zamanda enerji düzeylerine bağlı olarak komşu çizgilere de geçiş yapabilirler. Dünya'ya yakın kuvvet çizgilerinin yapısı bölgede bulunan serbest elektron ve iyonların hareket ve davranışlarının çoğunu da belirler. Yakın uzayda manyetik alanları ölçmek için dolanan uydular, kuvvet çizgilerinin her doğrultuda sonsuz uzağa gidemediklerini ve Dünya'nın manyetosferi adını verdiğimiz bir boşluk içinde alan çizgilerinin habsolduklarını tesbit etmişlerdir. Bu bölgenin içinde olayları graviteden ziyade manyetik alanlar tayin etmektedir. Manyetosferin dış kısmındaki uzaya ise Güneş hükmeder. Yani bu dış bölge,Güneş tarafından yayınlanan serbest iyon ve elektronların oluşturduğu hızlı güneş rüzgarıyla şekillendirilir. Dünya üzerinden gözlenen olayların sadece bir kaçı manyetosferden gelir:

Şekil 19. Manyetosfer ve ayrıntıları.

Manyetosferde manyetik alan değişimleri olduğu zaman -ki bunları manyetik fırtınalar veya tali fırtınalar olarak isimlendiriyoruz- özellikle her iki yarım kürede yüksek enlemlerde, açık bir gecede atmosferde yeşilimsi bir kızarıklığa şahit olunur. Sürekli hareket eden ve değişim gösteren bu kızarıklığa uzaydan gelen hızlı elektronların atmosferdeki atomlara ve moleküllere çarpması sebep olur. Kutup ışığı, kutup tanı veya "aurora borealis" adı verilen bu ışıklar yaklaşık 100 km 'lik bir yükseklikte oluşurlar. Kuzey yaryküreden görünen bu ışıklara Kuzey Kutup Işıkları (aurora borealis), Güney yarymküreden görünen ışıklara da Güney Kutup Işıkları (aurora australis) adı verilir. Auroranın yeşil ışığı bilinen hiçbir elementle uyum göstermediğinden bilimadamlarını uzun süre hayretler içinde bırakmıştır. Daha sonra bu ışıklara çok seyrek üst atmosferdeki oksijen atomlarının bulunduğu bazı özel şartların sebep olacağı anlaşıldı. Daha ender görülen kırmızı ışıklara ise gene elektronların oksijen atomlarına fakat çok daha yüksek tabakalarda çarpması neden olmaktadır

Radyasyon Kuşakları: Dünya’nın gerçekte farklı orijinli iki radyasyon kuşağı vardır. Bunlardan birincisi iç kuşak, Explorers 1 ve 3 uçuşları sırasında Van Allen Geiger sayıcısı ile keşfedilmiştir. Bu kuşak ekvatorun hemen üzerinde yoğun olarak belirli bir bölgeyi işgal eder. Nispeten düşük şiddete sahip kozmik radyasyonun bir yan ürünüdür. Uzay araçlarına kolaylıkla nüfuz edebilecek 10-100 Mev enerjilik protonlar çoğunluktadır.

İç radyasyon kuşakları Dünya’ya yakın son derece kararlı bir yörünge oluşturur. Dünya’nın kozmik ışınlardan aldığı enerji miktarı yıldız ışığından aldığı ile mukayese edilebilir düzeydedir. Ancak, zamanla partiküllerin iç kuşakta birikmesi kuşağın şiddetinin artmasını sağlar. Kozmik ışınlar bilindiği gibi her doğrultuda gelen ve Dünya’yı bombardımana tutan hızlı pozitif iyonlardır. Sayıları az olmakla beraber her bir parçacığın enerjisi çok yüksektir. Atomik çekirdeklerle çarpışmaları sonucu kısa ömürlü partiküller yaratsalar da parçacıkların çoğu atmosfer veya yer tarafından absorblanırlar. İkincisi dış kuşak, Pioneer 3 ve 4 uzay sondaları sırasında keşfedilmiş, iç kuşağın dışında tuzaklanmış partiküllerin oluşturduğu geniş muz şeklinde bir yapı arzeder. Bu muz şekli partiküllerin manyetik alana tutunmaları ve alan çizgileri boyunca sürüklenmeleri neticesinde olmuştur. 25 Ocak 2001 tarihine kadar dış kuşağın iyon ve elektronlarının manyetosferin gece tarafında “manyetik kuyruk” boyunca uzanan alan çizgilere tutunmaları sonucu oluşturduğu sanılmaktaydı, ancak IMAGE uydusunun gönderdiği görüntülerde yoğun bir güneş rüzgarı döneminde kuşağın ön kısmının da Güneş'e doğru uzandığı tesbit edilmiştir.

Şekil 20. 25 Ocak 2001 tarihinde IMAGE uydusu tarafından ilk kez büyük ölçekte alınan Dünya'nın manyetosfer tabakası. Güneş'e doğru uzanan bir manyetik kuyruk dikkat çekmektedir.

İç kuşağın aksine dış kuşak sürekli değişim gösterir. Bu bölgede bir dizi karmaşık fiziksel olaylar cereyan etmektedir. Arasıra oluşan şiddetli patlamalar Dünya tarafındaki plazma kuyruğunu Dünya'ya yakın manyetosferin içine iter, bu sırada yüksek voltajlı elektrik alanları üretilir, ancak bu durum kuyruktaki partiküllerin frenlenerek belirli yörüngelere girmesine ve onların yüksek enerjilere çıkmasını da sağlar. Patlama sona erdiğinde elektrik alanda ölür, fakat partiküller kendilerini halka akımlarının yörüngelerinde ve dış radyasyon kuşağında tuzaklanmış olarak kitler. Daha düşük enerjili patlamalar tali fırtınalar (substorm) olarak bilinir, ve bunlar çok daha sık meydana gelirler.

Partiküllerin enerji düzeyleri: Bir gazın atom ve moleküllerinin sürekli hareket halinde olduğunu, birbirlerine hızla çarptıklarını ve bulundukları ortamı hemen doldurduğunu hepimiz biliriz. Gaz ne kadar sıcaksa partiküller o kadar hızlı ve dolayısıyla daha fazla enerjiye sahip olur. Bir plazmadaki serbest iyonlar ve elektronlar da aynı davranışı gösterir. Sıcaklığı bildiğimiz takdirde iyon ve elektronun enerjisini hesaplayabiliriz. Ancak, durum uzayda böyle değildir. Uzayda gözlenen bu parçacıklar genelde çok fazla enerjitik olmakta hatta ışık hızına yakın hızlarda hareket etmektedirler. Bu durumun bir açıklaması, parçacıkların enerjilerini sadece sahip oldukları ısıdan değil aynı zamanda elektrik ve manyetik işlemlerle de kazandıkları şeklindedir. Bu tür enerjileri ölçmek için en uygun birim elektron volttur (ev). Voltaj farkı bir volt olan bir ortamda bir elektronun kazandığı enerji 1 ev 'tur. Doğadaki partiküllerin enerjilerini dış atmosfer tabakalarında cereyan eden olaylarla mukayase ederek biraz daha ayrıntılı bilgi sahibi olmaya çalışalım. Soluduğumuz havadaki bir oksijen veya azot molekülünün enerjisi 0.03 ev 'tur. Moleküller bir mermi hızıyla hareket ederler, ancak enerji ölçeğinde çok düşük enerjiler olarak geçer. Güneş yüzeyindeki (~6000 K) bir atomun enerjisi 0.5 ev mertebesindedir. Dünyanın çekim alanından bir proton veya nötronun kurtulması için gerekli enerji 0.67 ev 'tur. Kutup tanındaki bir elektronun tipik enerji düzeyi 1000 - 15 000 ev arasındadır. Halka akımındaki bir iyonun tipik enerjisi 50 000 ev, Dünya'nın iç ısısının ana kaynağı olan radyoaktif potasyum elektronlarının enerjileri ise 1.4 Mev (mega ev) tur. Manyetosferik bölgeye gittiğimizde parçacıkların enerji seviyeleri anormal artmaktadır. İç radyasyon kuşağında tipik proton enerjileri 10 - 100 Mev, bir güneş patlamasındaki enerji seviyesi ise 10 - 15 000 Mev mertebesinne çıkmaktadır. Kozmik iyonlar arasında enerji seviyeleri 1- 100 000 000 000 Gev (100 bin katrilyon volt) olanlar vardır.

Kaynaklar

http://www-istp.gsfc.nasa.gov/Education/wstart.html
Roger P. Briggs And Robert J. Carlisle, "Güneş Fiziği ve Dünya’ya Etkileri" Boulder
Valley Schools, Editor, Barbara B. Poppe, Space Environment Laboratory National
Oceanic And Atmospheric Administration, Aralık, 1996.
Sky & Telescope, Şubat 2001