4.2 Bir Yıldız Olarak
Güneş
Isı ve ışık kaynağımız olan Güneş,
kendi enerjisini kendi içinde üreten orta büyüklükte bir yıldızdır. Yaşamın
devamı güneş enerjisine ve Yer'in Güneş'ten uzaklığının buna çok uygun olmasına
bağlıdır.
Yer atmosferi dışında birim alana
bütün dalgaboylarında düşen Güneş enerjisi S =1368 watt/m2
ölçülmüştür. Buna güneş sabiti denir. Çeşitli yöntemlerle yapılan
ölçümler, Yer'in Güneş'ten ortalama uzaklığı için r = 1.GB = 1.495x1011 m vermektedir.Bu uzaklığı ışık hızına
böler ve çıkan saniye sayısını dakikaya çevirirsek görürüz ki Güneş'in ışığı
Yer'e 8.3 dakikada ulaşır.Güneş her yöne ışınım saldığına göre, Güneş'ten bir
saniyede çıkan toplam ışınım 8.3 dakika sonra yarıçapı 1 GB olan küre yüzeyine
ulaşmıştır. O hâlde, bu küre yüzeyindeki toplam güneş enerjisi, Güneş'in 8.3
dakika önce bir saniye içinde saldığı toplam enerjiye eşit olmalıdır. Böylece,
kürenin yüzey alanı 4πr2 olduğuna göre, Güneş'in birim zamanda (bir
saniyede) saldığı enerji, yani ışınım gücü,
LΘ= S4πr2 = (1368 W/m
)(4 π)(1.495x1011)2 = 3.8x1026 W
olmalıdır. Bu büyük bir enerjidir.
Yer üzerine bunun milyarda birinden daha azı düşmektedir.
Yıldızlar çok uzak olduğu için ışık
noktası gibi görünürler, halbuki Güneş yakın olduğundan disk gibi ve belli bir
açı altında görülür. Bu açıyı her zaman ölçebiliriz. Güneş'in bize uzaklığını
bildiğimizden basit bir geometri Güneş'in çapını verir (Şekil 4.3). θ açısı küçük olduğundan
geometri bağıntısı şöyle yazılabilir:
d = r•θ =1.495x1011 x 0.532 x π /180
= 1392000 km
R =\F(1,2) d = 696000 km
bulunur.
Şekil 4.3: Güneş çapının
hesaplanması
Kepler'in üçüncü yasası yardımı ile
Güneşin kütlesi için MΘ=2x1030 kg
bulunmuştur, yani Güneş Yer'den yaklaşık 300000 kez daha kütlelidir. Kütle ve
hacimden ortalama yoğunluk 1.4 g/cm3 bulunur. Bu, Güneş'in katı
olduğu anlamına gelmez. Güneş, sıcaklık ve basıncın belli koşulları altında,
kütle çekimi ile dengede olan kararlı bir gaz küresidir.
Güneşin Enerji
Kaynağı
Güneş yüzeyinden salınan enerjinin
4x1026 watt olduğunu gördük. Bu müthiş enerjinin
kaynağı, Güneş'in merkezinde, hidrojen bombasına benzeyen fakat denetim altında
işleyen çekirdek tepkimeleridir. Bu tepkimelerde atomlar kaynaşır, daha ağır
elementler oluşur.Bu arada açığa çıkan enerji, Güneş'in-yıldızlarda yıldızın-yüzeyinden uzaya
salınır.
Güneş merkezinde sıcaklık 15 milyon
°K ve basıncı 1 milyar atmosferdir (1 atmosfer = deniz seviyesindeki atmosfer
basıncı). Bu merkez bölgeye, bundan böyle özek diyeceğiz. Özekteki "yakıt"
hidrojendir. Hidrojen evrende en basit ve en bol olan elementtir.
Olağan koşullarda iki artı yük
birbirini iter. Güneş özeğinde yüksek sıcaklık ve basınç koşullarında protonlar
birbirine öyle yaklaşabilirler ki güçlü çekirdek kuvveti elektrostatik itme
kuvvetini yener ve iki proton birbirine kenetlenir, böylece yeni bir izotop ya
da element oluşur. Güneş'in özeğinde meydana gelen proton-proton zinciri adı verilen
tepkimelerin özeti :
4H ∅ He + E
olur. Burada, H hidrojen atomunun
çekirdeğini (proton), He helyum atomunun çekirdeğini, E de açığa çıkan enerjiyi
göstermektedir. Görüleceği gibi, 4 tane hidrojen atom çekirdeği birleşip bir
helyum atomu çekirdeği oluşturmaktadır. Bir helyum çekirdeğinin kütlesi 4 tane
hidrojenin kütlesinden 0.029 akb kadar daha azdır. (akb = atom kütle birimi =
12C atomunun kütlesinin 12 de biri = 1.66x10-27 kg ).
Bu kütle artığı Einstein'in E=mc2 formülüne göre ışık enerjisine
dönüşür. Burada c ışık hızı, m ise ışığa dönüşen kütledir. Sayıları yerine
koyalım:
E = 0.029 akb x1.66x10-27 kg/akb
x
(3x108 )2 = 4x10-12
joule
4 tane hidrojenden bu kadar enerji
elde edildiğine göre Güneş'in yüzeyinden salınan 4x1026 watt'lık
enerjiyi karşılamak için saniyede 4.5 milyon ton kütle harcandığını kolayca
hesaplayabilirsiniz. Fakat Güneş'in içini ve içindeki atomları görmeden, gök
bilimciler ve fizikçilerin, bu enerji kaynağını bulmaları öyle kolay olmadı.
Güneş bu tempoda 5 milyar yıl daha özekte hidrojen yakabilir. Bu enerji üretimi
15 milyon kelvinlik özek sıcaklığında başlıyor ve sürdürülüyor. Sıcaklık dışa
doğru azaldığından özek dışında enerji üretimi yoktur. Beş milyar yıl sonra
Güneşin özekteki yakıtı helyum olacaktır.
Güneş'in İç Yapısı
Güneş enerjisinin üretildiği bölge,
çekirdek tepkimelerinin yer aldığı özek bölgesidir (Şekil 4.4). Bu enerji dış
katmanlara taşınmakta, oradan da uzaya yayılmaktadır. Gök bilimciler, Güneşte
- ve
yıldızlarda -
enerjinin esas olarak ışınımla ve konveksiyonla (kütle hareketiyle) taşındığına
inanırlar. Özek bölgesini çevreleyen ve enerjinin ışınım yoluyla taşındığı
bölgeye, ışımasal bölge denir. Özekte üretilen bir foton, Güneş'in yüzeyine bir
doğru boyunca ulaşamaz, fakat yıldız maddesi ile çarpışır, saçılır, soğurulur ve
yeniden salınır. Hesaplar gösteriyor ki tek bir fotonun yüzeye ulaşması bir
milyon yıl almaktadır, yani bizim şimdi gözlediğimiz güneş ışığı, özekte bundan
bir milyon yıl önce üretilmişti. Bu nedenle biz Güneş'in özeğini değil
fotonların en son salındığı dış katmanları görüyoruz.
Şekil 4.4: Güneşin
katmanları.
Işımasal bölgeyi çevreleyen bir
sonraki katman konvektif zarftır. Burada enerji, katmandaki maddenin hareketi
ile taşınır: Sıcak gazlar yükselip taşıdığı enerjiyi ışık küreye bırakır, soğur
ve geri dökülüp yeniden ısınır. Bir odadaki radyatör ya da sobanın ısıttığı hava
yükselir, tavan düzeyinde yayılır, soğuyup odanın öteki tarafından aşağı çöker;
oluşan bu dolaşım, konveksiyondur. Güneş'in ışımasal bölgesinden gelen büyük
miktarlardaki enerjiyi taşıyabilmek için konveksiyon hareketi çok belirgin
olmalıdır.
Bu hareket, beyaz ışıkta çekilen
Güneş fotografında belli olmaktadır; yüzey lekeli görünümdedir, buna
"bulgurlanma" denir. (Şekil 4.5). Parlak lekeler yükselen gaz sütunlarını,
karanlık kısımlar çökmekte olan soğumuş gazları temsil etmektedir. Konvektif
hücreler, birkaç yüz km genişliğinde ve derinliğindedir.
Güneş'in Atmosferi
Güneş atmosferi, Güneş'in en dış
katmanlarıdır. Konvektif zarfın, güneş ışığını doğrudan aldığımız üst kısmına
ışık küre denir. Güneş tayfı, birkaç km kalınlığındaki ışık kürenin kimyasal
bileşimini verir. Beyaz ışıkta (filtresiz) çekilen fotografta görülen "kenar
kararması" (Şekil 4.6) yüzeyden içe doğru sıcaklığın arttığının kanıtıdır: Güneş
katı disk değil, bir gaz küresidir. Kenara doğru baktığımızda bakış doğrultumuz
daha sığ, soğuk ve dolayısıyla daha az ışınım salan katmandan geçer. Görülen
disk her yerde eşit parlaklıkta değil, kenara doğru kararır. Kararmanın miktarı
sıcaklığın derinlikle değişmesini verir.
Şekil 4.5: Güneş yüzeyinde
bulgurlanma. Enerji konvektif yol ile taşındığından her hücrenin içindeki açık
renk alan içeriden dışarıya çıkan bölgeyi, hücrelerin kenarındaki daha karanlık
kısımlar ise yüzeyden içeri giden daha soğuk gazı göstermektedir.
Güneş atmosferinin ikinci katmanı,
renk küre (kromosfer)dir. Kalınlığı yaklaşık 6000 km kadardır. İyi bir raslantı
olarak Ay ile Güneş'in açısal çapları aynıdır; belli koşullarda tam Güneş
tutulmasında Ay, Güneş'in çok parlak olan ışık küresini tam olarak örter ve Ay
diskinin çevresinde ilginç bir ışık halkası gözükür. Bu ışık halkasını oluşturan
çoğunlukla hidrojen gazıdır. Hidrojene ek olarak renk kürede; sodyum, kalsiyum,
magnezyum ve helyum vardır.
Güneş atmosferinin üçüncü katmanı,
yine tam Güneş tutulması sırasında görülen ve renk küreyi çevreleyen taç katmanı
(korona) dır. (Şekil 4.7). Renk küre ve taç katmanı özel âletler olmaksızın
normal gün ışığında görülmez, çünkü ışık kürenin yanında çok sönük kalırlar.
Renk küre ve taç katmanını gözlemek için gök bilimciler artık tam güneş
tutulmasını beklemezler. Teleskop odağında Güneş diskini yapay olarak kapatıp
renk küre ve taç katmanını izleyebilmektedirler. Bu çalışmalar taç katmanının
düzgün yapıda olmadığını, zamanla değiştiğini, onbinlerce - hatta yüzbinlerce- km yukarılara uzandığını
göstermektedir.
Şekil 4.6: Soldaki resim lekelerin
yedi günlük süre içinde Güneş'in ne kadar döndüğünü, sağdaki resimde ise beyaz
ışıkta görülen kenar kararmasını göstermektedir.
Renk küre ve taç katmanında
sıcaklık değişimi beklenilenin tersidir. Işıkkürede sıcaklık dışa doğru azalır,
renk kürenin dibinde 4200°K (kelvin)'e kadar düşer. Bundan sonra sıcaklık
yükselmeye başlar, renk kürenin önemli bir kısmında sıcaklık 7000°K kadardır.
Renk küre ile taç katmanı arasında olan ve geçiş bölgesi denen bölgede, sıcaklık
birden bir milyon dereceye kadar yükselir, taç katmanında ortalama sıcaklık 2
milyon °K kadardır.
Bu kadar yüksek sıcaklıklarda
σT4 den beklenen yüksek ışınım gücü gözlenmemektedir.
Bunun nedeni renk küre ve taç katmanının çok düşük yoğunlukta olmalarıdır. Orada
anlamlı miktarda ışınım üretecek kadar gaz yoktur. Yüksek sıcaklık, gaz
atomlarının yüksek enerjilerini ve yüksek hızlarını temsil eder. Böyle sıcaklığa
kinetik sıcaklık denir.
Şekil 4.7: Güneş tutulması ve taç
katmanı.
Güneşin en dış katmanları (ışık
küre ve taç) elektromanyetik olayların bir sonucudur. Seyrek renk küre ve taç
katmanı gazları, ışık küreden çıkan ve sonra yine ışık küreye dönen büyük
ilmekler oluşturan manyetik alanlar tarafından tutulur ve taşınan manyetik
enerji ile ısıtılırlar.
