İçeriğe atla

Güneş

Başlığın diğer anlamları için Güneş (anlam ayrımı) sayfasına bakınız.
Güneş
Güneş'in, şeffaf bir güneş filtresiyle çekilmiş görüntüsü
AdlarıGüneş, Sol,[1][2] Sól, Helios[3]
SıfatlarSolar[4][5]
Sembol
Gözlem verisi
Dünya'dan ortalama uzaklık
1 AU
149.600.000 km
93.000.000 mi
8 d 19 s, ışık hızı[6]
Görünür büyüklük
-26,74 (V)[7]
Mutlak büyüklük
4,83 (V)[7]
G2V[8]
MetallikZ = 0,0122[9]
Açısal çap0,527-0,545°[10]
Yörünge özellikleri
Samanyolu merkezinden ortalama uzaklık
24.000 ila 28.000 ışık yılı[11]
Galaktik periyot225-250 milyon yıl
Hız
  • 251 km/s (156 mi/s)
    (Galaktik merkez etrafında yörüngede)
  • 20 km/s (12 mi/s)
    (yakınlarda bulunan yıldızlara göreceli olarak)
  • 370 km/s (230 mi/s)
    (Kozmik mikrodalga arka plan ışınımına doğru[12]
Eğiklik
Kuzey kutbunun sağ açıklığı
286,13° (286° 7′ 48″)[7]
Kuzey kutbunun dik açıklığı
+63,87° (63° 52′ 12"N)[7]
  • 25,05 gün (ekvator)
  • 34,4 gün (kutuplar)[7]
Ekvatoral dönme hızı
1,997 km/s[13]
Fiziksel özellikler
Ekvator yarıçapı
696.300 km
432.700 mi[14][15]
109 × Dünya yarıçapı[13]
Basıklık0,00005[7]
Yüzey alanı6,09×10^12 km2
2,35×10^12 sq mi
12 000 × Dünya [13]
Hacim
  • 1,412×1018 km3
  • 1 300 000 × Dünya
Kütle
Ortalama yoğunluk1,408 g/cm3
0,0509 lb/cu in
0,255 × Dünya [7][13]
Yaş4,6 milyar yıl[16][17]
274 m/s2
900 ft/s2[7]
27,9 g0[13]
Eylemsizlik momenti faktörü
≈0,070[7]
617,7 km/s
55 × Dünya [13]
Sıcaklık
  • 15.700.000 K (merkez)[7]
  • 5.772 K (fotosfer)[7]
  • 5.000.000 K (korona)
Aydınlatma gücü
Renk (B-V)0,656[18]
Ortalama Radyans2,009×107 W·m−2·sr−1
Kütleye göre fotosfer bileşimi

Güneş, Güneş Sistemi'nin merkezinde yer alan bir yıldızdır. Çekirdeğindeki nükleer füzyon reaksiyonları ile akkor hale gelene kadar ısınan, %10'u morötesi olmak üzere esas olarak görünür ışık ve kızılötesi radyasyon olarak yüzeyinden enerji yayan, oldukça büyük ve sıcak bir plazma küresidir. Dünya'daki yaşam için açık ara en önemli enerji kaynağıdır. Güneş birçok kültürde kutsallık atfedilen bir nesne olmuştur. Antik çağlardan beri astronomik araştırmalar için merkezi bir konudur.

Güneş'in Samanyolu galaksisinin merkezinin etrafında bir dönüşünü yaklaşık 225-250 milyon yılda bir tamamladığı ve merkeze göre yaklaşık 24.000 ila 28.000 ışık yılı mesafede 828.000 km/s hızda hareket etmekte olduğu bir yörüngesi vardır. Dünya'ya olan mesafesi 1 AU (1.496×108 km) yani yaklaşık 8 ışık dakikasıdır. Güneş, yaklaşık olarak, Dünya'nın çapının 109 katına (1.391.400 km), hacminin 1,3 milyon katına (1.412×1012 km3) ve kütlesinin 332,9 bin katına (1.988,4×1024 kg) sahiptir. Orta büyüklükte bir yıldız olan Güneş, tek başına Güneş Sistemi kütlesinin % 99,86'sını oluşturur. Kütlesinin %74'ü hidrojen, %24-25'ü ise helyumdan oluşmakta olup, kütlenin geri kalanı daha ağır olan demir, nikel, oksijen, silikon, kükürt, magnezyum, karbon, neon, kalsiyum ve krom gibi diğer elementlerden oluşur.

Güneş'in yıldız sınıfı G-tipi Ana Kol Yıldızı, yani G2V'dir. Resmi olmayan adlandırmada, esasında beyaz renkli olmasına rağmen sarı cüce olarak nitelenir. Yaklaşık 4,6 milyar yıl önce büyük bir moleküler bulutun bir bölgesindeki maddenin kütleçekimsel olarak çökmesiyle oluşmuştur. Bu maddenin çoğu merkezde toplanırken, geri kalanı Güneş Sistemi’ni oluşturan yörüngeli bir disk şeklinde basıklaşmıştır. Merkezi kütle o kadar sıcak ve yoğun hale gelmiştir ki sonunda çekirdeğinde nükleer füzyonu başlatmıştır. Güneş'in çekirdeği her bir saniyede, yaklaşık 600 milyar kilogram (kg) hidrojeni helyuma dönüştürmekte ve 4 milyar kg maddeyi enerjiye çevirmektedir.

Çok uzak bir gelecekte, çekirdeğindeki hidrojen füzyonu artık hidrostatik dengede olamayacağı bir noktaya kadar azaldığında, Güneş'in çekirdeğindeki yoğunluk ve sıcaklıkta belirgin bir artış yaşanacak, bu da dış katmanların genişlemesine neden olarak sonunda Güneş'i bir kırmızı deve dönüştürecektir. Bu süreç günümüzden yaklaşık beş milyar yıl sonra Dünya'yı yaşanmaz hale getirecek kadar Güneş'i büyütecektir. Daha sonra Güneş dış katmanlarını dökecek ve yoğun bir tür soğuyan yıldız (beyaz cüce) haline gelecek ve artık füzyon yoluyla enerji üretmeyecek, ancak trilyonlarca yıl boyunca önceki füzyonundan kaynaklanan ısıyı yaymaya ve parlamaya devam edecektir. Ardından da ihmal edilebilir düzeyde bir enerji yayan, süper yoğun bir kara cüce haline geleceği tahmin edilmektedir.

Etimoloji

Güneş kelimesi, Orta Türkçede yer alan ve aynı anlama gelen küneş sözcüğünden evirilmiştir. Bu kelime ise Eski Türkçede yer aldığı tahmin edilen ancak yazılı örneği bulunmayan, "gün ışımak, aydınlanmak" anlamındaki "küne-" sözüne "+Iş" ekinin eklenmesiyle türetilmiştir. Sözcüğün yer aldığı en eski kaynak, 1310 yılından önceye tarihlenen İbni Mühenna'nın Lugat adlı eseridir.[20]

Şems, güneş kelimesinin eş anlamlısı olup, Arapça şms kökünden gelen ve aynı anlama sahip şams (شمس) sözcüğünden alıntıdır. Bu sözcük Aramice/Süryanice aynı anlamdaki şimşā (שִׁמְשָׁא) sözcüğü ile eş kökenlidir. Bu sözcükler ise Akadca'da yer alan ve aynı manaya gelen şamşu, şamaş sözcüğü ile eş kökenlidir.[21]

İngilizce sun sözcüğü Eski İngilizce sunne sözcüğünden evrilmiştir. Batı Frizce sinne, Felemenkçe zon, Aşağı Almanca Sünn, Standart Almanca Sonne, Bavyeraca Sunna, Eski İskandinavca sunna ve Gotça sunnō gibi diğer Cermen dillerinde de soydaşları bulunmaktadır. Tüm bu sözcükler köken olarak Proto Cermen dilindeki *sunnōn'dan gelmektedir.[22][23] Bu kelime Hint-Avrupa dil ailesinin diğer kollarındaki sun kelimesiyle ilişkilidir, ancak çoğu durumda n'deki genitif kök yerine l'li nominatif bir kök bulunur, Örneğin Latince sōl, eski Yunanca ἥλιος (hēlios), Galce haul ve Çekçe slunce'nin yanı sıra (*l > r dönüşümü ile) Sanskritçe स्वर (svár) ve Farsça خور (xvar) biçiminde kullanılır. Aslında, l- kökü Proto- Cermence'de de *sōwelan olarak varlığını sürdürmüş, bu da Gotça sauil (sunnō ile birlikte) ve Eski İskandinavca düzyazı sól (şiirsel sunna ile birlikte) ve bunun aracılığıyla modern İskandinav dillerindeki güneş sözcüklerinin ortaya çıkmasına neden olmuştur: Örneğin; İsveççe ve Danca sol, İzlandaca sól, vs.[24]

Genel özellikleri

Güneş, G-tipi ana kol yıldızı olup, Güneş Sistemi'nin kütlesinin yaklaşık %99,86'sını oluşturur.[25] Mutlak büyüklüğü +4,83'tür ve Samanyolu'ndaki yıldızların yaklaşık %85'inden daha parlaktır, bu yıldızların çoğu kırmızı cücelerdir.[26][27] Güneş, 7 parsek (~23 ışık yılı)[28] içindeki yakın yıldızların %95'inden daha kütlelidir. Güneş, Popülasyon I veya ağır element zengini[a] bir yıldızdır.[29] Yaklaşık 4,6 milyar yıl önce, bir veya daha fazla yakın süpernovanın şok dalgalarıyla oluşumunun tetiklenmiş olabileceği tahmin edilmektedir.[30][31] Bu, Güneş Sistemi'ndeki altın ve uranyum gibi ağır elementlerin bolluğunun, ağır element fakiri olan Popülasyon II yıldızlarına kıyasla yüksek olmasından çıkarsanmaktadır. Ağır elementlerin, muhtemelen bir süpernova sırasında endergonik nükleer reaksiyonlarla veya ikinci nesil büyük bir yıldızda nötron emilimi yoluyla transmutasyonla ortaya çıkmış olabileceği düşünülmektedir.[29]

Güneş, Dünya'nın gökyüzündeki en parlak cisim olup, görünür büyüklüğü −26,74'tür.[32][33] Bu, bir sonraki en parlak yıldız olan Sirius'tan (görünür büyüklüğü −1,46) yaklaşık 13 milyar kat daha parlak olduğu anlamına gelmektedir.[34]

Bir astronomik birim (150 milyon kilometre; 93 milyon mil), Güneş ile Dünya'nın merkezleri arasındaki ortalama mesafe olarak tanımlanır. Dünya, günberide (~ 3 Ocak) ile günötede (~ 4 Temmuz) hareket ederken bu mesafe anlık olarak ± 2,5 milyon km veya 1,55 milyon mil kadar değişir.[35] Ortalama mesafede, Güneş'ten Dünya'ya ışığın ulaşması yaklaşık 8 dakika 20 saniye sürer,[36] en yakın noktalar arasındaki mesafede bu süre yaklaşık iki saniye daha azdır. Bu güneş ışığının enerjisi, Dünya'daki hemen hemen tüm yaşamı fotosentez[37] yoluyla destekler[b] ve Dünya'nın iklimini ve hava durumunu belirler.[38]

Güneş'in belirgin bir sınırı yoktur, ancak fotosferin üzerindeki yükseklik arttıkça yoğunluğu üssel olarak azalır.[39] Ölçüm amacıyla, Güneş'in yarıçapı, merkezinden Güneş'in görünen yüzeyi olan fotosferin kenarına kadar olan mesafe olarak kabul edilir.[40] Bu ölçüme göre, Güneş, kutupsal çapının ekvatoral çapından sadece 10 kilometre (6,2 mi) farklı olduğu tahmin edilen 9 milyonda bir düzeyindeki bir basıklıkla,[41][42][43] neredeyse mükemmel bir küredir.[44] Gezegenlerin gelgit etkisi zayıftır ve Güneş'in şeklini önemli ölçüde etkilemez.[45]

Dönüşü

Ana madde: Güneşin dönüşü

Güneş kendi ekseni etrafında kutup bölgesine oranla ekvator kısmında daha hızlı dönmektedir. Bu farklı dönüş, ısı taşınımı nedeniyle konvektif hareket ve Güneş'in dönüşü nedeniyle oluşan Coriolis kuvveti kaynaklı olarak meydana gelir. Yıldızlara göre tanımlanan bir referans çerçevesinde, ekvatorda dönüş süresi yaklaşık 25,6 gün, kutuplarda ise yaklaşık 33,5 gündür. Dünya'dan bakıldığında, Güneş'in ekvatorundaki görünen dönüş süresi yaklaşık 28 gündür.[46] Güneş'in kuzey kutbundan bakıldığında, kendi ekseni etrafında saat yönünün tersine döner.[c][47]

Güneş benzerleri üzerinde yapılan bir araştırma, erken dönemde Güneş'in bugün olduğundan on kat daha hızlı döndüğünü göstermektedir. Bu, yüzeyini çok daha aktif hale getirmiş ve daha büyük X-ışını ve UV emisyonlarına neden olmuştur. Yavaşlamamış olsaydı, Güneş lekeleri yüzeyin %5-30'unu kaplamış olurdu.[48] Dönüş hızı, Güneş'in manyetik alanının dışa akan güneş rüzgarıyla etkileşime girmesi sonucu manyetik frenleme yoluyla yavaşlamıştır.[49] Bu hızlı ilkel dönüşün bir kalıntısı hala Güneş'in çekirdeğinde mevcut olup, çekirdeğin haftada bir kez döndüğü, yani ortalama yüzey dönüş hızının dört katı yavaş olduğu tespit edilmiştir.[50][51]

Kimyasal bileşimi

Ana madde: Yıldızlarda bulunan moleküller

Güneş, büyük çoğunlukla hidrojen ve helyum elementlerinden oluşur. Güneş'in halihazırdaki yaşam anında, bu elementler sırasıyla %74,9 ve %23,8 oranında fotosferindeki kütlesini meydana getirmektedir.[52] Tüm ağır elementler, yani metaller, kütlesinin %2'sinden daha az bir kısmını oluşturmaktadır. Bunlar arasında oksijen (kabaca %1), karbon (%0,3), neon (%0,2) ve demir (%0,2) en bol bulunanlarıdır.[53]

Element bollukları

Bazı elementlerin karakteristik kütle oranları şöyledir:[54]

1968 yılında Belçikalı bir bilim insanı lityum, berilyum ve bor bolluklarının önceden düşünüldüğünden daha fazla olduğunu bulmuştur.[55] 2005 yılında üç bilim insanı neon bolluğunun önceden düşünüldüğünden daha fazla olabileceğini helyosismolojik gözlemlere dayanarak önermişlerdir.[56] 1986'ya kadar Güneş'in helyum içeriğinin Y=0,25 olduğu genel kabul görmüştü ancak bu tarihte iki bilim insanı Y=0,279 değerinin daha doğru olduğunu iddia etmiştir.[57] 1970'lerde birçok araştırma Güneş'te bulunan demir grubu elementlerin bolluğuna odaklandı.[58][58] Tek iyonlu demir grubu elementlerinin gf değerlerinin ilk 1962'de bulunmuş[58] ve geliştirilmiş f değerleri 1976'da hesaplanmıştır.[58] Kobalt ve mangan gibi bazı demir grubu elementlerinin bolluk tespitleri, çok ince yapıya sahip olmalarından ötürü zordur.[58]

Element dağılımları

Güneş içinde bulunan elementlerin dağılımı birçok değişkene bağlıdır, örneğin kütleçekimi nedeniyle ağır elementler (örneğin helyum) Güneş kütlesinin merkezine yakın dururken, ağır olmayan elementler (örneğin hidrojen) Güneş'in dış katmanlarına doğru yayılır.[59] Özellikle Güneş'in içinde helyumun dağılımı özel olarak ilgi çekmektedir. Helyumun dağılma sürecinin zamanla hızlandığı ortaya çıkarılmıştır.[60] Güneş'in dış katmanını oluşturan ışık kürenin bileşimi, içinde bulunan döteryum, lityum, bor ve berilyum dışında, Güneş Sistemi'nin oluşumundaki kimyasal bileşime örnek olarak alınmaktadır.[61]

Güneş'in orijinal kimyasal bileşimi, oluştuğu yıldızlararası ortamdan kalmadır. Başlangıçta yaklaşık %71,1 hidrojen, %27,4 helyum ve %1,5 daha ağır elementlerden oluşmaktaydı.[52] Güneş'teki hidrojen ve helyumun çoğu, evrenin ilk 20 dakikasında Büyük Patlama nükleosentezi ile ortaya çıkmış ve daha ağır elementler, Güneş'in oluşumundan önceki yıldız nesilleri tarafından meydana getirilerek yıldız yaşamının son aşamalarında ve süpernova gibi olaylarla yıldızlararası ortama yayılmıştır.[62]

Güneş'in oluşumundan bu yana, ana füzyon süreci, hidrojenin helyuma dönüştürülmesini içermektedir. Geçen 4,6 milyar yıl boyunca, Güneş içindeki helyum miktarı ve dağılımı yavaş yavaş değişmiştir. Çekirdekteki helyum oranı füzyon nedeniyle yaklaşık %24'ten %60'a yükselmiş ve helyum ile birlikte bazı ağır elementler, kütleçekim etkisiyle fotosferden Güneş'in merkezine doğru çökelmiştir. Ağır elementlerin oranları ise değişmemiştir. Isı, Güneş'in çekirdeğinden dışa doğru radyasyon yoluyla aktarılır (ışınsal bölgeye bakınız), bu nedenle füzyon ürünleri ısı ile dışa taşınmaz; çekirdekte kalırlar ve yavaş yavaş helyumdan oluşan bir iç çekirdek oluşmaya başlar. Bu çekirdek, şu anda Güneş'in çekirdeğinin helyumu füzyonlayacak kadar sıcak veya yoğun olmaması nedeniyle füzyona uğrayamaz. Mevcut fotosferde helyum oranı azalır ve metaliklik önyıldız evredeki (çekirdekte nükleer füzyon başlamadan önceki) oranının sadece %84'üdür. Gelecekte, helyum çekirdekte birikmeye devam edecek ve yaklaşık 5 milyar yıl sonra bu yavaş birikim Güneş'in ana koldan çıkmasına ve bir kırmızı dev haline gelmesine neden olacaktır.[63]

Fotosferin kimyasal bileşimi genellikle ilkel Güneş Sistemi'nin bileşimini temsil ettiği kabul edilir. Tipik olarak, yukarıda belirtilen güneş ağır element bollukları, hem Güneş'in fotosferinin spektroskopisi kullanılarak hem de erime sıcaklıklarına kadar ısıtılmamış meteoritlerdeki bolluklar ölçülerek belirlenir. Bu meteoritlerin, önyıldız Güneş'in bileşimini koruduğu ve ağır elementlerin çökmesinden etkilenmediği düşünülmektedir. İki yöntem genellikle iyi bir şekilde birbiriyle örtüşür.[64]

Yapı ve füzyon

Ana madde: Standart Güneş modeli
Güneş'in iç yapısı

Güneş'in içi doğrudan gözlemlenemez ve Güneş elektromanyetik ışımaya karşı opaktır. Ancak nasıl sismoloji, deprem tarafından üretilen dalgaları kullanarak Dünya'nın iç yapısını ortaya çıkarıyorsa helyosismoloji de Güneş'in içinden geçen basınç dalgalarını kullanarak iç yapısını ölçmeye ve görüntülemeye çalışır. Güneş'in bilgisayar modellemesi de iç katmanları araştırmak amacıyla kuramsal bir araç olarak kullanılır.

Çekirdek

Güneş tipi bir yıldızın kesiti. (NASA)

Güneş çekirdeği, merkezden %20-25 Güneş yarıçapına kadar uzanır.[65] Yoğunluğu 150 g/cm3[66][67] (Yeryüzünde suyun yoğunluğunun 150 katı) civarında, sıcaklığı da 15,7 milyon Kelvin (K) kadardır (yüzey sıcaklığı yaklaşık 5.800 Kelvin'dir).[67] Yakın zamandaki SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) misyonunun sağladığı bilgiler, çekirdekte ışınsal bölgeye doğru daha hızlı bir dönme hızı olduğunu belirtmektedir.[65] Güneş'in yaşamının çoğunda enerji, proton-proton zincirleme tepkimesi diye adlandırılan aşamalardan oluşan ve hidrojeni helyuma çeviren nükleer füzyon ile oluşur.[68] Çekirdek, füzyon ile önemli derecede ısı oluşturulan tek yerdir. Yıldızın geri kalanı çekirdekten dışarıya doğru transfer edilen enerjiyle ısınır. Çekirdekte füzyonla oluşan tüm enerji arka arkaya gelen katmanlardan geçerek Güneş ışık küresine ulaşır ve buradan uzaya gün ışığı ve parçacıkların kinetik enerjisi olarak yayılır. Şu anda, Güneş'te üretilen enerjinin sadece %0,8'i KAO döngüsü olarak adlandırılan başka bir füzyon reaksiyonları dizisinden gelmektedir. Ancak, bu oranın Güneş yaşlandıkça ve daha parlak hale geldikçe artması beklenmektedir.[69][70]

Güneş'in çekirdeği, füzyon yoluyla kayda değer miktarda termal enerji üreten tek bölgedir; gücün %99'u Güneş'in yarıçapının %24'ü içinde üretilir ve yarıçapın %30'u itibarıyla füzyon neredeyse tamamen durur. Geri kalan kısım, bu enerjinin dışa doğru birçok ardışık katman boyunca aktarılmasıyla ısınır ve nihayetinde güneş fotosferine ulaşarak radyasyon (fotonlar) veya adveksiyon (kütleli parçacıklar) yoluyla uzaya kaçar.[71][72]

Proton-Proton reaksiyon zincirinin tasviri, hidrojenden deuterium, helium-3 ve helium-4 oluşumu.

Proton-proton zinciri, Güneş'in çekirdeğinde saniyede yaklaşık 9,2×1037 kez gerçekleşir ve her saniye yaklaşık 3,7×1038 protonu alfa parçacıklarına (helyum çekirdeklerine) dönüştürür (Güneş'teki toplam ~8,9×1056 serbest protondan), bu da yaklaşık 6,2×1011 kg/s eşittir. Ancak, her protonun (ortalama olarak) başka bir protonla füzyona girmesi yaklaşık 9 milyar yıl alır.[73] Dört serbest protonu (hidrojen çekirdeklerini) tek bir alfa parçacığına (helyum çekirdeği) dönüştürmek, füzyona giren kütlenin yaklaşık %0,7'sini enerji olarak serbest bırakır,[74] bu nedenle Güneş, kütle-enerji dönüşüm oranında 4,26 milyar kg/s enerji salar (bu, 600 milyar kg hidrojen gerektirir[75]), bu da 384,6 yottawatt (3,846×1026 W) veya saniyede 9,192×1010 megaton TNT'ye eşittir. Güneş'in büyük güç çıktısı, esas olarak çekirdeğinin büyük boyutu ve yoğunluğu nedeniyle oluşur (Dünya ve Dünya'daki nesnelerle karşılaştırıldığında), sadece oldukça küçük bir miktar metreküp başına güç üretilir. Güneş'in iç yapısının teorik modelleri, çekirdeğin merkezinde yaklaşık 276,5 watt/metreküp maksimum güç yoğunluğu veya enerji üretimi olduğunu gösterir;[76] bu da Karl Kruszelnicki'ye göre bir kompost yığınının içindeki güç yoğunluğuna yaklaşık eşittir.[77]

Güneş'in çekirdeğindeki füzyon hızı kendini düzenleyen bir denge içindedir: Biraz daha yüksek bir füzyon hızı, çekirdeğin daha fazla ısınmasına ve dış katmanların ağırlığına karşı hafifçe genişlemesine neden olur, bu da yoğunluğu azaltır ve dolayısıyla füzyon hızını düşürerek dengesizliği düzeltir. Biraz daha düşük bir hızda ise çekirdek soğur ve hafifçe küçülür, yoğunluğu artar ve füzyon hızını artırarak tekrar mevcut hızına döner.[78][79]

Işınsal/radyatif bölge

Ana madde: Işınım bölgesi
Farklı yıldızların kütlelerine iç yapılarının tasviri. Ortada yer alan Güneş'in iç radyatif bölgesi ve dış konvektif bölgesi gösterilmektedir.

Güneş'in en kalın tabakası olan ışınsal bölge, çekirdekten yaklaşık 0,7 Güneş yarıçapına kadar uzanır ve bu noktada 0,45 Güneş yarıçapına kadar ulaşır. Bu bölgede enerji transferinin başlıca yolu termal radyasyondur.[80] Çekirdekten uzaklaştıkça sıcaklık yaklaşık olarak 7 milyon Kelvin'den 2 milyon Kelvin'e düşer.[81] Bu sıcaklık gradyanı, adyabatik ısınma oranından daha düşüktür ve bu nedenle bu bölgede enerji transferi termal konveksiyon yerine radyasyon ile gerçekleşir.[81] Hidrojen ve helyum iyonları, sadece kısa bir mesafe kat eden fotonlar diğer iyonlar tarafından yeniden emilmeden önce enerji yayarak enerji transferine katkıda bulunurlar.[80] Yoğunluk, 0,25 Güneş yarıçapından 0,7 yarıçapına kadar olan bölgede yüz kat azalır (20,000 kg/m³'ten 200 kg/m³'e kadar).[80]

Tachocline bölgesi

Ana madde: Tachocline bölgesi

Radyatif bölge ile konvektif bölge arasında bir geçiş tabakası olan tachocline bulunur. Bu bölge, ışınsal bölgenin düzenli dönüşü ile konvektif bölgenin farklı dönüşü arasındaki keskin rejim değişiminin sonucunda ortaya çıkan büyük bir kayma (shear) koşuluna sahiptir, yani ardışık yatay tabakaların birbirlerine göre kaydığı bir durumdur.[82] Şu anda, bu tabaka içinde bir manyetik dinamo veya Güneş dinamosu tarafından Güneş'in manyetik alanının üretildiği hipotezi öne sürülmektedir.[83]

Isıyayımsal/konvektif bölge

Ana madde: Konveksiyon bölgesi

Konveksiyon bölgesi, Güneş'in yüzeyine doğru 0,7 güneş yarıçapı (500.000 km) mesafeye kadar uzanır. Bu katmanda plazma, ısıyı dışarıya doğru ışıma yoluyla iletecek kadar yoğun ve sıcak değildir. Bunun yerine, plazmanın yoğunluğu konvektif akıntıların gelişmesine imkan sağlayacak ve Güneş'in enerjisini yüzeyine doğru iletecek kadar düşüktür. Tachocline katmanında ısınan malzeme ısıyı alır ve genişler, böylece yoğunluğu azalır ve yükselir. Sonuç olarak, kütlenin düzenli bir hareketi, ısının çoğunu Güneş'in üst bölümlerindeki fotosferine taşıyan termal hücrelere dönüşür. Materyal, fotosferik yüzeyin hemen altında, difüzif ve radyatif olarak soğuduğunda, yoğunluğu artar ve konveksiyon bölgesinin tabanına batar, burada tekrar radyatif bölgenin tepesinden ısı alır ve konvektif döngü devam eder. Fotosferde sıcaklık 350 kat düşerek 5.700 K (9.800 °F) ve yoğunluk sadece 0,2 g/m3 (deniz seviyesindeki havanın yoğunluğunun yaklaşık 1/10.000'i ve konvektif bölgenin iç katmanının 1 milyonda biri) olur.[67]

Konveksiyon bölgesinin termal sütunları Güneş'in yüzeyinde bir iz oluşturarak ona en küçük ölçekte solar granülasyon ve daha büyük ölçeklerde süper granülasyon adı verilen tanecikli bir görünüm kazandırır. Güneş'in iç kısmının bu dış bölümündeki çalkantılı konveksiyon, Güneş'in yüzeye yakın hacmi üzerinde "küçük ölçekli" dinamo hareketini sürdürür.[67] Güneş'in termal sütunları Bénard hücreleri olup kabaca altıgen prizmalar şeklindedir.[84]

Işık küre/fotosfer/ışık yuvarı

Ana madde: Işık yuvarı

Güneş'in görünen yüzeyi, yani fotosfer, Güneş'in görünür ışığa karşı opak olduğu alt katmandır.[85] Bu katmanda ortaya çıkan fotonlar üzerindeki şeffaf atmosferden geçerek kaçar ve Güneş radyasyonuna yani gün ışığı haline gelir. Opaklıkta olan değişim görünür ışığı kolaylıkla soğurabilen H- iyonlarının (Hidrojen anyon) miktarlarının azalmasıyla meydana gelir.[85] Buna karşın, görünür ışık ise elektronların hidrojen atomlarıyla H- iyonu oluşturmak için tepkimeye girmesiyle oluşur.[86][87]

Işık küre onlarca ila yüzlerce kilometrelik kalınlığıyla Dünya üzerinde bulunan havadan daha az opaktır. Kenar kararması olarak adlandırılan fenomen nedeniyle, fotosferin üst kısmının alt kısmından daha soğuk olması sonucunda Güneş ortalarda, kenarlarına nazaran daha parlakmış gibi görünür.[85] Güneş ışığının spektrumu yaklaşık olarak 5,777 K (9,939 °F) sıcaklıkta ışıma yapan bir kara cismin spektrumuna sahiptir ve fotosferin üzerindeki zayıf katmanlardan gelen atomik soğurma çizgileri ile birlikte görülür. Işık kürenin parçacık yoğunluğu yaklaşık 1023 m−3'dir. Bu da, Dünya atmosferinin deniz seviyesindeki hacmi başına düşen parçacık sayısının yaklaşık %0,37'sine karşılık gelmektedir.[88]

Gaz yuvar/Atmosfer

A miasma of plasma
Güneş’in hücre benzeri yüzey yapıları
Ana madde: Yıldız gazyuvarı

Güneş'in atmosferi fotosfer, renk yuvarı (kromosfer), geçiş bölgesi, korona ve helyosfer olmak üzere beş katmandan oluşur. Radyo dalgalarından görünür ışığa ve gama ışınlarına kadar olan elektromanyetik spektrumda çalışan teleskoplarlarla görünebilir.

Güneş'in en soğuk katmanı, fotosferin yaklaşık 500 km yukarısına kadar uzanan bir minimum sıcaklık bölgesidir ve yaklaşık 4.100 K sıcaklığa sahiptir.[85] Güneş'in bu kısmı, karbon monoksit ve su gibi basit moleküllerin varlığına izin verecek kadar soğuktur ve bunlar soğurma spektrumları aracılığıyla tespit edilebilir.[89] Renk yuvarı, geçiş bölgesi ve korona Güneş'in yüzeyinden çok daha sıcaktır.[85] Nedeni tam olarak anlaşılamamıştır, ancak kanıtlar Alfvén dalgalarının koronayı ısıtmak için yeterli enerjiye sahip olabileceğini göstermektedir.[90]

Minimum sıcaklık katmanının üzerinde, emisyon ve soğurma çizgilerinden oluşan bir spektrumun hakim olduğu yaklaşık 2.000 km kalınlığında bir katman bulunur.[85] Yunanca renk anlamına gelen chroma kökünden kromosfer (renk yuvarı) olarak adlandırılır. Kromosfer tam güneş tutulmalarının başında ve sonunda renkli bir parlama olarak görülebilir.[80] Kromosferin sıcaklığı yükseklikle birlikte kademeli olarak artar ve tepeye yakın 20.000 K civarına kadar yükselir.[85] Kromosferin üst kısmında helyum kısmen iyonize olur.[91]

Hinode'un Güneş Optik Teleskobuyla 12 Ocak 2007 tarihinde çekilen bu Güneş görselinde değişik manyetik polariteye sahip olan bölgeleri bağlayan plazmanın ipliksi yapısı görünmektedir.

Kromosferin üzerinde, ince (yaklaşık 200 km) bir geçiş bölgesinde, sıcaklık üst kromosferdeki yaklaşık 20.000 K'den 1.000.000 K'ye yakın koronal sıcaklıklara hızla yükselir.[92] Sıcaklık artışı, geçiş bölgesindeki helyumun tam iyonizasyonu ile kolaylaştırılır, bu da plazmanın radyatif soğumasını önemli ölçüde azaltır.[91] Geçiş bölgesi çok net tanımlanmış bir yükseklikte oluşmaz. Daha ziyade, sarmallar ve iplikçikler gibi kromosferik özelliklerin etrafında bir tür hâle oluşturur ve sürekli, kaotik bir hareket halindedir.[80] Geçiş bölgesi Dünya yüzeyinden kolayca görülemez, ancak spektrumun aşırı ultraviyole kısmına duyarlı aletlerle uzaydan kolayca gözlemlenebilir.[93]

Tam Güneş tutulması sırasında Güneş koronası çıplak gözle görülebilir.

Bir sonraki katman olan korona hacim olarak Güneş'ten çok daha büyük olan dış gaz yuvarı katmanıdır. Güneş yüzeyine yakın olan alt katmanlarının parçacık yoğunluğu 1015 m−3 ila 1016 m−3 civarındadır.[94][d] Korona ve güneş rüzgarının ortalama sıcaklığı yaklaşık 1.000.000-2.000.000 K'dir; ancak en sıcak bölgelerde 8.000.000-20.000.000 K' ye kadar çıkabilmektedir.[92] Koronanın sıcaklığını açıklayacak tam bir teori henüz mevcut olmasa da, ısısının en azından bir kısmının manyetik yeniden bağlanmadan kaynaklandığı bilinmektedir.[92][95] Korona, Güneş'in fotosferinin çevrelediği hacimden çok daha büyük bir hacme sahip olan Güneş'in yayılmış atmosferidir. Güneş'ten gezegenler arası uzaya doğru plazma akışına güneş rüzgârı adı verilir.[95]

Güneş'in en dış atmosferi olan helyosfer, güneş rüzgarı plazması ile doludur. Güneş'in bu en dış katmanı, güneş rüzgarı akışının süperfvénic hale geldiği, yani akışın Alfvén dalgalarının hızından daha hızlı hale geldiği mesafede,[96] yaklaşık 20 güneş yarıçapında (0,1 AU) başlayacak şekilde tanımlanır. Helyosferdeki çalkantı ve dinamik kuvvetler güneş koronasının şeklini etkileyemez, çünkü enerji sadece Alfvén dalgalarının hızında hareket edebilir. Güneş rüzgârı helyosfer boyunca sürekli olarak dışarı doğru hareket eder,[97][98] Güneş'ten 50 AU'dan daha uzakta helyopoza çarpana kadar güneş manyetik alanını spiral bir şekle sokar.[95] Aralık 2004'te Voyager 1 sondası heliopozun bir parçası olduğu düşünülen bir şok dalgasının içinden geçmiştir.[99] 2012'nin sonlarında Voyager 1 kozmik ışın çarpışmalarında belirgin bir artış ve güneş rüzgarından gelen daha düşük enerjili parçacıklarda keskin bir düşüş kaydetmiş, bu da sondanın heliopozdan geçip yıldızlararası ortama girdiğini düşündürmüş[100] ve gerçekten de 25 Ağustos 2012'de Güneş'ten yaklaşık 122 AU (18 Tm) uzaklıkta bunu gerçekleştirmiştir.[101] Helyosfer, Güneş'in galaksi içindeki kendine özgü hareketi nedeniyle arkasında uzanan bir helyokuyruğa sahiptir.[102]

28 Nisan 2021'de NASA'nın Parker Solar Probe'u 18,8 güneş yarıçapında, koronal plazmanın Alfvén hızı ile büyük ölçekli güneş rüzgârı hızının eşit olduğu yer olarak tanımlanan ve koronayı güneş rüzgârından ayıran sınır olan Alfvén yüzeyine girdiğini gösteren özel manyetik ve parçacık koşullarıyla karşılaştı.[103][104] Parker Solar Probe, uçuş sırasında birkaç kez koronanın içine ve dışına geçti. Bu, Alfvén kritik yüzeyinin pürüzsüz bir top şeklinde olmadığı, ancak yüzeyini buruşturan sivri uçlara ve vadilere sahip olduğu tahminlerini kanıtlamıştır.[103]

Güneş hafif bir sisin ardından görünüyor.

Gün ışığı ve nötrinolar

Ana maddeler: Güneş ışığı ve Güneş ışınımı

Güneş görünür spektrum boyunca ışık yayar, bu nedenle uzaydan bakıldığında veya Güneş gökyüzünde yüksekte olduğunda rengi beyazdır ve CIE renk uzayı indeksi (0,3, 0,3) civarındadır. Dalga boyu başına Güneş parlaklığı uzaydan bakıldığında spektrumun yeşil kısmında zirve yapar.[105][106] Güneş gökyüzünde çok alçakta olduğunda, atmosferik saçılma Güneş'i sarı, kırmızı, turuncu veya eflatun, hatta nadir durumlarda yeşil veya mavi yapar. Tipik beyazlığına rağmen (beyaz güneş ışınları, beyaz ortam ışığı, Ay'ın beyaz aydınlatması, vb.), bazı kültürler Güneş'i zihinsel olarak sarı ve hatta bazıları kırmızı olarak resmeder; bunun nedenleri kültüreldir ve bunların doğruluğu tartışma konusudur.[107] Güneş bir G2V yıldızıdır, G2 yaklaşık 5.778 K (9.941 °F) yüzey sıcaklığı olduğunu ifade ederken V ise çoğu yıldız gibi bir ana kol yıldızı olduğunu belirtir.[40][108]

Güneş sabiti, Güneş'in doğrudan güneş ışığına maruz kalan birim alan başına bıraktığı güç miktarıdır. Güneş sabiti, Güneş'ten bir astronomik birim (AU) uzaklıkta (yani Dünya'nın yörüngesinde veya yakınında) yaklaşık 1.368 W/m2'ye (metrekare başına watt) eşittir.[109] Dünya yüzeyindeki güneş ışığı Dünya atmosferi tarafından zayıflatılır, böylece Güneş zirve noktasına yakınken açık koşullarda yüzeye daha az güç ulaşır (1.000 W/m2'ye yakın).[110] Dünya atmosferinin tepesindeki Güneş ışığı (toplam enerjiye göre) yaklaşık %50 kızılötesi ışık, %40 görünür ışık ve %10 morötesi ışıktan oluşur.[111] Atmosfer, özellikle kısa dalga boylarında güneş morötesinin %70'inden fazlasını filtreler.[112] Güneş morötesi radyasyonu Dünya'nın gündüz üst atmosferini iyonize ederek elektriksel olarak iletken iyonosferi oluşturur.[113]

Güneşten gelen ultraviyole ışık antiseptik özelliklere sahiptir. Bu nedenle nesneleri ve suyu sterilize etmek için kullanılabilir. Bu ışınlar güneş yanığına neden olur ve D vitamini üretimi ile bronzlaşma gibi başka biyolojik etkileri ortaya çıkarır. Aynı zamanda Cilt kanserinin ana nedenidir. Ultraviyole ışık, Dünya'nın ozon tabakası tarafından güçlü bir şekilde zayıflatılır, böylece UV miktarı enleme göre büyük ölçüde değişir ve Dünya'nın farklı bölgelerindeki insan cilt rengindeki farklılıklar da dahil olmak üzere birçok biyolojik adaptasyonun kısmi nedenidir.[114]

150 million kilometers from Sun to Earth
Güneş yüzeyinden ayrılan nötrinolar ve fotonlar ışık hızında yol alır.

Başlangıçta çekirdekteki füzyon reaksiyonlarıyla salınan yüksek enerjili gama ışını fotonları, genellikle sadece birkaç milimetre yol aldıktan sonra, radyatif bölgedeki güneş plazması tarafından hemen emilir. Bu fotonların yeniden emisyonu rastgele bir yönde ve genellikle biraz daha düşük bir enerjide gerçekleşir. Bu emisyon ve soğurma dizisiyle, ışınımın Güneş yüzeyine ulaşması uzun zaman alır. Fotonların seyahat süresine ilişkin tahminler 10.000 ila 170.000 yıl arasında değişmektedir.[115] Buna karşılık, Güneş'in toplam enerji üretiminin yaklaşık %2'sini oluşturan nötrinoların yüzeye ulaşması sadece 2,3 saniye sürmektedir. Güneş'teki enerji nakli, madde ile termodinamik dengede olan fotonları içeren bir süreç olduğundan, Güneş'teki enerji naklinin zaman ölçeği 30.000.000 yıl düzeyinde olmak üzere oldukça uzundur. Bu süre, Güneş'in çekirdeğindeki enerji üretim hızının aniden değişmesi halinde Güneş'in kararlı bir duruma dönmesi için geçecek süredir.[116]

Elektron nötrinoları çekirdekteki füzyon reaksiyonları sonucu açığa çıkar, ancak fotonların aksine maddeyle nadiren etkileşime girerler, dolayısıyla bunların neredeyse tamamı Güneş'ten anında kaçabilir. Ancak Güneş'te üretilen bu nötrinoların sayısına ilişkin ölçümler teorilerin öngördüğünden 3 kat daha düşük olduğu anlaşılmıştır. 2001 yılında nötrino salınımının keşfi bu çelişkiyi çözmüştür: buna göre Güneş, teori tarafından öngörülen sayıda elektron nötrinosu yaymaktadır, ancak nötrino detektörleri bunların 2⁄3'ünü gözden kaçırmaktadır, çünkü nötrinolar tespit edildikleri sırada nitelik değiştirmiş olmaktadır.[117]

Güneş döngüleri

Güneş lekeleri ve Güneş lekesi döngüsü

Son 30 yılda oluşan Güneş döngüsü değişiklikleri ölçümleri.

Uygun filtrelemeyle Güneş gözlemlendiğinde ilk dikkati çeken etrafına göre daha soğuk olması nedeniyle daha koyu gözüken belirli sınırlara sahip Güneş lekeleridir. Güneş lekeleri, güçlü manyetik kuvvetlerin ısı yayımını engellediği ve sıcak iç bölgeden yüzeye doğru enerji transferinin azaldığı yoğun manyetik etkinliğin olduğu bölgelerdir. Manyetik alan koronanın aşırı ısınmasına neden olur ve yoğun Güneş püskürtüleri ile koronada kütle fırlatılmasına neden olan etkin bölgeler oluşturur.

Güneş'in üzerinde görünür Güneş lekelerinin sayısı sabit değildir ama Güneş döngüsü denen 11 yıllık bir döngü içinde değişiklik gösterir. Döngünün tipik minimum döneminde çok az Güneş lekesi görünür ve hatta bazen hiç görünmez. Gözükenler yüksek enlemlerde bulunur. Güneş döngüsü ilerledikçe Spörer yasasının açıkladığı gibi Güneş lekelerinin sayısı artar ve ekvatora doğru yaklaşır. Güneş lekeleri genelde zıt manyetik kutuplara sahip çiftler olarak bulunur. Ana Güneş lekesinin manyetik polaritesi her Güneş döngüsünde değişir, dolayısıyla bir döngüde kuzey manyetik kutba sahip olan leke bir sonraki döngüde güney manyetik kutba sahip olur.

Son 250 yılda gözlemlenen Güneş lekelerinin tarihi, ~11 yıllık Güneş döngüsü görülebilmektedir.

Güneş döngüsünün uzayın durumu üzerinde büyük etkisi vardır ve Dünya'nın iklimi üzerinde de önemli bir etki yapar. Güneş etkinliğinin minimumda olduğu dönemler soğuk hava sıcaklıklarıyla, normalden daha uzun süren Güneş döngüleri de daha sıcak hava sıcaklıklarıyla ilişkilendirilir. 17. yüzyılda Güneş döngüsünün birkaç on yıl boyunca tamamen durduğu gözlemlenmiştir; bu dönemde çok az Güneş lekesi görülmüştür. Küçük Buz Çağı ya da Maunder minimumu diye bilinen bu dönemde Avrupa'da çok soğuk hava sıcaklıklarıyla karşılaşılmıştır.[118] Daha da önceleri benzer minimum dönemler ağaç halkalarının analiziyle ortaya konmuştur ve bu dönemler normalden daha düşük global hava sıcaklıklarıyla eşleşmektedir.

Fışkırmalar

Güneş fışkırmaları, yanan hidrojen gazının, Güneş’in magnetik alan kuvvetleri tarafından desteklenerek, taçtan dışarı yay gibi uzanmasıdır. Bazıları uzaya, saniyede 400 m hızla fırlarlar.[119][]

Olası uzun dönem döngü

Çok yeni bir teori Güneş'in çekirdeğindeki manyetik kararsızlıkların 41.000 ya da 100.000 yıllık periyotlarda değişikliklere sebep olduğunu öne sürmektedir. Bu kuram, buzul çağlarını Milankovitch döngülerinden daha iyi açıklayabilir. Astrofizik alanındaki birçok kuram gibi bu da doğrudan test edilemez.[120][121]

Kuramsal sorunlar

Güneş nötrino problemi

Uzun yıllar boyunca Dünya üzerinde tespit edilen Güneş'ten gelen nötrinoların sayısı standart Güneş modeline göre tahmin edilenin yarısı ile üçte biri arasında değişmekteydi. Bu aykırı sonuç Güneş nötrino problemi olarak bilinir. Problemi çözmek için öne sürülen kuramlar ya Güneş'in iç sıcaklığını azaltarak daha düşük bir nötrino akısını açıklamaya çalışıyordu ya da nötrinoların Güneş'ten Dünya'ya gelirken salınıma uğradığını yani varlığı tespit edilemeyen tau ve muon nötrino parçacıklarına dönüştüğünü öneriyordu.[122] 1980'lerde nötrino akısını olabildiğince tam olarak ölçebilmek için Sudbury Nötrino Gözlemevi ve Kamiokande gibi birkaç nötrino gözlemevi kuruldu. Bu gözlemevlerinden gelen sonuçlar sonunda nötrinoların çok küçük durak kütlesi ("rest mass") olduğunu ve gerçekten de salındıklarını gösterdi.[123] Hatta, 2001 yılında Sudbury Nötrino Gözlemevi doğrudan üç tip nötrinoyu da tespit etmeyi başardı ve Güneş'in toplam nötrino ışıma oranının standart Güneş modeli ile uyumlu olduğunu ortaya çıkardı. Nötrino enerjisine bağlı olarak Dünya'da görünen nötrinoların üçte biri elektron nötrino tipindedir. Bu oran maddede nötrino salınımını açıklayan, madde etkisi diye de bilinen Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein (MSW) etkisi ile tahmin edilen oranla uyumludur. Dolayısıyla problem artık çözülmüştür.

Korona ısınma problemi

Güneş'in optik yüzeyi ışık küre yaklaşık 6.000 K'lik bir sıcaklığa sahiptir. Bunun üzerinde 1.000.000 K'lik Güneş koronası bulunur. Koronanın bu aşırı yüksek sıcaklığı, ışık küreden doğrudan ısı iletimi dışında başka bir kaynaktan ısıtıldığını gösterir.

Koronayı ısıtmak için gerekli olan enerjinin ışık kürenin altında bulunan ısıyayımsal bölgedeki türbülanslı hareketten kaynaklandığı düşünülmüş ve koronanın nasıl ısındığına dair iki ana işleyiş önerilmiştir. Bunlardan birincisi dalga ısınmasıdır. Isıyayımsal bölgedeki türbülanslı hareket ses, kütleçekim ve manyetohidrodinamik dalgalar üretir. Bu dalgalar yukarı doğru hareket eder ve koronada dağılarak enerjilerini ortamdaki gaza ısı olarak verir. İkincisi ise manyetik ısınmadır. Işık küresinde hareketin sürekli olarak oluşturduğu manyetik enerji Güneş püskürtüsü gibi büyük ve buna benzer birçok küçük olayla yayılır.[124]

Şu anda dalgaların etkin bir ısı yayma işleyişi olup olmadığı çok açık değildir. Alfvén dalgaları dışında tüm dalgaların koronaya ulaşmadan önce dağıldıkları ortaya çıkarılmıştır.[125] Alfvén dalgaları da korona da kolayca dağılmamaktadır. Günümüzde araştırma daha çok püskürtü yolu ile ısınma işleyişine doğru yönelmiştir. Korona ısınmasını açıklamak için olası bir görüş sürekli küçük ölçekli püskürtülerdir[126] ve hâlâ araştırılmaktadır.

Sönük genç Güneş problemi

Güneş gelişiminin kuramsal modelleri 3,8 ile 2,5 milyar yıl önce Arkeyan Devir'de Güneş'in bugünkünden % 75 daha az parlak olduğunu önerir. Bu kadar zayıf bir yıldız Dünya üzerinde su varlığını destekleyemeyeceğinden hayatın da gelişememesi gerekirdi. Ancak jeolojik kayıtlar Dünya'nın tarihi boyunca oldukça sabit bir sıcaklıkta kaldığını gösterir, hatta genç Dünya bugünden biraz daha sıcaktır. Bilim insanları arasında varılan görüş birliği genç Dünyanın atmosferinde oldukça fazla miktarda sera gazlarının (karbon dioksit, metan ve/veya amonyak) bulunması nedeniyle Güneş'ten gelen az enerjiyi atmosferde hapsettikleri fazla ısıyla dengelediğidir.[127]

Manyetik alan

Güneş'in dönen manyetik alanının gezegenlerarası ortamda bulunan plazma üzerindeki etkisinden kaynaklanan gün yuvarı akım katmanı Güneş Sistemi'nin en uç noktalarına kadar uzanır.[128]

Güneş içinde bulunan tüm madde yüksek sıcaklıklardan ötürü gaz ve plazma hâlindedir. Bu nedenle Güneş ekvatorda yukarı enlemlerde olduğundan daha hızlı döner. Ekvatorda dönüş hızı 25 gün iken kutuplarda 35 günde kendi etrafında döner. Bu kademeli dönüş sonucunda manyetik alan çizgilerinin zamanla kıvrılarak manyetik alan halkaları oluşturması Güneş'in yüzeyinden patlamalarla ayrılarak Güneş lekeleri ve Güneş püskürtüleri oluşumuna neden olur. Bu kıvrılma hareketi solar dinamonun oluşmasına ve 11 yıllık Güneş döngüsü ile Güneş'in manyetik alanının yön değiştirmesine neden olur.

Güneş'in dönen manyetik alanının gezegenlerarası ortamda bulunan plazma üzerindeki etkisi gün yuvarı akım katmanını oluşturur. Bu katman farklı yönleri gösteren manyetik alanları ayırır. Gezegenlerarası ortamda bulunan plazma aynı zamanda Dünya'nın yörüngesinde Güneş'in manyetik alanının kuvvetinden de sorumludur. Eğer uzay bir vakum olsaydı Güneş'in10−4 tesla manyetik dipol alanı uzaklığın kübüyle azalarak 10−11 tesla olacaktı. Ancak uydu gözlemleri bunun 100 kat daha fazla kuvvetli olduğunu ve 10−9 tesla civarında olduğunu göstermektedir. Manyetohidrodinamik (MHD) kuram manyetik alan içindeki iletken bir akışkanın (örneğin gezegenlerarası ortam) yine manyetik alan yaratan elektrik akımları indüklediğini söyler, dolayısıyla bir MHD dinamo gibi hareket eder.

Yaşam döngüsü

Ana maddeler: Güneş Sistemi'nin oluşumu ve evrimi ve Yıldız evrimi

Güneş'in yıldız gelişimi bilgisayar modellemesi ve nükleokozmokronoloji yöntemleri kullanılarak ana dizi üzerinde hesaplanan yaşının 4,57 milyar yıl olduğu düşünülmektedir.[129]Hidrojen moleküler bulutun hızla kendi içine çökmesi sonucu üçüncü nesil, Popülasyon I, T Tauri yıldızı olan Güneş'in doğduğu düşünülmektedir. Bu doğan yıldızın Samanyolu gök adasının çekirdeğinden 26.000 ışık yılı uzakta hemen hemen dairesel bir yörüngeye girdiği varsayılmaktadır.

Yıldız ana dizi üzerinde yıldız evrimi aşamasının yarı yolundadır. Bu aşamada çekirdekte oluşan nükleer füzyon reaksiyonları hidrojeni helyuma dönüştürür. Her saniye Güneş'in çekirdeğinde 4 milyon ton madde enerjiye çevrilir ve ortaya nötrinolarla radyasyon çıkar. Bu hızla günümüze kadar 100 Dünya kütlesi kadar madde enerjiye çevrilmiştir. Güneş yaklaşık olarak 10 milyar yıl ana kol yıldızı olarak yaşamına devam edecektir.

Güneş süpernova olarak patlayacak kadar fazla kütleye sahip değildir. Bunun yerine 5-6 milyar yıl içinde kırmızı dev aşamasına girecektir. Çekirdekte bulunan hidrojen yakıtı tükendikçe dış katmanları genişleyecek, çekirdeği büzüşerek ısınacaktır. Çekirdek sıcaklığı 100 MK civarına ulaştığında helyum füzyonu tetiklenecek ve karbon ile oksijen üretmeye başlayacaktır. Böylece 7,8 milyar yıl içinde gezegen bulutsu aşamasının asimptotik dev koluna girerek iç sıcaklığında oluşan kararsızlıklar nedeniyle yüzeyinden kütle kaybetmeye başlayacaktır. Güneş'in dış katmanlarının genişleyerek Dünya'nın yörüngesinin bulunduğu noktaya kadar gelmesi olasıdır ancak son zamanlarda yapılan araştırmalar, Güneş'ten kırmızı dev aşamasının başlarında kaybolan kütle nedeniyle Dünya'nın yörüngesinin daha uzaklaşacağını, dolayısıyla da Güneş'in dış katmanları tarafından yutulmayacağını önermektedir.[130] Ancak Dünya'nın üstündeki suyun tamamı kaynayacak ve atmosferinin çoğu uzaya kaçacaktır. Bu dönemde oluşan Güneş sıcaklıklarının sonucunda 900 milyon yıl sonra Dünya yüzeyi bildiğimiz yaşamı destekleyemeyecek kadar ısınacaktır.[131] Birkaç milyar yıl sonra da yüzeyde bulunan su tamamen yok olacaktır.[132]

Kırmızı dev aşamasının ardından yoğun termal titreşimler Güneş'in dış katmanlarından kurtularak bir gezegensel bulutsu oluşturmasına neden olacaktır. Geride kalan tek cisim aşırı derecede sıcak olan yıldız çekirdeği olacaktır. Bu çekirdek milyarlarca yıl boyunca yavaş yavaş soğuyup beyaz cüce olarak yok olacaktır. Bu yıldız evrimi senaryosu düşük ve orta kütleli yıldızların tipik gelişim senaryosudur.[130][133]

Güneş gözleminin tarihçesi

İlk çağlarda Güneş

İskandinav Bronz Çağ mitolojisinin önemli bir parçası olduğuna inanılan, bir at tarafından çekilen Trundholm Güneş arabası heykeli.
Megrelya'da bulunan bir Güneş diski, MÖ 8 veya 7. yüzyıl

Gökyüzü'nde bulunan parlak bir disk olan Güneş, ufuğun üzerindeyken gün, ortada yokken de gece olur kavrayışı İnsanoğlu'nun Güneş hakkındaki en temel görüşüdür. Tarihöncesi ve antik çağ dönemi kültürlerde Güneş'in bir tanrı olduğuna ya da diğer doğaüstü olaylara neden olduğuna inanılırdı. Güney Amerika'daki İnka ve günümüz Meksika'sındaki Aztek uygarlıklarının merkezinde Güneş'e tapınma bulunmaktadır. Birçok antik anıt Güneş ile ilgili fenomenlere göre yapılmıştır. Örneğin taş megalitler oldukça doğru bir şekilde gündönümünü işaret eder. En tanınmış megalitler Nabta Playa, Mısır, İngiltere'de Stonehenge'dedir. Meksika'da Chichén Itzá'da bulunan El Castillo piramidi, ilkbahar ve sonbahar ekinokslarında merdivenlerden yukarı yılanların çıktığını gösteren gölgeler verecek şekilde tasarlanmıştır. Sabit yıldızlara göre Güneş tutulum boyunca zodyaktan geçerek bir yıl içinde tam tur atıyormuş gibi görünür, dolayısıyla da Yunan gök bilimciler tarafından yedi gezegenden biri olarak sayılırdı. Haftanın günlerine de bu yedi gezegenin adı verilmiştir.

Bilimsel bakışla Güneş

Güneş hakkında ilk bilimsel açıklamayı yapan insanlardan birisi Yunan filozof Anaxagoras Güneş'in tanrı Helios'un arabası olmadığını Peloponnez'den bile büyük devasa yanan bir metal top olduğunu söylemiştir. Bu düşünce iktidardakiler tarafından sapkın olarak görülmüş, Anaxagoras bu düşünceyi öğretme girişimleri sebebiyle tutuklanmış ve ölüm cezasına çarptırılmıştır ancak Perikles'in araya girmesiyle daha sonra serbest bırakılmıştır. Dünya ile Güneş arasındaki uzaklığı tam olarak ilk hesaplayan insan 3. yüzyılda Eratosthenes olmuştur. Bulduğu 149 milyon km uzaklık günümüzde kabul edilen uzaklık ile aynıdır.

Gezegenlerin Güneş'in etrafında döndüğü kuramı Yunan Samoslu Aristarchus ve Hintler tarafından önerilmiştir. Bu görüş 16. yüzyılda Mikolaj Kopernik tarafından tekrar ele alınmıştır. 17. yüzyılın başında teleskobun bulunuşuyla Güneş lekeleri Thomas Harriot, Galileo Galilei ve diğer gök bilimcileri tarafından detaylı olarak gözlemlenebilmiştir. Galileo, Güneş lekelerinin Batı uygarlığında bilinen ilk gözlemlerini yapmış ve bunların Güneş ile Dünya arasında dolaşan küçük gökcisimleri olmadığını aksine Güneş'in yüzeyinde olduğunu varsaymıştır.[134] Güneş lekeleri Han hanedanından beri gözlemlenmekte ve Çinli gök bilimciler tarafından yüzyıllardır kayıtları tutulmaktaydı. 1672'de Giovanni Cassini ve Jean Richer mars olan uzaklığı belirledi, dolayısıyla da Güneş'e olan uzaklığı hesap edebildiler. Isaac Newton bir prizma kullanarak gün ışığını inceledi ve ışığın birçok renkten oluştuğunu gösterdi.[135] 1800'de William Herschel Güneş tayfının kırmızı bölümünün ötesinde kızılötesi ışımayı keşfetti.[136] 1800'lerde Güneş'in spektroskopik incelenmesinde ilerlemeler kaydedilmiştir. Joseph von Fraunhofer tayf üstünde soğurma çizgilerinin ilk gözlemlerini gerçekleştirmiştir. Tayf üzerindeki en kuvvetli soğurma çizgilerinin adı günümüzde Fraunhofer çizgileri olarak bilinir. Güneş'ten gelen ışığı tayfı genişletildiğinde kayıp birçok renk bulunabilir.

Işık kürenin ilk optik tayf incelemeleri sırasında bazı soğurma çizgilerinin o zamanlar Dünya üzerinde bilinen hiçbir elemente ait olmadığı anlaşılmıştır. 1868 yılında Norman Lockyer bunun yeni bir elemente ait olduğu varsayımını öne sürerek bu elemente Yunan Güneş tanrısı Helios'tan esinlenerek "helyum" ismini vermiştir. Bundan ancak 25 yıl sonra helyum yeryüzünde izole edilebilmiştir.[137]

Modern bilimsel dönemin başlarında Güneş enerjisinin kaynağı hâlâ bir bilmeceydi. Lord Kelvin, Güneş'in içerisinde barındırdığı ısıyı ışıyan, soğuyan sıvı bir nesne olduğunu önerdi.[138] Kelvin ve Hermann von Helmholtz daha sonra enerji çıktısını açıklamak için Kelvin-Helmholtz işleyişini önerdi. Ortaya çıkan yaş tahmini jeolojik kanıtların önerdiği birkaç milyon yıldan çok daha az olan 20 milyon yıl kadardı. 1890'da Güneş tayfında helyumu keşfeden Joseph Norman Lockyer, Güneş'in oluşumu ve gelişimi için kuyruklu yıldızlara dayanan bir varsayım öne sürdü.[139]

1904 yılına kadar kanıtlanmış bir çözüm getirilemedi. Ernest Rutherford Güneş'in enerji çıktısının iç ısı kaynağıyla devam ettirilebileceğini ve bunun da radyoaktif bozulma olabileceğini önerdi.[140] Ancak Güneş enerjisinin kaynağı hakkındaki en önemli ipucunu sağlayan kişi ünlü kütle-enerji denkliği bağıntısı E = mc² ile Albert Einstein olmuştur.

1920'de Arthur Eddington Güneş'in çekirdeğinde bulunan basınç ve sıcaklıkların hidrojeni helyuma dönüştürecek bir nükleer füzyon tepkimesi için yeterli olduğunu, kütledeki net değişiklikten de enerji oluşacağını önermiştir.[141] Güneş'te bulunan hidrojenin baskınlığı 1925 yılında Cecilia Payne-Gaposchkin tarafından doğrulanmıştır. Kuramsal füzyon kavramı 1930'larda astrofizikçiler Subrahmanyan Chandrasekhar ve Hans Bethe tarafından geliştirilmiştir. Hans Bethe, Güneş'in enerjisini sağlayan iki ana nükleer tepkimeyi hesaplamıştır.[142][143]

1957 yeni ufuklar açan, "Yıldızlarda Elementlerin Sentezi" başlıklı bir bilimsel makale Margaret Burbridge tarafından yayımlandı[144] Makale evrende bulunan elementlerin Güneş gibi yıldızların içinde sentezlendiğini kanıtlarıyla gösterdi. Bu açıklamalar günümüzde bilimin önemli ilerlemelerinden biri olarak sayılmaktadır.

Güneş uzay görevleri

Güneş, bazı yıldızlar ve gezegenlerin büyüklük karşılaştırması

Güneş'i gözlemlemek için tasarlanmış ilk uydular NASA'nın 1959 ile 1968 yılları arasında fırlatılan Pioneer 5, 6, 7, 8 ve 9 uzay sondalarıdır. Bu sondalar, Dünya'nınkine benzer bir uzaklıkta Güneş'in yörüngesinde kaldılar ve Güneş rüzgârı ile Güneş manyetik alanının ilk detaylı ölçümlerini gerçekleştirdiler. Pioneer 9, özellikle uzun bir zaman çalışır durumda kaldı ve 1987'ye kadar veri göndermeye devam etti.[145]

1970'lerde Helios 1 uzay sondası ve Skylab Apollo Teleskobu bilim insanlarına Güneş rüzgârı ve korona hakkında yeni bilgiler sağladılar. ABD - Almanya ortak girişimi olan Helios 1 uzay sondası, günberi rotasında Merkür'ün yörüngesine giren bir yörüngedeydi. NASA tarafından 1973'te fırlatılan Skylab uzay istasyonunun içinde Apollo Teleskobu denen bir Güneş gözlem modülü de bulunmaktaydı. Skylab Güneş geçiş bölgesinin ve koronanın morötesi ışınımının ilk zamanlamalı gözlemlerini gerçekleştirdi. Buluşlar arasında koronodan kütle fırlatılması ve şimdilerde Güneş rüzgârıyla yakın ilişkisi olduğu bilinen korona delikleri olmuştur.

1980'de NASA tarafından Solar Maksimum uzay uydusu fırlatıldı. Bu uzay aracı yüksek Güneş etkinliği sırasında Güneş püskürtülerinde ortaya çıkan gamma ışını, X ışını ve UV ışımasını gözlemlemek için tasarlanmıştı. Ancak fırlatmadan bir iki ay sonra bir elektronik hata sonucu sonda bekleme moduna girdi ve sonraki üç yılını bu şekilde geçirdi. 1984 yılında uzay mekiği Challenger STS-41C görevi uyduyu bularak onardı. Haziran 1989'da Dünya atmosferine girene kadar Solar Maximum sondası binlerce korona görseli çekebildi.[146]

1991'de fırlatılan Japonya'nın Yohkoh (güneş ışını) uydusu, x-ışını dalga boylarında güneş patlamalarını gözlemledi. Görev verileri, bilim insanlarının birkaç farklı türde patlamayı tanımlamasına olanak sağladı ve en yoğun aktivite bölgelerinden uzakta koronanın daha önce sanılandan çok daha dinamik ve aktif olduğunu gösterdi. Yohkoh, bütün bir Güneş döngüsünü gözlemlemiş fakat 2001'deki halkalı tutulma sırasında Güneş'le olan kilitlenmesini kaybettiği için bekleme moduna geçmişti. 2005 yılında atmosfere yeniden girişle yok edildi.[147]

Günümüze kadar en önemli Güneş uzay görevlerinden biri Avrupa Uzay Ajansı ile NASA ortak projesi olan ve 2 Aralık 1995'te fırlatılan SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) görevidir. Başlangıcında iki yıllık bir görev için planlanan SOHO 2007 itibarıyla on yılı aşkın bir süre etkinlik göstermiştir. Çok yararlı olduğunu kanıtlamasından 2008'de fırlatılacak devam görevi Solar Dynamics Observatory planlanmıştır. Dünya ile Güneş arasında Lagrange noktasına yerleştirilen SOHO fırlatıldığından beri değişik dalgaboylarında Güneş'in görüntüsünü sürekli olarak iletmektedir. Doğrudan Güneş'i gözlemleyebilmesinin yanı sıra SOHO özellikle Güneş'in yanından geçerken yanan birçok küçük kuyruklu yıldız dahil birçok kuyruklu yıldızın keşfine yaradı.[148]

Güneş'in güney kutbu. STEREO Güneş gözlem misyonu tarafından çekilmiştir. Görselin sağ alt kısmında fırlatılan madde görünüyor.

Tüm bu uydular Güneş'i tutulum düzlemi üzerinden gözlemlemiştir, yani yalnızca ekvator bölgelerinin detayları mevcuttur. 1990 yılında Güneş'in kutup bölgelerini incelemek için Ulysses uzay sondası fırlatıldı. Önce Jüpiter'e kadar giderek burada 'sapan' etkisinden faydalanarak tutulum düzleminin üstünde bir yörüngeye oturdu. Tesadüfen çok yakından 1994 yılında Shoemaker-Levy 9 kuyruklu yıldızının Jüpiter ile çarpışmasını izleyebildi. Ulysses planlanan yörüngesine girdikten sonra Güneş rüzgârını gözlemlemeye ve yüksek enlemlerde manyetik alan kuvvetini belirlemeye başladı. Yüksek enlemlerden çıkan Güneş rüzgârının beklenenden daha düşük olarak 750 km/s hızla hareket ettiğini buldu. Ayrıca yüksek enlemlerden çıkan, galaktik kozmik ışınlar saçan büyük manyetik dalgaların varlığını keşfetti.[149]

Işık kürede bulunan elementlerin bolluğu gün ışığı tayflarından çok iyi bilinmektedir ancak Güneş'in içinin bileşimi çok iyi anlaşılamamıştır. Bir Güneş rüzgârı örnek getirme görevi için kullanılan Genesis uzay aracı, gök bilimcilerinin Güneş maddesi bileşimini doğrudan ölçebilmesi için tasarlanmıştı. Genesis 2004 yılında Dünya'ya döndü ancak iniş sırasında paraşütlerinden biri açılmadığı için zarar gördü. Aşırı derecede zarara rağmen bazı işe yarar örnekler ele geçirildi ve analizleri devam etmektedir.

STEREO (The Solar Terrestrial Relations Observatory) görevi Ekim 2006'da fırlatılmıştır. İki eşlenik uzay aracı Güneş'in ve koronadan kütle fırlatımı gibi olayların stereoskopik fotoğrafını çekebilecek şekilde yörüngeye sokulmuşlardır.

Güneş gözlemi ve göze gelen zararlar

Günışığı çok parlaktır ve çıplak gözle kısa süreler için Güneş'e bakmak acı verici olabilir ama özel olarak normal gözler için zararlı değildir.[150][151] Güneş'e doğrudan bakıldığında gözde yıldız gibi parlamalar oluşur ve geçici olarak yarı körlüğe sebep olur. Aynı zamanda retinaya 4 milliwatt gün ışığı düşmesine, böylece retinanın hafifçe ısınarak, potansiyel olarak gözlerin zarar görmesine neden olur.[152][153] UV ışınlarına maruz kalma sonucu aşamalı olarak gözün lensi yıllar sonra sararır ve katarakt oluşumuna neden olabilir.[154] Doğrudan Güneş'e bakıldığında yaklaşık 100 dakika sonra UV kaynaklı Güneş yanığı benzeri lezyonlar retina üzerinde oluşur, özellikle morötesi ışınlar yoğun ise.[155][156] Gözler yaşlı ise durum daha da kötüleşir, çünkü yaşlanan gözlerden daha fazla UV'den etkilenir.

Güneş'i dürbün gibi ışığı yoğunlaştıran optik cihazlarla izlemek eğer UV ışınları filtre edecek uygun bir filtre yoksa çok zararlıdır. Filtresiz dürbünler çıplak gözün aldığından 500 kat daha fazla enerjinin retinaya gelmesini sağlayacağından retina hücrelerinin hemen ölmesine neden olur. Öğlen güneşine filtresiz dürbünle çok kısa bir süre bakmak bile kalıcı körlüğe neden olur.[157] Güneş'i izlemenin güvenli bir yolu teleskop kullanarak görüntüsünü bir ekrana yansıtmaktır.

Kısmî Güneş tutulmalarını izlemek zararlıdır, çünkü göz bebekleri aşırı yüksek kontrasta uyumlu değildir. Göz bebeği ortamda bulunan toplam ışık miktarına göre genişler, ortamda bulunan en parlak nesneye göre değil. Kısmî tutulmalarda gün ışığının çoğunluğu Güneş'in önünden geçen Ay tarafından engellenir ama ışık kürenin örtülmemiş kısımlarının yüzey parlaklığı normal günlerdeki ile aynıdır. Ortamın loş olması nedeniyle göz bebeği ~2 mm'den ~6 mm'ye büyür ve gün ışığına maruz kalan her retina hücresi tutulmayan normalin on katı ışık alacaktır. Bu gözlemcinin gözünde kalıcı kör noktalara neden olacak şekilde hücreleri öldürebilir ya da hücrelere zarar verebilir.[158] Hemen acı oluşmadığı için tecrübesiz gözlemciler ve çocuklar bu zararın farkına varamaz, bir kişinin görüşünün bozulması hemen fark edilmez.

Gün doğumu ve gün batımı esnasında gün ışığı Rayleigh saçılımı ve Mie saçılımı nedeniyle azalır. Dünya atmosferinden geçerken aldığı uzun yol nedeniyle çıplak gözle rahat bir şekilde seyredilebilecek kadar sönüktür. Pus, duman, toz ve yüksek nem ışığın azalmasına yardımcı olur.

Güneş'i izlemek için kullanılan ışık azaltıcı filtreler bu nedenle tasarlanır. Uydurularak yapılan filtreler UV ve IR ışınları geçirebilir dolayısıyla yüksek parlaklık düzeylerinde göze zararlı olabilir. Teleskoplarda kullanılan filtreler lensin ya da açıklığın üzerinde olmalı ama oküler mercekte olmamalıdır. Çünkü emilen gün ışığından kaynaklanan aşırı ısı bu filtrelerin aniden çatlamasına neden olabilir. 14 numaralı kaynak camı kabul edilebilir bir Güneş filtresidir ama negatif siyah fotoğraf filmi değildir çünkü çok fazla kızılötesi ışını geçirir.

Notlar

  1. ^ Astronomi bilimlerinde, "ağır elementler" (veya "metaller") terimi hidrojen ve helyum dışındaki tüm kimyasal elementleri ifade eder.
  2. ^ Hidrotermal baca toplulukları denizin o kadar derinlerinde yaşarlar ki güneş ışığına erişimleri yoktur. Bakteriler bunun yerine kemosentez yoluyla enerji kaynağı olarak sülfür bileşiklerini kullanırlar.
  3. ^ Saat yönünün tersi aynı zamanda Güneş Sistemi'ndeki cisimlerin Güneş etrafındaki dönüş yönüdür ve çoğu cisim için eksenel dönüş yönüdür.
  4. ^ Dünya'nın deniz seviyesine yakın atmosferinde parçacık yoğunluğu yaklaşık 2×1025 m−3.

Ayrıca bakınız

Kaynakça

  1. ^ "Sol." Oxford Dictionary of English 2e, Oxford University Press, 2003.
  2. ^ "Opportunity's View, Sol 959 (Vertical)". NASA. 15 Kasım 2006. 22 Ekim 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Ağustos 2007. 
  3. ^ "Helios". Lexico UK English Dictionary. Oxford University Press. 27 Mart 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
  4. ^ "solar." Oxford Dictionary of English 2e, Oxford University Press, 2003.
  5. ^ Little, William; Fowler, H. W.; Coulson, J. (1955). "Sol". Oxford Universal Dictionary on Historical Principles (3. bas.). ASIN B000QS3QVQ. 
  6. ^ Pitjeva, E. V.; Standish, E. M. (2009). "Proposals for the masses of the three largest asteroids, the Moon–Dünya mass ratio and the Astronomical Unit". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy (İngilizce). 103 (4): 365-372. Bibcode:2009CeMDA.103..365P. doi:10.1007/s10569-009-9203-8. ISSN 1572-9478. 9 Temmuz 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Temmuz 2019. 
  7. ^ a b c d e f g h i j k l m n o Williams, D. R. (1 Temmuz 2013). "Sun Fact Sheet". NASA Goddard Space Flight Center. 15 Haziran 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 12 Ağustos 2013. 
  8. ^ Zombeck, Martin V. (1990). Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 2nd edition. Cambridge University Press. 3 Şubat 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Ocak 2016. 
  9. ^ Asplund, M.; Grevesse, N.; Sauval, A. J. (2006). "The new solar abundances – Part I: the observations". Communications in Asteroseismology. 147: 76-79. Bibcode:2006CoAst.147...76A. doi:10.1553/cia147s76. ISSN 1021-2043. 
  10. ^ "Eclipse 99: Frequently Asked Questions". NASA. 27 Mayıs 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 24 Ekim 2010. 
  11. ^ Francis, Charles; Anderson, Erik (June 2014). "Two estimates of the distance to the Galactic Centre". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 441 (2): 1105-1114. arXiv:1309.2629 $2. Bibcode:2014MNRAS.441.1105F. doi:10.1093/mnras/stu631. 
  12. ^ Hinshaw, G.; Weiland, J. L.; Hill, R. S.; Odegard, N.; Larson, D.; Bennett, C. L.; Dunkley, J.; Gold, B.; Greason, M. R.; Jarosik, N.; Komatsu, E.; Nolta, M. R.; Page, L.; Spergel, D. N.; Wollack, E.; Halpern, M.; Kogut, A.; Limon, M.; Meyer, S. S.; Tucker, G. S.; Wright, E. L. (2009). "Five-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe observations: veri processing, sky maps, and basic results". The Astrophysical Journal Supplement Series. 180 (2): 225-245. arXiv:0803.0732 $2. Bibcode:2009ApJS..180..225H. doi:10.1088/0067-0049/180/2/225. 
  13. ^ a b c d e f "Solar System Exploration: Planets: Sun: Facts & Figures". NASA. 2 Ocak 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
  14. ^ A bot will complete this citation soon. Click here to jump the queue arXiv:1510.07674.
  15. ^ Emilio, Marcelo; Kuhn, Jeff R.; Bush, Rock I.; Scholl, Isabelle F. (2012), "Measuring the Solar Radius from Space during the 2003 and 2006 Mercury Transits", The Astrophysical Journal, 750 (2), s. 135, arXiv:1203.4898 $2, Bibcode:2012ApJ...750..135E, doi:10.1088/0004-637X/750/2/135 
  16. ^ Bonanno, A.; Schlattl, H.; Paternò, L. (2002). "The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS". Astronomy and Astrophysics. 390 (3): 1115-1118. arXiv:astro-ph/0204331 $2. Bibcode:2002A&A...390.1115B. doi:10.1051/0004-6361:20020749. 
  17. ^ Connelly, J. N.; Bizzarro, M.; Krot, A. N.; Nordlund, Å.; Wielandt, D.; Ivanova, M. A. (2 Kasım 2012). "The Absolute Chronology and Thermal Processing of Solids in the Solar Protoplanetary Disk". Science. 338 (6107): 651-655. Bibcode:2012Sci...338..651C. doi:10.1126/science.1226919. PMID 23118187. 
  18. ^ Gray, David F. (November 1992). "The Inferred Color Index of the Sun". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 104 (681): 1035-1038. Bibcode:1992PASP..104.1035G. doi:10.1086/133086. 
  19. ^ "The Sun's Vital Statistics". Stanford Solar Center. 14 Ekim 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 29 Temmuz 2008.  Citing Eddy, J. (1979). A New Sun: The Solar Results From Skylab. NASA. s. 37. NASA SP-402. 30 Temmuz 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 12 Temmuz 2017. 
  20. ^ "güneş". Nişanyan Sözlük. 26 Haziran 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
  21. ^ "şems". Nişanyan Sözlük. 22 Ağustos 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
  22. ^ Barnhart, R.K. (1995). The Barnhart Concise Dictionary of Etymology. HarperCollins. s. 776. ISBN 978-0-06-270084-1. 
  23. ^ Orel, Vladimir (2003). A Handbook of Germanic Etymology. Leiden: Brill Publishers. s. 41. ISBN 978-9-00-412875-0 – Internet Archive vasıtasıyla. 
  24. ^ Orel - A handbook of germanic etymology (Çekçe). 
  25. ^ Woolfson, M. (2000). "The origin and evolution of the solar system" (PDF). Astronomy & Geophysics. 41 (1). s. 12. Bibcode:2000A&G....41a..12W. doi:10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x. 11 Temmuz 2020 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 12 Nisan 2020. 
  26. ^ Than, K. (2006). "Astronomers Had it Wrong: Most Stars are Single". Space.com. 21 Aralık 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Ağustos 2007. 
  27. ^ Lada, C. J. (2006). "Stellar multiplicity and the initial mass function: Most stars are single". Astrophysical Journal Letters. 640 (1). ss. L63-L66. arXiv:astro-ph/0601375 $2. Bibcode:2006ApJ...640L..63L. doi:10.1086/503158. 
  28. ^ Robles, José A.; Lineweaver, Charles H.; Grether, Daniel; Flynn, Chris; Egan, Chas A.; Pracy, Michael B.; Holmberg, Johan; Gardner, Esko (Eylül 2008). "A Comprehensive Comparison of the Sun to Other Stars: Searching for Self-Selection Effects". The Astrophysical Journal. 684 (1). ss. 691-706. arXiv:0805.2962 $2. Bibcode:2008ApJ...684..691R. doi:10.1086/589985. hdl:1885/34434. 24 Mayıs 2024 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 24 Mayıs 2024. 
  29. ^ a b Zeilik, M. A.; Gregory, S. A. (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics. 4th. Saunders College Publishing. s. 322. ISBN 978-0-03-006228-5. 
  30. ^ Connelly, James N.; Bizzarro, Martin; Krot, Alexander N.; Nordlund, Åke; Wielandt, Daniel; Ivanova, Marina A. (2 Kasım 2012). "The Absolute Chronology and Thermal Processing of Solids in the Solar Protoplanetary Disk". Science. 338 (6107). ss. 651-655. Bibcode:2012Sci...338..651C. doi:10.1126/science.1226919. PMID 23118187. 
  31. ^ Falk, S. W.; Lattmer, J. M.; Margolis, S. H. (1977). "Are supernovae sources of presolar grains?". Nature. 270 (5639). ss. 700-701. Bibcode:1977Natur.270..700F. doi:10.1038/270700a0. 
  32. ^ Burton, W. B. (1986). "Stellar parameters". Space Science Reviews. 43 (3–4). ss. 244-250. doi:10.1007/BF00190626. 
  33. ^ Bessell, M. S.; Castelli, F.; Plez, B. (1998). "Model atmospheres broad-band colors, bolometric corrections and temperature calibrations for O–M stars". Astronomy and Astrophysics. Cilt 333. ss. 231-250. Bibcode:1998A&A...333..231B. 
  34. ^ Hoffleit, D. (1991). "HR 2491". Bright Star Catalogue. 5th Revised. CDS. Bibcode:1991bsc..book.....H. 2 Temmuz 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Temmuz 2024.  Birden fazla yazar-name-list parameters kullanıldı (yardım)
  35. ^ "Equinoxes, Solstices, Perihelion, and Aphelion, 2000–2020". US Naval Observatory. 31 Ocak 2008. 13 Ekim 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Temmuz 2009. 
  36. ^ Cain, Fraser (15 Nisan 2013). "How long does it take sunlight to reach the Earth?". phys.org (İngilizce). 2 Mart 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Mart 2022. 
  37. ^ "The Sun's Energy: An Essential Part of the Earth System". Center for Science Education. 24 Mayıs 2024 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 24 Mayıs 2024. 
  38. ^ "The Sun's Influence on Climate" (İngilizce). Princeton University Press. 23 Haziran 2015. 24 Mayıs 2024 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 24 Mayıs 2024. 
  39. ^ Beer, J.; McCracken, K.; von Steiger, R. (2012). Cosmogenic Radionuclides: Theory and Applications in the Terrestrial and Space Environments. Springer Science+Business Media. s. 41. ISBN 978-3-642-14651-0. 9 Haziran 2024 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Temmuz 2024. 
  40. ^ a b Phillips, K. J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. s. 73. ISBN 978-0-521-39788-9. 9 Haziran 2024 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Temmuz 2024. 
  41. ^ Godier, S.; Rozelot, J.-P. (2000). "The solar oblateness and its relationship with the structure of the tachocline and of the Sun's subsurface" (PDF). Astronomy and Astrophysics. Cilt 355. ss. 365-374. Bibcode:2000A&A...355..365G. 10 Mayıs 2011 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Şubat 2006. 
  42. ^ Phillips, Tony (2 Ekim 2008). "How Round is the Sun?". NASA Science. 29 Mart 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Mart 2011. 
  43. ^ Phillips, Tony (6 Şubat 2011). "First Ever STEREO Images of the Entire Sun". NASA. 8 Mart 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Mart 2011. 
  44. ^ Jones, G. (16 Ağustos 2012). "Sun is the most perfect sphere ever observed in nature". The Guardian. 3 Mart 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Ağustos 2013. 
  45. ^ Schutz, B. F. (2003). Gravity from the ground up. Cambridge University Press. ss. 98-99. ISBN 978-0-521-45506-0. 9 Haziran 2024 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Temmuz 2024. 
  46. ^ Phillips, K. J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. ss. 78-79. ISBN 978-0-521-39788-9. 9 Haziran 2024 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Temmuz 2024. 
  47. ^ "The Anticlockwise Solar System". Australian Space Academy. 7 Ağustos 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Temmuz 2020. 
  48. ^ Guinan, Edward F.; Engle, Scott G. (June 2009). The Sun in time: age, rotation, and magnetic activity of the Sun and solar-type stars and effects on hosted planets. The Ages of Stars, Proceedings of the International Astronomical Union, IAU Symposium. 258. ss. 395-408. arXiv:0903.4148 $2. Bibcode:2009IAUS..258..395G. doi:10.1017/S1743921309032050. 
  49. ^ Pantolmos, George; Matt, Sean P. (November 2017). "Magnetic Braking of Sun-like and Low-mass Stars: Dependence on Coronal Temperature". The Astrophysical Journal. 849 (2). id. 83. arXiv:1710.01340 $2. Bibcode:2017ApJ...849...83P. doi:10.3847/1538-4357/aa9061. 
  50. ^ Fossat, E.; Boumier, P.; Corbard, T.; Provost, J.; Salabert, D.; Schmider, F. X.; Gabriel, A. H.; Grec, G.; Renaud, C.; Robillot, J. M.; Roca-Cortés, T.; Turck-Chièze, S.; Ulrich, R. K.; Lazrek, M. (August 2017). "Asymptotic g modes: Evidence for a rapid rotation of the solar core". Astronomy & Astrophysics. Cilt 604. id. A40. arXiv:1708.00259 $2. Bibcode:2017A&A...604A..40F. doi:10.1051/0004-6361/201730460. 
  51. ^ Darling, Susannah (1 Ağustos 2017). "ESA, NASA's SOHO Reveals Rapidly Rotating Solar Core". NASA. 1 Haziran 2024 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 31 Mayıs 2024. 
  52. ^ a b Lodders, Katharina (10 Temmuz 2003). "Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements" (PDF). The Astrophysical Journal. 591 (2). ss. 1220-1247. Bibcode:2003ApJ...591.1220L. CiteSeerX 10.1.1.666.9351 $2. doi:10.1086/375492. 7 Kasım 2015 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Eylül 2015. Lodders, K. (2003). "Abundances and Condensation Temperatures of the Elements" (PDF). Meteoritics & Planetary Science. 38 (suppl). s. 5272. Bibcode:2003M&PSA..38.5272L. 13 Mayıs 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 3 Ağustos 2008. 
  53. ^ Hansen, C. J.; Kawaler, S. A.; Trimble, V. (2004). Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution. 2nd. Springer. ss. 19-20. ISBN 978-0-387-20089-7. 
  54. ^ Aller, L. H. (1968). "The chemical composition of the Sun and the solar system". Proceedings of the Astronomical Society of Australia. 1 (4). s. 133. Bibcode:1968PASA....1..133A. doi:10.1017/S1323358000011048. 
  55. ^ Nicolas Grevesse 1968, Solar abundances of lithium, beryllium and boron, Solar Physics Journal, Volume 5, Number 2 / October, 1968, DOI 10.1007/BF00147963, pp 159-180, Springer Netherlands, ISSN 0038-0938 (Print) ISSN 1573-093X (Online), http://www.springerlink.com/content/l37qghqnm7345247/ []
  56. ^ Bahcall John N., Basu Sarbani, Sereneli Aldo M. 2005: What Is the Neon Abundance of the Sun?, The Astrophysical Journal, 631:1281–1285, 2005 October 1, DOI: 10.1086/431926, The American Astronomical Society (USA), http://www.journals.uchicago.edu/doi/abs/10.1086/431926[]
  57. ^ Lebreton, Y. & Maeder, A. (1986), The evolution and helium content of the sun, Astronomy and Astrophysics (ISSN 0004-6361), vol. 161, no. 1, June 1986, p. 119-124., http://articles.adsabs.harvard.edu//full/1986A%26A...161..119L/0000119.000.html 24 Ocak 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
  58. ^ a b c d e Biemont Emile, 1978: Abundances of singly-ionized elements of the iron group in the sun, Royal Astronomical Society, Monthly Notices, vol. 184, Sept. 1978, p. 683-694, http://adsabs.harvard.edu/abs/1978MNRAS.184..683B 24 Ocak 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
  59. ^ Hansen, C. J.; Kawaler, S. A.; Trimble, V. (2004). Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution. 2nd. Springer. § 9.2.3. ISBN 978-0-387-20089-7. 
  60. ^ Noerdlinger, P. D., Diffusion of helium in the Sun, Astronomy and Astrophysics, vol. 57, no. 3, May 1977, p. 407-415, online: http://adsabs.harvard.edu/full/1977A&A....57..407N 3 Eylül 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
  61. ^ Aller L. H. (1968): The chemical composition of the Sun and the solar system, Proceedings of the Astronomical Society of Australia, Vol. 1, p.133, http://adsabs.harvard.edu/full/1968PASAu...1..133A 24 Ocak 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
  62. ^ Hansen, C. J.; Kawaler, S. A.; Trimble, V. (2004). Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution. 2nd. Springer. ss. 77-78. ISBN 978-0-387-20089-7. 
  63. ^ Iben, Icko Jnr. (November 1965). "Stellar Evolution. II. The Evolution of a 3 M☉ Star from the Main Sequence Through Core Helium Burning". Astrophysical Journal. Cilt 142. s. 1447. Bibcode:1965ApJ...142.1447I. doi:10.1086/148429. 
  64. ^ Basu, S.; Antia, H. M. (2008). "Helioseismology and Solar Abundances". Physics Reports. 457 (5–6). ss. 217-283. arXiv:0711.4590 $2. Bibcode:2008PhR...457..217B. doi:10.1016/j.physrep.2007.12.002. 
  65. ^ a b García, Rafael A.; Turck-Chièze, Sylvaine; Jiménez-Reyes, Sebastian J.; Ballot, Jérôme; Pallé, Pere L.; Eff-Darwich, Antonio; Mathur, Savita; Provost, Janine (15 Haziran 2007). "Tracking Solar Gravity Modes: The Dynamics of the Solar Core". Science (İngilizce). 316 (5831): 1591-1593. doi:10.1126/science.1140598. ISSN 0036-8075. 17 Ekim 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Temmuz 2024. 
  66. ^ Basu, Sarbani; Chaplin, William J.; Elsworth, Yvonne; New, Roger; Serenelli, Aldo M. (2009). "Fresh insights on the structure of the solar core". The Astrophysical Journal. 699 (2). ss. 1403-1417. arXiv:0905.0651 $2. Bibcode:2009ApJ...699.1403B. doi:10.1088/0004-637X/699/2/1403. 
  67. ^ a b c d "NASA/Marshall Solar Physics". Marshall Space Flight Center. 18 Ocak 2007. 29 Mart 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Temmuz 2009. 
  68. ^ Broggini, Carlo (1 Ağustos 2003). Nuclear Processes at Solar Energy. eprint: arXiv:astro-ph/0308537. 7 Mart 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Temmuz 2024. 
  69. ^ Goupil, M J; Lebreton, Y; Marques, J P; Samadi, R; Baudin, F (1 Ocak 2011). "Open issues in probing interiors of solar-like oscillating main sequence stars 1. From the Sun to nearly suns". Journal of Physics: Conference Series. 271: 012031. doi:10.1088/1742-6596/271/1/012031. ISSN 1742-6596. 
  70. ^ Agostini, M.; Altenmüller, K.; Appel, S.; Atroshchenko, V.; Bagdasarian, Z.; Basilico, D.; Bellini, G.; Benziger, J.; Biondi, R.; Bravo, D.; Caccianiga, B. (Kasım 2020). "Experimental evidence of neutrinos produced in the CNO fusion cycle in the Sun". Nature (İngilizce). 587 (7835): 577-582. doi:10.1038/s41586-020-2934-0. ISSN 1476-4687. 27 Kasım 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Temmuz 2024. 
  71. ^ Phillips, Kenneth J. H. (1995). Guide to the sun. 1. paperback ed., reprinted. Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-39788-9. 10 Ağustos 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Temmuz 2024. 
  72. ^ Zirker, Jack B. (2002). Journey from the center of the sun. Princeton, N.J: Princeton University Press. ISBN 978-0-691-05781-1. 23 Haziran 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Temmuz 2024. 
  73. ^ Phillips, Kenneth J. H. (30 Mart 1995). Guide to the Sun (İngilizce). Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-39788-9. 9 Haziran 2024 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 18 Temmuz 2024. 
  74. ^ Shu, F. H. (1982). The Physical Universe: An Introduction to Astronomy. University Science Books. s. 102. ISBN 978-0-935702-05-7. 
  75. ^ "Ask Us: Sun". Cosmicopia. NASA. 2012. 3 Eylül 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Temmuz 2017. 
  76. ^ Cohen, H. (9 Kasım 1998). "Table of temperatures, power densities, luminosities by radius in the Sun". Contemporary Physics Education Project. 29 Kasım 2001 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 30 Ağustos 2011. 
  77. ^ "Lazy Sun is less energetic than compost". Australian Broadcasting Corporation. 17 Nisan 2012. 6 Mart 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 25 Şubat 2014. 
  78. ^ Haubold, H. J.; Mathai, A. M. (1 Ocak 1995). "Solar nuclear energy generation and the chlorine solar neutrino experiment". 320: 102-116. doi:10.1063/1.47009. 2 Ekim 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Temmuz 2024. 
  79. ^ "Lecture 11 - Stellar Structure I: Hydrostatic Equilibrium (2/18/99)". www.aoc.nrao.edu. 12 Mayıs 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Temmuz 2024. 
  80. ^ a b c d e "Sun". World Book at NASA. NASA. 10 Mayıs 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Ekim 2012. 
  81. ^ a b Kaynak hatası: Geçersiz <ref> etiketi; NASA13 isimli refler için metin sağlanmadı (Bkz: )
  82. ^ Tobias, S. M. (2005). "The solar tachocline: Formation, stability and its role in the solar dynamo". Soward, A. M. (Ed.). Fluid Dynamics and Dynamos in Astrophysics and Geophysics. CRC Press. ss. 193-235. ISBN 978-0-8493-3355-2. 29 Ekim 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Ağustos 2020. 
  83. ^ Kaynak hatası: Geçersiz <ref> etiketi; NASA14 isimli refler için metin sağlanmadı (Bkz: )
  84. ^ Mullan, D. J (2000). "Solar Physics: From the Deep Interior to the Hot Corona". Page, D.; Hirsch, J.G. (Ed.). From the Sun to the Great Attractor. Springer. s. 22. ISBN 978-3-540-41064-5. 17 Nisan 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Ağustos 2020. 
  85. ^ a b c d e f g Abhyankar, K. D. (1 Mart 1977). "A Survey of the Solar Atmospheric Models". Bulletin of the Astronomical Society of India. 5: 40. ISSN 0304-9523. 7 Nisan 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Temmuz 2024. 
  86. ^ Gibson, Edward G. (1973). The Quiet Sun. NASA. 
  87. ^ Shu, Frank H. (1991). The Physics of Astrophysics. University Science Books. 
  88. ^ Rast, Mark P.; Nordlund, Ake; Stein, Robert F.; Toomre, Juri (1 Mayıs 1993). "Ionization Effects in Three-dimensional Solar Granulation Simulations". The Astrophysical Journal. 408: L53. doi:10.1086/186829. ISSN 0004-637X. 2 Ekim 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Temmuz 2024. 
  89. ^ Solanki, S. K.; Livingston, W.; Ayres, T. (7 Ocak 1994). "New Light on the Heart of Darkness of the Solar Chromosphere". Science (İngilizce). 263 (5143): 64-66. doi:10.1126/science.263.5143.64. ISSN 0036-8075. 3 Şubat 2024 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Temmuz 2024. 
  90. ^ De Pontieu, B.; McIntosh, S. W.; Carlsson, M.; Hansteen, V. H.; Tarbell, T. D.; Schrijver, C. J.; Title, A. M.; Shine, R. A.; Tsuneta, S.; Katsukawa, Y.; Ichimoto, K. (7 Aralık 2007). "Chromospheric Alfvénic Waves Strong Enough to Power the Solar Wind". Science (İngilizce). 318 (5856): 1574-1577. doi:10.1126/science.1151747. ISSN 0036-8075. 9 Ekim 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Temmuz 2024. 
  91. ^ a b Hansteen, V. H.; Leer, E.; Holzer, T. E. (1 Haziran 1997). "The Role of Helium in the Outer Solar Atmosphere". The Astrophysical Journal. 482: 498-509. doi:10.1086/304111. ISSN 0004-637X. 7 Nisan 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Temmuz 2024. 
  92. ^ a b c Erdélyi, R.; Ballai, I. (Ekim 2007). "Heating of the solar and stellar coronae: a review". Astronomische Nachrichten (İngilizce). 328 (8): 726-733. doi:10.1002/asna.200710803. ISSN 0004-6337. 27 Kasım 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Temmuz 2024. 
  93. ^ Dwivedi, B. N. (2006). "Our ultraviolet Sun" (PDF). Current Science. 91 (5): 587-595. 25 Ekim 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 22 Mart 2015. 
  94. ^ Kaynak hatası: Geçersiz <ref> etiketi; Hansteen1997 isimli refler için metin sağlanmadı (Bkz: )
  95. ^ a b c Song, P.; Singer, Howard J.; Siscoe, George L., (Ed.) (2001). Space weather. Geophysical monograph. Washington, DC: American Geophysical Union. ISBN 978-0-87590-984-4. 28 Kasım 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Temmuz 2024. 
  96. ^ Dwivedi, B. N., (Ed.) (2003). Dynamic sun. New York: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-81057-9. 24 Mart 2024 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Temmuz 2024. 
  97. ^ "A Star with two North Poles". web.archive.org. 10 Şubat 2008. 18 Temmuz 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Temmuz 2024. 
  98. ^ Riley, Pete; Linker, J. A.; Mikić, Z. (1 Temmuz 2002). "Modeling the heliospheric current sheet: Solar cycle variations". Journal of Geophysical Research (Space Physics). 107: 1136. doi:10.1029/2001JA000299. ISSN 0148-0227. 4 Nisan 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Temmuz 2024. 
  99. ^ "The Distortion of the Heliosphere: our Interstellar Magnetic Compass …". archive.ph. 4 Haziran 2012. 27 Kasım 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Temmuz 2024. 
  100. ^ "Voyager - Voyager 1 Helps Solve Interstellar Medium Mystery". web.archive.org. 3 Ağustos 2023. 3 Ağustos 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Temmuz 2024. 
  101. ^ "Voyager - The Interstellar Mission". web.archive.org. 14 Eylül 2017. 14 Eylül 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Temmuz 2024. 
  102. ^ "Components of the Heliosphere | NASA". web.archive.org. 8 Ağustos 2021. 8 Ağustos 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Temmuz 2024. 
  103. ^ a b "NASA Enters the Solar Atmosphere for the First Time, Bringing New Discoveries - NASA" (İngilizce). 14 Aralık 2021. 27 Haziran 2024 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Temmuz 2024. 
  104. ^ "GMS: Animation: NASA's Parker Solar Probe Enters Solar Atmosphere". web.archive.org. 4 Ekim 2022. 4 Ekim 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Temmuz 2024. 
  105. ^ "What Color is the Sun?". Universe Today. 25 Mayıs 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Mayıs 2016. 
  106. ^ "What Color is the Sun?". Stanford Solar Center. 30 Ekim 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Mayıs 2016. 
  107. ^ Wilk, S. R. (2009). "The Yellow Sun Paradox". Optics & Photonics News: 12-13. 18 Haziran 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
  108. ^ Kruszelnicki, Karl S. (17 Nisan 2012). "Dr Karl's Great Moments In Science: Lazy Sun is less energetic than compost". Australian Broadcasting Corporation. 6 Mart 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 25 Şubat 2014. Every second, the Sun burns 620 million tonnes of hydrogen... 
  109. ^ "Construction of a Composite Total Solar Irradiance (TSI) Time Series from 1978 to present". pmodwrc. 24 Mayıs 2006. 1 Ağustos 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Ekim 2005. 
  110. ^ El-Sharkawi, Mohamed A. (2005). Electric energy. CRC Press. ss. 87-88. ISBN 978-0-8493-3078-0. 9 Haziran 2024 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Temmuz 2024. 
  111. ^ Fu, Qiang (2003). "Radiation (Solar)". Curry, Judith A.; Pyle, John A. (Ed.). Radiation (SOLAR) (PDF). Encyclopedia of Atmospheric Sciences. Elseveir. ss. 1859-1863. doi:10.1016/B0-12-227090-8/00334-1. ISBN 978-0-12-227090-1. 1 Kasım 2012 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 29 Aralık 2012. 
  112. ^ "Reference Solar Spectral Irradiance: Air Mass 1.5". NREL. 12 Mayıs 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 12 Kasım 2009. 
  113. ^ Phillips, K. J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. ss. 14-15, 34-38. ISBN 978-0-521-39788-9. 9 Haziran 2024 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Temmuz 2024. 
  114. ^ Barsh, Gregory S. (13 Eki 2003). "What Controls Variation in Human Skin Color?". PLOS Biology (İngilizce). 1 (1): e27. doi:10.1371/journal.pbio.0000027. ISSN 1545-7885. PMC 212702 $2. PMID 14551921. 30 Ocak 2024 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 18 Temmuz 2024. 
  115. ^ "Ancient sunlight". Technology Through Time. NASA. 2007. 15 Mayıs 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 24 Haziran 2009. 
  116. ^ Stix, M. (2003). "On the time scale of energy transport in the sun". Solar Physics. 212 (1). ss. 3-6. Bibcode:2003SoPh..212....3S. doi:10.1023/A:1022952621810. 
  117. ^ Schlattl, H. (2001). "Three-flavor oscillation solutions for the solar neutrino problem". Physical Review D. 64 (1). s. 013009. arXiv:hep-ph/0102063 $2. Bibcode:2001PhRvD..64a3009S. doi:10.1103/PhysRevD.64.013009. 
  118. ^ Lean, J. (1992). "Estimating the Sun's radiative output during the Maunder Minimum". Geophysical Research Letters. Cilt 19. ss. 1591-1594. 
  119. ^ "Güneş fışkırmaları". 28 Ekim 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 28 Ekim 2019. 
  120. ^ Ehrlich, Robert (2007). "Solar Resonant Diffusion Waves as a Driver of Terrestrial Climate Change". Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics. 10 Ağustos 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Şubat 2008. 
  121. ^ "Sun's fickle heart may leave us cold". New Scientist. Cilt 2588. 27 Ocak 2007. s. 12. 6 Eylül 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Şubat 2008. 
  122. ^ Haxton, W. C. (1995). "The Solar Neutrino Problem" (PDF). Annual Review of Astronomy and Astrophysics. Cilt 33. ss. 459-504. 
  123. ^ Schlattl, H. (2001). "Three-flavor oscillation solutions for the solar neutrino problem". Physical Review D. 64 (1). 
  124. ^ Alfvén, H. (1947). "Magneto-hydrodynamic waves, and the heating of the solar corona". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Cilt 107. s. 211. 
  125. ^ Sturrock, P. A. (1981). "Coronal heating by stochastic magnetic pumping" (PDF). Astrophysical Journal. Cilt 246. s. 331. 1 Eylül 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 6 Şubat 2021. 
  126. ^ Parker, E. N. (1988). "Nanoflares and the solar X-ray corona" (PDF). Astrophysical Journal. Cilt 330. s. 474. 2 Eylül 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 6 Şubat 2021. 
  127. ^ Kasting, J. F. (1986). "Climatic Consequences of Very High Carbon Dioxide Levels in the Earth's Early Atmosphere". Science. Cilt 234. ss. 1383-1385. 
  128. ^ "The Mean Magnetic Field of the Sun". The Wilcox Solar Observatory. 22 Aralık 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Ağustos 2007. 
  129. ^ Bonanno, A. (2002). "The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS" (PDF). Astronomy and Astrophysics. Cilt 390. ss. 1115-1118. 
  130. ^ a b Pogge, Richard W. (1997). "The Once and Future Sun" (lecture notes). New Vistas in Astronomy. The Ohio State University (Department of Astronomy). 6 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Aralık 2005. 
  131. ^ Guillemot, H.; Greffoz, V. (Mart 2002). "Ce que sera la fin du monde". Science et Vie (Fransızca). Cilt N° 1014. 
  132. ^ Carrington, Damian (21 Şubat 2000). "Date set for desert Earth". BBC News. 12 Temmuz 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 31 Mart 2007. 
  133. ^ Sackmann, I.-Juliana (Kasım 1993). "Our Sun. III. Present and Future". Astrophysical Journal. Cilt 418. s. 457. 5 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Şubat 2008. 
  134. ^ "Galileo Galilei (1564–1642)". BBC. 7 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Mart 2006. 
  135. ^ "Sir Isaac Newton (1643–1727)". BBC. 10 Mart 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Mart 2006. 
  136. ^ "Herschel Discovers Infrared Light". Cool Cosmos. 7 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Mart 2006. 
  137. ^ "Discovery of Helium". Solar and Magnetospheric MHD Theory Group. University of St Andrews. 7 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Mart 2006. 
  138. ^ Thomson, Sir William (1862). "On the Age of the Sun's Heat". Macmillan's Magazine. Cilt 5. ss. 288-293. 25 Eylül 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Şubat 2008. 
  139. ^ Lockyer, Joseph Norman (1890). The meteoritic hypothesis; a statement of the results of a spectroscopic inquiry into the origin of cosmical systems. London and New York: Macmillan and Co. 18 Ocak 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Şubat 2008. 
  140. ^ Darden, Lindley (1998). "The Nature of Scientific Inquiry". 17 Ağustos 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
  141. ^ "Studying the stars, testing relativity: Sir Arthur Eddington". ESA Space Science. 15 Haziran 2005. 20 Ekim 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Ağustos 2007. 
  142. ^ Bethe, H. (1938). "On the Formation of Deuterons by Proton Combination". Physical Review. Cilt 54. ss. 862-862. 
  143. ^ Bethe, H. (1939). "Energy Production in Stars". Physical Review. Cilt 55. ss. 434-456. 
  144. ^ E. Margaret Burbidge; G. R. Burbidge; William A. Fowler; F. Hoyle (1957). "Synthesis of the Elements in Stars". Reviews of Modern Physics. 29 (4). ss. 547-650. 27 Şubat 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Şubat 2008. 
  145. ^ "Pioneer 6-7-8-9-E". Encyclopedia Astronautica. 7 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Mart 2006. 
  146. ^ St. Cyr, Chris (1998). "Solar Maximum Mission Overview". 15 Aralık 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Mart 2006. 
  147. ^ Japan Aerospace Exploration Agency (2005). "Result of Re-entry of the Solar X-ray Observatory "Yohkoh" (SOLAR-A) to the Earth's Atmosphere". 10 Ağustos 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Mart 2006. 
  148. ^ "SOHO Comets". Large Angle and Spectrometric Coronagraph Experiment (LASCO). U.S. Naval Research Laboratory. 25 Mayıs 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Mart 2006. 
  149. ^ "Ulysses - Science - Primary Mission Results". NASA. 10 Temmuz 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Mart 2006. 
  150. ^ T.J. White, M.A. Mainster, P.W. Wilson, and J.H.Tips (1971). "Chorioretinal temperature increases from solar observation". Bulletin of Mathematical Biophysics. Cilt 33. s. 1. 
  151. ^ "M.O.M. Tso and F.G. La Piana (1975). "The Human Fovea After Sungazing". Transactions of the American Academy of Ophthalmology & Otolaryngology. Cilt 79. ss. OP-788. 
  152. ^ Hopeross, M. W. (1993). "Ultrastructural findings in solar retinopathy". Cilt 7. s. 29. 
  153. ^ Schatz, H. & Mendelbl, F. (1973). "Solar Retinopathy from Sun-Gazing Under Influence of LSD". Cilt 57 (4). British Journal of Ophthalmology. s. 270. 
  154. ^ Chou, B. Ralph, MSc, OD (Nisan 1997). "Eye Safety During Solar Eclipses". NASA RP 1383: Total Solar Eclipse of 1999 August 11. s. 19. 16 Temmuz 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Şubat 2008. 
  155. ^ W.T. Ham Jr., H.A. Mueller, and D.H. Sliney. "Retinal sensitivity to damage from short wavelength light". Nature. Cilt 260. s. 153. 
  156. ^ W.T. Ham Jr., H.A. Mueller, J.J. Ruffolo Jr., and D. Guerry III (1980). "Solar Retinopathy as a function of Wavelength: its Significance for Protective Eyewear". "The Effects of Constant Light on Visual Processes", edited by T.P. Williams and B.N. Baker. Plenum Press, New York. ss. 319-346. 
  157. ^ Marsh, J. C. D. (1982). "Observing the Sun in Safety" (PDF). J. Brit. Ast. Assoc. Cilt 92. s. 6. 2 Eylül 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 6 Şubat 2021. 
  158. ^ Espenak, F. "Eye Safety During Solar Eclipses - adapted from NASA RP 1383 Total Solar Eclipse of 1998 February 26, April 1996, p. 17". NASA. 18 Şubat 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Mart 2006. 

İlgili Araştırma Makaleleri

<span class="mw-page-title-main">Gezegenimsi bulutsu</span>

Gezegenimsi bulutsu veya gezegenimsi nebula, yaşamının son evresinde bulunan bir kırmızı devin yaydığı parlak bir iyonize gazdan oluşan salma bulutsusu türüdür.

<span class="mw-page-title-main">Yıldız</span> nükleer füzyon ile karanlık uzayda etrafına ısı ve ışık saçan kozmik cisim, plazma küresi

Yıldız, ağırlıklı olarak hidrojen ve helyumdan oluşan, karanlık uzayda ışık saçan, gökyüzünde bir nokta olarak görünen plazma küresidir. Bir araya toplanan yıldızların oluşturduğu galaksiler, gözlemlenebilir evrenin hâkimidir. Dünya'dan çıplak gözle görülebilen yaklaşık 6 bin dolayında yıldız vardır. Dünya'ya en yakın yıldız, aynı zamanda Dünya üzerindeki yaşamın gerçekleşmesi için gerekli olan ısı ve ışığın kaynağı da olan Güneş'tir.

<span class="mw-page-title-main">Nötron yıldızı</span> dev yıldızların ölümünden sonra arda kalan yoğun nötron topu

Nötron yıldızı, yıldızların yaşamlarının son bulabileceği biçimlerden biridir. Bir nötron yıldızı, dev bir yıldızın Tip II, Tip Ib veya Tip Ic süpernova olarak patladıktan sonra geri kalan kısmın kendi içine çökmesiyle oluşur. Bu yıldızlar neredeyse tamamen nötronlardan oluşsa da az miktarda proton ve elektron da içerir. Bu proton ve elektronlar olmadan, nötron yıldızları uzun süre var olmaya devam edemezdi. Çünkü nötronlar serbest haldeyken kararsızdır ve beta ışıması yaparak kısa süre içinde proton ve elektronlara ayrışır. Ancak yıldızın içindeki yüksek basınç sebebiyle proton ve elektronların birleşerek nötronlara dönüşmesi, nötron yıldızlarının daha kararlı bir yapıya sahip olmasını sağlar.

<span class="mw-page-title-main">Kırmızı dev</span> yıldız evriminin geç aşamalarında ve düşük ya da orta kütlede olan bir dev yıldız

Kırmızı dev, yıldız evriminin geç aşamalarında ve düşük ya da orta kütlede olan bir dev yıldız. 4.700 °C ya da daha düşük sıcaklıkta olabilir. Dış atmosferi şişkin ve seyrektir. Kırmızı devin dış görünümü sarı-turuncudan kırmızıya uzanabilmektedir ve K ve M tayfsal tipini içerir ayrıca S sınıfı yıldız ve karbon yıldızı.

<span class="mw-page-title-main">Güneş rüzgârı</span> Güneşin üst atmosferinden yayılan bir plazma dalgası

Güneş rüzgârı, Güneş'in üst atmosferinden yayılan bir plazma dalgasıdır. Büyük çoğunluğu, enerjileri genellikle 1,5 ve 10 keV arası olan elektronlar, protonlar ve alfa parçacıklarından oluşur. Bu parçacık akımının yoğunluk, sıcaklık ve hız nicelikleri zamana ve Güneş'in boylamına göre değişkenlik gösterir. Bu parçacıklar, Güneş tacının yüksek sıcaklığından gelen yüksek enerjileri ve maruz kaldıkları manyetik, elektriksel ve elektromanyetik fenomen sayesinde Güneş'in kütleçekiminden kurtulabilirler.

<span class="mw-page-title-main">Proton-proton zincirleme reaksiyonu</span> yıldızların hidrojeni helyuma dönüştürdüğü bilinen iki nükleer füzyon reaksiyonu setinden biri

proton-proton (pp) zincir reaksiyonu, yıldızların hidrojeni helyuma dönüştürdüğü bilinen iki nükleer füzyon reaksiyonu setinden biridir. Güneş kütlesine eşit veya daha az kütleli yıldızlarda egemendir. Bilinen diğer reaksiyon CNO döngüsüdür. CNO, daha çok güneş kütlesinin yaklaşık 1.3 katından daha büyük kütlelere sahip yıldızlarda hakim olabilen reaksiyonlardır.

<span class="mw-page-title-main">Önyıldız</span>

Önyıldız ya da protostar, yıldızlar arası ortamda, dev bir moleküler bulutun gazlarının daralmasıyla meydana gelen büyük bir kütledir. Önyıldız, yıldız evrimi sürecindeki en erken evredir. Bu oluşum, Güneş kütleli yıldız için yaklaşık 10 milyon yıl sürer. Süreç, moleküler bir bulutun kendiliğinden kütleçekimi kuvveti altında çöktüğü zaman başlar. Artan yıldız kütlesinin radyasyon enerjisine dönüşümünü gösteren süpersonik güneş rüzgarı biçimi olan T Tauri rüzgarı, önyıldızın oluşacağını gösterir.

<span class="mw-page-title-main">Nükleer fizik</span> atom çekirdeğinin yapısı ve davranışı ile uğraşan fizik alanı

Nükleer fizik veya çekirdek fiziği, atom çekirdeklerinin etkileşimlerini ve parçalarını inceleyen bir fizik alanıdır. Nükleer enerji üretimi ve nükleer silah teknolojisi nükleer fiziğin en çok bilinen uygulamalarıdır fakat nükleer tıp, manyetik rezonans görüntüleme, malzeme mühendisliğinde iyon implantasyonu, jeoloji ve arkeolojide radyo karbon tarihleme gibi birçok araştırma da nükleer fiziğin uygulama alanıdır.

<span class="mw-page-title-main">Nötrino</span> atom altı ya da temel parçacıklardan biri

Nötrino, ışık hızına yakın hıza sahip olan, elektriksel yükü sıfır olan ve maddelerin içinden neredeyse hiç etkileşmeden geçebilen temel parçacıklardandır. Bu özellikleri nötrinoların algılanmasını oldukça zorlaştırmaktadır. Nötrinoların çok küçük, ancak sıfır olmayan durgun kütleleri vardır. Yunan alfabesindeki ν (nü) ile gösterilir.

<span class="mw-page-title-main">Büyük Patlama kronolojisi</span>

Büyük Patlama Kronolojisi, Evrenin kronolojisi büyük patlama kozmolojisine göre evrenin geçmiş ve geleceğini tanımlar. Planck çağından beri evrenin egemen bilimsel modellere göre nasıl geliştiğini kozmolojik koordinatların zaman parametrelerini kullanarak açıklar. Evren'in genişlemesinin 13,8 milyar yıl önce başlamış olduğu tahmin edilmektedir. Evrenin kronolojisini özetlemek için 4 ana parçaya ayırmak uygundur.

<span class="mw-page-title-main">Yıldız yapısı</span>

Farklı yaş ve kütledeki yıldızların iç yapıları da değişik olur. Yıldızlarla ilgili yapı modelleri, bir yıldızın iç yapısını ayrıntılı olarak tanımlar ve parlaklık hakkındaki ayrıntılı tahminler de, yıldızın rengi ve gelecekteki evrimi hakkında bilgiler sunar.

Yıldız evrimi bir yıldızın yaşamı boyunca maruz kaldığı radikal değişikliklerin bir sürecidir. Yıldız'ın kütlesine bağlı olarak bu yaşam süresi, birkaç milyon yıldan, trilyonlarca yıla ulaşabilir, evrenin yaşı göz önüne alındığında bu çok fazladır.

Termonükleer füzyon, çok yüksek sıcaklık kullanılarak nükleer füzyonu başarmanın bir yoludur. Termonükleer füzyonun kontrol edilebilen ve edilemeyen olarak iki formu vardır. Kontrol edilemeyen : kontrol edilemeyecek büyük bir enerjiye sahiptir bunlara termonükleer silahlardan hidrojen bombası örnektir. Kontrol edilebilenler ise yapıcı amaçlar için çevrede bulunan füzyon reaksiyonlarıdır. Bu metin ikincisine odaklı yazılmıştır.

Süpernova nükleosentezi kuramı, süpernova patlamalarındaki farklı pek çok kimyasal elementin nasıl üretildiğini açıklamaya çalışır. İlk kez 1954 yılında Fred Hoyle tarafından geliştirilmiştir. Nükleosentez, diğer bir deyişle hafif elementlerin ağır elementlere ergimesi, patlayıcı oksijenin yanması ya da silikonun yanması esnasında ortaya çıkar. Bu birleşme tepkimeleri, silikon, sülfür, klor, argon, sodyum, potasyum, kalsiyum, skandiyum, titanyumun yanı sıra, vanadyum, krom, manganez, demir, kobalt ve nikel gibi demir zirve elementlerinin oluşumuna yol açar. Büyük yıldızlarda saf hidrojen ve helyumdan ergiyebildikleri için bunlara “primer elementler” denir. Süpernovalardan atılımları sonucu, yıldızlararası ortamda bollukları artar. Nikelden ağır elementler, r-süreci denen bir süreçte nötronların hızlı bir biçimde tutulmasıyla ortaya çıkarlar. Ancak bunlar primer kimyasal elementlerden oldukça azdır. Yetersiz miktarda bulunan ağır elementlerin nükleosentezine yol açtığı düşünülen diğer süreçler, rp-süreci olarak bilinen proton yakalanması ve gamma süreci olarak bilinen ışıl parçalanmadır. Işıl parçalanma, ağır elementlerin en hafif ve en nötron fakiri izotoplarını sentezler.

Standart solar model (SSM), güneşi küresel bir gaz topu olarak ele alan matematiksel bir yaklaşımdır. Teknik olarak simetrik küresel durağanımsı bir yıldız modeli olan bu model, yıldızsal yapıyı tarif eden basit fizik prensiplerinden elde edilmiş birçok diferansiyel denkleme sahiptir. Bu model, güneşin ışıklılığı, çapı, yaşı ve bileşenleri gibi iyi bilinen sınır koşullara bağlıdır. Güneş'in yaşı direkt olarak ölçülemez. Tahmini bir değer bulmanın yollarından biri en eski meteorların yaşını bulmak ve Güneş sisteminin gelişim modellerine bakmaktır. Günümüzdeki Güneş'in fotosferinin yapısı %74,9 oranında hidrojen ve %23.8 oranında helyumdan oluşmaktadır. Astronomide metaller denilen tüm ağır elementler ise %2den daha az bir kütleye tekabül etmektedir. Standart solar model yıldızsal gelişim teorisinin doğruluğunu test etmek için kullanılmaktadır. Aslında, iki serbest parametre olan helyum mevcudiyeti ve karışma uzunluğu değerlerini bulmanın tek yolu SSMyi gözlemlenen güneşe "uygun" hale getirecek şekilde ayarlamaktır.

Nükleer bağlanma enerjisi, atomun çekirdeğini bileşenlerine ayırmak için gereken enerjidir. Bu bileşenler nötron, proton ve nükleondur. Bağ enerjisi genelde pozitif işaretlidir çünkü çoğu çekirdek parçalara ayrılmak için net bir enerjiye ihtiyacı vardır. Bu yüzden, genelde bir atomun çekirdeğinin kütlesi ayrı ayrı ölçüldüğünde daha azdır. Bu fark nükleer bağlanma enerjisidir ki bu enerji birbirini tutan bileşenlerin uyguladığı kuvvet tarafından sağlanır. Çekirdeği bileşenlerine ayırırken, kütlenin bir kısmı büyük bir enerjiye dönüştürülür bu yüzden bir kısım kütle eksilir, eksik kütlede bir fark yaratır çekirdekte. Bu eksik kütle, kütle eksiği diye bilinir ve çekirdek oluşurken çıkan enerjiye takabül eder.

Süper-Kamiokande Hida, Gifu, Japonya'da kurulmuş bir nötrino gözlemevidir. Bu gözlemevi proton bozunması, güneş ve atmosfer nötrinolarını incelemek ve Samanyolu'ndaki süpernovalara gözcülük etmek için kurulmuştur.

<span class="mw-page-title-main">Sarı cüce</span>

Sarı cüce yıldız veya G-tipi anakol yıldızı, yıldız sınıfı G ve aydınlatma gücü V olan anakol yıldızlarıdır. Bu tür yıldızlar 0,8 Güneş kütlesi ile 1,2 Güneş kütlesi arasında kalan yıldızlar olarak tanımlanır ve ortalama sıcaklıkları 5.300-6.000 °K arasındadır. Ömürlerinin sonuna doğru kırmızı dev halini alırlar, ardından ise beyaz cüce olarak ölürler. Güneş, G-tipi anakol yıldızları arasında en çok bilinenidir. Güneş her saniyede bir yaklaşık 600 milyon ton hidrojeni helyuma dönüştürerek füzyon nükleer enerjisi üretmektedir. Bilinen diğer G-tipi yıldızlar Alpha Centauri A, Tau Ceti ve 51 Pegasi'dir.

<span class="mw-page-title-main">Helyum parlaması</span>

Helyum parlaması yaklaşık Güneş kütlesinde bir yıldızın kırmızı dev aşamasından sonra geçirdiği bir evredir. Yıldızın çekirdeğindeki helyum atomları çok kısa bir süreç içerisinde birbirleriyle üçlü alfa süreci ile kaynaşarak karbon atomlarına dönüşürler ve bu süreçte çok büyük enerji ortaya çıkar. Güneş anakol yıldızı olmaktan çıkıp kırmızı dev aşamasına geldikten yaklaşık 1,2 milyar yıl sonra helyum parlaması geçirecektir.

Karbon yakma işlemi veya karbon füzyonu, karbonu diğer elementlerle birleştiren büyük kütleli yıldızların (doğumda en az 8 tane) çekirdeğinde gerçekleşen bir dizi nükleer füzyon reaksiyonudur. Yüksek sıcaklıklar (> 5×108 K veya 50 keV) ve yoğunluklar (> 3×109 kg/m3) gerektirmektedir.


Bu sayfa, bu Vikipedi makalesine dayanmaktadır.
Metin, CC BY-SA 4.0 lisansı altında mevcuttur; ek koşullar uygulanabilir.
Görseller, videolar ve sesler kendi lisansları altında mevcuttur.