İçeriğe atla

Güneş fışkırması

Boyut karşılaştırması için Jüpiter ve Dünya görüntüleriyle birlikte He II 304 Å'da görüldüğü gibi patlayan bir güneş ışığı.

Güneş fışkırması, güneş diskine karşıdan bakıldığında görülen ve filament olarak adlandırılan, Güneş'in yüzeyinden dışarı doğru uzanmış, genellikle bir halka şeklinde olan büyük, parlak, gaz özelliğinde çıkıntılardır. Fışkırmalar, fotosferde Güneş'in yüzeyine sabitlenmektedir. Dışarı doğru güneş koronasına doğru uzanmaktadır. Korona, plazma olarak bilinen ve çok fazla görünür ışık yaymayan aşırı sıcak iyonize gazlardan oluşurken, fışkırmalar, bileşim olarak kromosferinkine benzer şekilde çok daha soğuk plazma içermektedir. Önem plazması tipik olarak koronal plazmadan yüz kat daha parlak ve yoğundur.

Tüm güneş fışkırmaları; polarite ters çevirme çizgileri (PIL), polarite ters sınırları (PRB) veya nötr çizgiler olarak adlandırılan zıt fotosferik manyetik polarite bölgeleri arasındaki bölünmelerin üzerindeki filament kanallarında oluşmaktadır. Yaklaşık 1 günlük zaman dilimi içinde var olurlar ve koronada birkaç hafta veya aylarca uzayda yüz binlerce kilometre yol kat ederek kalabilmektedirler. Bazı güneş fışkırmaları parçalanır ve daha sonra koronal kitle çıkışlarına neden olabilir. Bilim insanları güneş fışkırmalarının nasıl ve neden oluştuğunu araştırmaktadır

Tipik bir fışkırma, binlerce kilometreyi aşar. Kayıtlardaki en büyüğü tahminen 800.000 km'nin (497.097 mil) üzerindedir (aşağı yukarı bir güneş yarıçapı büyüklüğünde) .[1]

Tarihçesi

Güneş tutulması sırasında Güneş'in kenarında görünen güneş fışkırmaları (kırmızı).

Bir güneş fışkırmasının ilk ayrıntılı betimelemesi, 1 Mayıs 1185'teki Güneş tutulmasını anlatan 14. yüzyıl Laurentian Codex'inde yer almıştır. Burada güneş fışkırması, "canlı korların alev benzeri dilleri" olarak tanımlanmıştır.[2][3]

Güneş fışkırmaları ilk olarak 18 Temmuz 1860 güneş tutulması sırasında Angelo Secchi tarafından fotoğraflanmıştır. İlk kez bu fotoğraflardan yükseklik, emisyon ve diğer birçok önemli parametre elde edilebildi.[4]

Spektroskoplar ilk kez, 18 Ağustos 1868'deki güneş tutulması sırasında fışkırmalardan gelen emisyon çizgilerinin varlığını tespit edebildi. Bir hidrojen hattının tespiti, fışkırmaların doğada gaz halinde olduğunu doğrulanmıştır. Pierre Janssen, aynı zamanda şimdi helyum olarak bilinen, o zamanlar bilinmeyen bir elemente karşılık gelen bir emisyon çizgisini de tespit edebilmiştir. Ertesi gün, Janssen, daha önce hiç yapılmamış bir iş yaparak, artık önünde engel bulunmayan Güneş'ten gelen emisyon çizgilerini kaydedip ölçümlerini doğrulamıştır. Gök bilimciler onun yeni tekniklerini kullanarak fışkırmaları günlük olarak incelemektedirler.[5]

Sınıflandırma

Sol üstte hareketsiz fışkırmalar (kalın, koyu kümeler) ve sağda aktif bölge fışkırmaları (ince, koyu çizgiler) gösteren güneş diskinin H-alfa görüntüsü.

Günümüzde kullanılan bir dizi farklı önem sınıflandırma şeması vardır. En yaygın olarak kullanılan ve temel şemalardan biri, güneş fışkırmalarını, oluşturdukları manyetik ortama göre üç sınıfa ayırmaktadır. Bu üç sınıf, aktif bölge fışkırmaları, hareketsiz fışkırmalar ve ara fışkırmalar şeklindedir. Aktif bölge fışkırmaları, aktif bölgelerin merkezlerinde nispeten güçlü manyetik alan içinde oluşanlar olarak tanımlanırken; hareketsiz fışkırmalar, herhangi bir aktif bölgeden uzaktaki zayıf arka plan alanında oluşmuş olanlar olarak tanımlanmaktadır. Bu ikisi arasında, zayıf tek kutuplu plage bölgeleri ile aktif bölgeler arasında oluşmuş olarak tanımlanan ara fışkırmalar yer almaktadır.[6]

Aktif bölge fışkırmaları ve hareketsiz fışkırmalar arasında temel farklılıklar vardır: Birincisi, yalnızca aktif bölgeler içinde yer almalarının bir sonucu olarak, genellikle daha düşük enlemlerde bulunurken, ikincisi tipik olarak kutup tacı çevresindeki daha yüksek enlemlerde bulunmaktadır.[7][8] Ek olarak, sadece birkaç saatten güne kadar olan ömürleri olan aktif bölge fışkırmaları, ömürleri haftalar ile aylar arasında değişen hareketsiz güneş fışkırmalarından daha fazla püskürmektedir. Hareketsiz güneş fışkırmaları genellikle aktif bölge fışkırmalarından çok daha yükseklere ulaşmaktadır.[9]

Aktif bölge ve hareketsiz güneş fışkırmaları, yayılan spektrumları ile de birbirinden ayırt edilebilmektedir. Aktif bölge fışkırmalarının spektrumu, güçlü He II çizgileri olan ancak çok zayıf iyonize metal çizgileri olan üst kromosferinkiyle aynıdır. Öte yandan, hareketsiz fışkırmaların spektrumu, kromosferde 1500 km'de güçlü H, He I ve iyonize metal çizgilerle, ancak zayıf He II çizgileriyle ölçülen spektrumlarla aynıdır.[10]

Bir güneş fışkırması patlıyor.

Patlama

Bazı fışkırmalar o kadar güçlüdür ki, 600 km'den başlayan hızlarda Güneş'ten uzaya madde fırlatmaktadırlar.[11]

Ayrıca bakınız

Kaynakça

  1. ^ Atkinson, Nancy (6 Ağustos 2012). "Huge Solar Filament Stretches Across the Sun". Universe Today (İngilizce). 9 Ağustos 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Temmuz 2021. 
  2. ^ "1185: The first description of solar prominences". Great Moments in the History of Solar Physics. Université de Montréal. 2008. 23 Eylül 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 30 Mart 2015.  See pdf version here 2 Nisan 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. (accessed 21 August 2015).
  3. ^ Poitevin, Patrick; Edmonds, Joanne (2003). "Solar Eclipse Newsletter" (PDF). 8 (5). Patrick Poitevin. 5 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 30 Mart 2015. 
  4. ^ Secchi, Angelo (1870). Le Soleil, Part 1. Paris. s. 378. 27 Ekim 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Temmuz 2021. 
  5. ^ Vial, Jean-Claude (2015). Solar Prominences. Cham: Springer. ss. 1-29. ISBN 978-3-319-10415-7. 
  6. ^ Engvold, Oddbjørn. "Observations of Filament Structure and Dynamics". International Astronomical Union Colloquium (İngilizce). 167: 22-31. doi:10.1017/S0252921100047229. ISSN 0252-9211. 14 Temmuz 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Temmuz 2021. 
  7. ^ Menzel, Donald H.; Jones, F. Shirley (December 1962). Solar Prominence Activity, 1944-1954. 2 Haziran 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Temmuz 2021. 
  8. ^ Minarovjech, M.; Rybanský, M.; Rušin, V. "Time-Latitude Prominence and the Green Corona Distribution Over the Solar Activity Cycle". International Astronomical Union Colloquium (İngilizce). 167: 484-487. doi:10.1017/S0252921100048132. ISSN 0252-9211. 14 Temmuz 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Temmuz 2021. 
  9. ^ Mackay, D. H.; Karpen, J. T.; Ballester, J. L.; Schmieder, B.; Aulanier, G. (April 2010). "Physics of Solar Prominences: II—Magnetic Structure and Dynamics". Space Science Reviews. 151 (4): 333-399. arXiv:1001.1635 $2. doi:10.1007/s11214-010-9628-0. 
  10. ^ Zirin, Harold; Tandberg-Hanssen, Einar (1960). "Physical Conditions in Limb Flares and Active Prominences. IV. Comparison of Active and Quiescent Prominences". The Astrophysical Journal. 131: 717-724. 
  11. ^ "About Filaments and Prominences". solar.physics.montana.edu. 10 Şubat 1999 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Ocak 2010. 

Konuyla ilgili yayınlar

İlgili Araştırma Makaleleri

<span class="mw-page-title-main">Jüpiter</span> Güneş Sisteminde yer alan en büyük gezegen

Jüpiter, Güneş Sistemi'nin en büyük gezegenidir. Güneş'ten uzaklığa göre beşinci sırada yer alır. Adını Roma mitolojisindeki tanrıların en büyüğü olan Jüpiter'den alır. Büyük ölçüde hidrojen ve helyumdan oluşmakta ve gaz devi sınıfına girmektedir.

<span class="mw-page-title-main">Güneş</span> Güneş Sisteminin merkezinde yer alan yıldız

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.

<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">Kutup ışıkları</span>

Kutup ışıkları ya da kutup aurorası, Kuzey ve Güney kutup bölgelerinde gökyüzünde görülen, yeryüzünün manyetik alanı ile Güneş'ten gelen yüklü parçacıkların etkileşimi sonucu ortaya çıkan doğal ışımalardır. Kuzey enlemlerde bu etki aurora borealis veya kuzey ışıkları olarak adlandırılır. Güney enlemlerindeki aurora australis oluşumu da benzer özelliklere sahiptir; ancak Antarktika'da, Güney Amerika'da ve Avustralya'da daha yüksek enlemlerden görülebilir.

<span class="mw-page-title-main">Manyetosfer</span> Dünyayı veya manyetik alanının baskın etkili manyetik alan olduğu başka bir gök bilimsel cismi çevreleyen bölge

Yer, güçlü bir manyetik alana ve bu alanın etkisi ile şekillenen önemli bir manyetosfere sahiptir.

<span class="mw-page-title-main">Plazma</span> gaz haldeki maddelerin manyetik kutuplaştırmaya bağlı doğrusal noktalarda oluşan fiziksel ve kimyasal reaksiyonun kontrollü etkileşim süreci

Plazma, gaz hâldeki maddelerin manyetik kutuplaştırmaya bağlı doğrusal noktalarda oluşan fiziksel ve kimyasal tepkimenin kontrollü etkileşim sürecine verilen genel ad. Daha kolay bir tanımla; atomun elektronlardan arınmış hâlidir.

<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">Yıldız sınıflandırma (astronomi)</span>

Yıldız sınıflandırma, gökbilimde, yıldızların öncelikle sıcaklıklarına göre sınıflandırılıp, diğer nitelikleri ile bu sınıfların arıtılmasıdır. Yıldız sıcaklıkları Wien'in yer değiştirme yasasına göre sınıflandırılabilseler de, uzak yıldızlar ile sorunlar ortaya çıkmaktadır. Yıldız tayfölçümü ise soğurma çizgilerine dayalı bir sınıflandırma yöntemi sunmaktadır. 19. yüzyıla dayanan ve bugünkü yöntemlerin de temelini oluşturan bir sınıflandırma, yıldızları tayfölçüm sayesinde A'dan Q'ya kadar sıralamaktadır.

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

Güneş lekeleri, ışık küre adı verilen Güneş'in en dış katmanında oluşur. Çevresi ile karşılaştırıldığında sıcaklığı daha düşük olduğundan karanlık lekeler halinde görünür. Manyetik alanın belli bölgelerde yoğunlaşması, ısının eşit bir şekilde yayılımını engeller. Sonuç olarak çevresindeki ışık küreye göre daha düşük yüzey sıcaklığına sahip Güneş Lekeleri dediğimiz bölgeler oluşur. Bunlar genellikle çiftler halinde görünür. Her ikisi de birbirlerinin zıt manyetik kutuplarıdır.

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

Güneş püskürtüsü veya güneş patlaması, Güneş'in gaz yuvarında (atmosfer) gerçekleşen şiddetli patlamalara verilen addır. Bu patlamalar milyarlarca megaton gücünde olup, genelde saatte 1.000.000 km/saat hızla hareket ederler. 6 × 1025 Patlama sonucunda joule'e kadar enerji açığa çıkarabilir. Güneş püskürtüsü nedeniyle Dünya atmosferine normalin üzerinde küçük dalga boylu radyasyon parçacıkları girer. Bu püskürtüler sonucunda yeryüzündeki iletişim ve güç ağları olumsuz yönde etkilenebilir.

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

Spektroskopi elektromanyetik radyasyon ile maddenin etkileşiminin radyasyonun dalga boyu veya frekansının bir fonksiyonu olarak ortaya çıkan elektromanyetik spektrumu (tayf) ölçen ve yorumlayan bir çalışma alanıdır. Başka bir deyişle, elektromanyetik spektrumun tüm bantlarında görünür ışıktan kaynaklı olarak meydana gelen bir kesin renk çalışmasıdır.

<span class="mw-page-title-main">Kedi Gözü bulutsusu</span> Ejderha takımyıldızı yönünde bulunan gezegenimsi bulutsu

Kedi Gözü bulutsusu, Ejderha takımyıldızı yönünde bulunan bir gezegenimsi bulutsu. Yapısal açıdan, bilinen en karmaşık bulutsulardandır; Hubble Uzay teleskobu ile düğümler, püskürtmeler ve yaysal yapılar gözlemlenmiştir. Merkezinde, 1000 yıl önce dış zarfını kaybederek bulutsuyu üretmiş olan parlak ve sıcak bir yıldız vardır.

<span class="mw-page-title-main">Kuasar</span> Gazca zengin, çok yüksek enerjili astronomik cisim

Kuasar, kütlesi milyonlarca ila on milyarlarca güneş kütlesi arasında değişen, bir gaz diski ile çevrili bir süper kütleli kara delik tarafından desteklenen son derece parlak bir aktif galaksi çekirdeğidir (AGN). Kara deliğe doğru düşen diskteki gaz sürtünme nedeniyle ısınır ve elektromanyetik radyasyon şeklinde enerji açığa çıkarır. Kuasarların ışıma enerjisi muazzamdır; en güçlü kuasarlar, Samanyolu gibi bir galaksiden binlerce kat daha fazla parlaklığa sahiptir.

<span class="mw-page-title-main">Messier 87</span> galaksi

Messier 87 Başak takımyıldızı bölgesinde yaklaşık olarak 72,08 MIy (22,1 Mpc)uzaklıkta bulunan dev bir eliptik gökadadır. Charles Messier tarafından 18 Mart 1781 tarihinde keşfedildi. Messier, gözlem defterine düştüğü notta gökada için "içinde yıldız olmayan bir bulutsu" diyordu. Oysa Messier'in yıldızsız bulutsu sandığı şey, en az birkaç yüz milyar yıldızdan oluşmuş dev bir sistemdi. Halton Arp tarafından görüntülenmiş ve Arp 151 olarak "Fışkırmalara sahip gökadalar" kategorisi altında Tuhaf Gökadalar Atlası'na dahil edilmiştir.

Sönme, gözlemci ve astronomik obje arasında ortaya çıkan gaz ve tozun oluşturduğu elektromanyetik radyasyonun serpintisini ve emilimini (absorbasyonunu) anlatmak için kullanılır. Yıldızlararası sönümleme Robert Julius Trumpler tarafından 1930 yılında tanındı. Ancak, etkileri Friedrich Georg Wilhelm von Struve'nin tarafından 1847 yılında belirtilmiştir. Ve bu yıldızların renkleri üzerindeki etkisi, onu galaktik tozun genel varlığı ile irtibatlamamış bazı kişilerce gözlemlenmiştir. Samanyolu'nun düzlemine yakın uzanan yıldızlar dünyanın birkaç bin parseki içinde olup V bandındaki tükenme kiloparsec başına 1,8 büyüklüğündedir.

<span class="mw-page-title-main">Seyfert galaksisi</span> Galaksi

Seyfert Galaksileri, kuasarlar içinde aktif galaksiler içinde en büyük iki gruptan birini teşkil eder. Bunlar, kuasarlardan farklı olarak, ev sahibi galaksileri kolayca tespit edilebilen, yüksek iyonizasyon emisyon hatları ortaya çıkartan spektrumları olan oldukça yüksek yüzey parlaklıkları ile kuazar benzeri çekirdeklere sahiptirler.

<span class="mw-page-title-main">Jüpiter'in manyetosferi</span> Jüpiter gezegeninin manyetosferi

Jüpiter'in manyetosferi, güneş rüzgarının akışı içinde gezegenin içsel manyetik alanı tarafından oluşturulan boşluktur. Güneş yönünde yedi milyon kilometreye kadar uzanırken, ters yönde neredeyse Satürn'ün yörüngesine kadar erişir. Bu sebeple Jüpiter manyetosferi, Güneş Sistemi'ndeki diğer gezegenlerin manyetosferlerinden daha büyük ve daha güçlüdür. Heliosferden sonra bilinen en büyük sürekli yapıdır. Dünya manyetosferinden daha geniş ve daha düzdür, ayrıca manyetik momenti yaklaşık 18.000 kat daha büyüktür. Jüpiter'in manyetik alanı, 1950'lerin sonunda radyo emisyonları gözlemleriyle ilk kez tespit edilmiş ve 1973'te Pioneer 10 uzay aracı tarafından doğrudan gözlemlenmiştir.

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

Koronal döngüler alçak koronallerin ve güneşin dönüşüm bölgelerinin temel yapısını oluşturmaktadır. Bu yüksek yapılı döngüler solar ortamdaki manyetik sapmanın direkt sonuçlarıdır. Koronal döngülerin populasyonu solar halkalarla doğrudan bağlantılıdır; bu nedenle koronal döngüler genelde ayak izlerinde güneş izleriyle bulunurlar.

<span class="mw-page-title-main">Solar döngü</span> Güneşin aktivitesindeki periyodik değişim

Solar döngü, Güneş döngüsü veya güneş manyetik aktivite döngüsü, Güneş aktivitesi güneş yüzeyinde gözlenen güneş lekeleri sayısındaki varyasyonları açısından ölçülen yaklaşık periyodik 11 yıllık bir değişimdir. 17. yüzyılın başlarından beri güneş lekeleri gözlenmiştir ve güneş lekesi zaman serisi herhangi bir doğal fenomenin en uzun sürekli gözlenen (kaydedilmiş) zaman serisidir.

<span class="mw-page-title-main">B-tipi ana kol yıldızı</span> yıldız sınıflandırma

B-tipi ana kol yıldızı, tayf tipi B ve aydınlatma sınıfı V olan ana kol (hidrojen-yakan) yıldızıdır. Kütleleri Güneş'ten 2 ile 16 kat daha fazla ve yüzey sıcaklıkları 10.000 ile 30.000 K arasındadır. B-tipi yıldızlar son derece parlak ve mavidir. Spektrumları, en çok B2 alt sınıfında ve orta derecede hidrojen çizgilerinde göze çarpan nötr helyuma sahiptir. Örnekler arasında Regulus ve Algol A sayılabilir.


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.