İçeriğe atla

Güneş lekeleri

Güneş lekesi bölgesi 2192[1]
Detaylı görüntü, 13 Aralık 2006

Güneş lekeleri, ışık küre (ışık yuvarı) 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.[2]

Güneş lekeleri yaklaşık olarak 3.000-4.500 K (2.700-4.200 °C) sıcaklığa sahip olsalar bile siyah lekeler halinde açıkça görünür. Çünkü çevresindeki bölgeler yaklaşık olarak 5.780 K (5.500 °C) sıcaklığına sahiptir. Kara cisim ışımasında olduğu gibi, lekelerin ışık şiddeti sıcaklığının dördüncü kuvveti ile doğru orantılıdır. Eğer güneş lekelerini, çevresini oluşturan ışık küreden ayırabilseydik Ay'dan çok daha parlak görünürdü.[3] Bu lekeler Güneş'in yüzeyinde ilerlerken hem daralıp hem genişler. Lekeleri daire olarak düşünecek olursak, 16 kilometre[4] çapında küçük olabileceği gibi 160.000 kilometre[5] çapında büyük de olabilir. Büyük olanlar Dünya'dan teleskop olmadan bile görünebilir.[6] Aynı zamanda, ışık kürede ilk ortaya çıktıklarında, saniyede birkaç yüz metre göreceli hızlara sahip olabilirler.

Güneş lekeleri, tıpkı taçküre döngüleri (İngilizce coronal loop) ve manyetik bağlanma olayları gibi yoğun manyetik aktiviteyi belirtir. Çoğu güneş püskürtüsü ve taçküre kütle atımı, güneş lekelerinin gruplaştığı bölgelerin etrafındaki aktif manyetik alanlarda ortaya çıkar. Benzer olgular, ışık ve karanlık bölgeler ölçülerek, dolaylı yoldan Güneş dışındaki yıldızlarda da gözlenmiştir. Bunlara yıldız lekeleri denir.[7]

Tarihçe

Tarihöncesi kanıtlar

Katmanbilim (İngilizce stratigraphic ), araştırmalarından elde edilen veriler gösteriyor ki, güneş döngüleri yüzlerce milyon yıldır aktif olarak devam etmektedir. Kambriyen öncesinden kalma kayaların varv denen tortullarının ölçülmesi, ince tabakaların sürekli tekrar ettiğini gösterdi. Kayalar üzerindeki her bir yeni katmanın yaklaşık olarak 11 yılda bir oluştuğu ortaya kondu. Dünya'daki ilk atmosferin, güneş ışımasındaki değişimlere daha fazla hassas olduğu söylenebilir. Bu yüzden, yıllar boyunca Güneş'in fazlaca aktif olması buzul erimelerine ve kalın tortul yataklarının oluşmasına neden olabilir. Yıllık katman oluşumuna bunun neden olduğu tahmin ediliyor.[8][9] Ancak alternatif açıklamalar da ileri sürülmüştür.[10]

Ağaç halkalarının incelenmesi, geçmiş güneş döngülerinin daha detaylı bir resmini ortaya çıkarmıştır. Dendrokronoloji ve radyokarbon tarihleme yöntemi, doğrudan güneş gözlemi ile elde edilmiş güvenilir veriler ışığında, 11.400 yıl öncesine uzanan güneş lekesi aktivitelerini tekrar incelememizi sağladı.[11]

İlk gözlemler

John of Worcester'in Chronicle'sinde bir güneş lekesinin çizimi

Günümüze ulaşan en eski güneş lekesi kayıtları M.Ö. 364'te Çinli gökbilimci Gan De tarafından gökbilim kataloğuna geçirilmiştir.[12] Milattan önce 28. Yüzyıldan itibaren, Çinli astronomlar düzenli olarak güneş lekelerini gözlemleyerek resmi kayıt altına alıyorlardı.[13]

Batı dünyasındaki ilk kaydedilmiş güneş lekesi M.Ö. 300'lü yıllara rastlar. Bu leke, Platon ve Aristo'nun öğrencisi Antik Yunan bilgini Theophrastus tarafından kayıt altına alınmıştır.[14] Daha fazla güneş lekesi gözlemleri M.S. 17 Mart 807'de, Benedictine monk Adelmus tarafından yapılmıştır. 8 gün boyunca devam eden bir güneş lekesi gözlemlemiştir. Ancak Adelmus bu lekeye Merkür geçişi diyerek yanlış bir sonuca varmıştır.[15] Aynı zamanda, M.S. 813 yılında Şarlman'ın öldüğü zamanda büyük bir güneş lekesi daha görülmüştür.[16] 1129'daki Güneş lekesi aktiviteleri John of Worcester tarafından tanımlanmıştır. 12. Yüzyılın sonlarında ise bu tanımlamaları Averroes yapmıştır.[17] Ancak Galileo 1612 yılında doğru tanımlamaları getirene kadar, bu gözlemler yanlış yorumlanarak gezegen geçişleri olarak adlandırılmıştır.[18]

17. ve 18. yüzyıllar

1794'teki güneş lekelerinin çizimi 1794 Samuel Dunn Haritası

Güneş lekelerinin teleskopla gözlemlenmesi 1610'lu yılların sonlarına rastlar. Bu gözlemler İngiliz gök bilimci Thomas Harriot ve Friz gök bilimciler Johannes ve David Fabricius tarafından yapılmıştır. Daha sonraki zamanlarda Galileo, Roma'daki gök bilimcilere güneş lekelerini gösteriyordu. Christoph Scheiner de muhtemelen kendi tasarımı olan gelişmiş bir helioskop kullanarak güneş lekelerini gözlemliyordu.

Güneş lekelerinin Güneş sistemi'nin doğası hakkındaki tartışmalarda önemi vardı. Bunlar Güneş'in kendi çevresi etrafında döndüğünü gösterdi. Lekelerin kaybolması ve tekrar ortaya çıkması Güneş'in değişken bir yapıda olduğunun kanıtınır. Aristo bu durumun aksine, bütün gökcisimlerinin değişmeyen bir küresel yapıda olduğunu söylemişti.

Rudolf Wolf, geçmiş döngüsel varyasyonlar üzerinde bir veri tabanı oluşturulması amacıyla geçmiş kayıtlar üzerinde çalışmalar yaptı. Dikkatli güneş gözlemleri için gelişmiş teknoloji ve teknikler daha 1610 yılında bile olmasına rağmen, onun verileri sadece 1700'e kadar genişletilebildi. Gustav Spörer, daha sonra 1716'dan önce güneş lekelerinin çok nadir gözlendiği zamanlarda 70 yıllık bir döngü olduğunu öne sürdü. Bunun sebebi, Wolf'un 17. Yüzyıla güneş döngülerini taşıyamamış olmasıydı.

17. yüzyılın ikinci yarısı boyunca güneş lekelerinin nadiren kaydı alınmıştır. Daha sonraki analizler gösterdi ki olumsuz gözlemler referans gösterilmediği sürece gözlemsel verilerin eksikliği sorun değildir. Edward Maunder, Spörer'in önceki çalışmalarını geliştirerek Güneş'in bir döngü boyunca değişim gösterdiğini söyledi. Bu süre içinde Güneş lekeleri yüzeyden tamamen kaybolarak 1700'lü yıllarda tekrar oluşmaya başlamıştır. Bu bilgi güneş döngüsünün neden kaybolduğunu anlamamıza yardımcı olmuştur. Bu süre boyunca kutup ışıkları da görünmez olmuştur. Güneş tutulması boyunca güneşin taç küresinin olmaması bile 1715'e öncelikli olarak not edildi. Güneş faaliyetlerinin çok az olduğu 1645-1717 yılları arasındaki güneş döngüsü "Maunder Minimumu" olarak bilinir.

19. Yüzyıl

Güneş lekelerinin sayılarındaki değişiklikler ilk defa Heinrich Schwabe tarafından 1826 ile 1843 arasında gözlenmiştir. Wolf'un ise 1848'de başlayan düzenli gözlemler yapılabilmesine olanak vermiştir. Wolf sayısı, bir dizi güneş gözlemiyle ilişkili olan, tek tek lekelerin veya leke gruplarının ölçümünü ifade eder. Aynı zamanda 1848'de Joseph Henry bir ekrana Güneş'in fotoğrafını yansıtarak Güneş lekelerinin çevresindeki bölgeye göre daha soğuk olduğuna karar verdi.[19]

Güneş faaliyetlerinin kaldığı yerden tekrar başlamasıyla, Heinrich Schwabe 1844'te Astronomische Nachrichten (Astronomi Haberleri) adlı dergide güneş lekelerinin sayısında döngüsel bir değişim olduğunu bildirdi.

Güneş, 1 Eylül 1859'da görünen yarımküresinde son derece güçlü bir güneş püskürtüsü yaydı. Bu olay 1859 Güneş Fırtınası olarak kayıtlara geçti. Bütün elektrik servisleri kesildi, en uzaktaki güney noktaları olan Havana, Hawaii ve Roma'dan bile görünebilen kutup ışıklarına neden oldu.

20. yüzyıl

Lisans eğitimini MIT'den alan Amerikalı güneş astronomu George Ellery Hale, Güneş'in fotoğraflarını çekmek için kullanılan, spektroheliograf denilen aleti icat etmiştir. Bu aletle güneş girdaplarını keşfetmiştir. Hale, 1908 yılında değiştirilmiş bir spektroheliograf kullanarak, görüş alanının güneş diski üzerindeki güneş lekesi üzerinden geçtiği zamanlarda, hidrojen spektrumlarının Zeeman etkisi sergilediğini gösterdi. Bu olay, çiftler halinde görünen ve her biri zıt manyetik kutuplara karşılık gelen güneş lekelerinin temelde manyetik bir olgu olduğunu ilk defa göstermiş oldu.[20] Hale tarafından yapılan daha sonraki çalışmalar, güneşin ekvatoru boyunca ayna simetrisi ile her iki yarımküredeki güneş lekelerinin birbirleri ile bağlantılı olduğunu ve güneş lekelerindeki manyetik kutuplarının doğu-batı uyumu için güçlü bir eğilim gösterdiğini ispat etti.[21] Güneş lekelerinin manyetik alanındaki bu düzen şimdilerde "Hale–Nicholson kuralı" olarak veya kısaca "Hale'nin kuralı" olarak biliniyor.[22]

21. Yüzyıl

4 Kasım 2003'te uydu aletleri 11 dakika boyunca güneş ışığıyla deyim yerindeyse yıkanarak en güçlü güneş püskürtüsü gözlendi. 486 numaralı güneş lekesi bölgesinin, X28 güneş püskürtüsünden akan X ışınları ürettiği tahmin edildi. Görsel ve holografik gözlemler Güneş'in uzak noktalarına kadar belirgin faaliyetlerin devam ettiğini gösterdi. 2000'li yıllardaki ölçümler ve aynı zamanda infrared spektral çizgilerinde yapılan gözlemler gösterdi ki güneş lekelerindeki faaliyetler, muhtemelen yeni bir minimuma olanak verecek şekilde, tekrar yok olabilir.[23] 2007'den 2009'a kadar, güneş lekesi faaliyetleri ortalamadan çok uzaktı. 2008'de, güneş minimumu için bile uç bir durum, zamanın yüzde 73'ünde Güneş lekesizdi. Sadece 1913'te daha fazlası belirgindi, yılın yüzde 85'inde temizdi. Güneş 2009 Aralığının ortalarına doğru, birkaç yıldır görünen güneş lekelerinin büyük bir grubu yüzeye çıktığı zamanlarda, durgunlaşmaya devam etti. Buna rağmen, güneş lekesi seviyesi normalin altındaydı.[24]

Nasa'nın 2006'daki tahmini. Güneş lekelerinin 2010/2011'de, maksimumda olacağı umularak sayıldı. Ancak gerçekte, 2010'da hala minimumda idi.

2006'da, NASA bir sonraki güneş lekesi maksimumu için tahmin yürüttü. Yaklaşık 2022'deki zayıf maksimuma kadar, 2011 yılı boyunca 150 ila 200 arasında olacağını öngördü (30–50% 23. Döngüden güçlü).[25][26] Tahminler doğru çıkmadı. Aksine, güneş döngüsü, maksimuma yakın olması gerektiği zamanlarda, 2010'da hala minimumda idi. Bu durum güneşin olağandışı olarak düşük faaliyette olduğunu gösterdi.[27]

Jet rüzgarlarının kaybolması, solan lekeler, kutupların yakınındaki yavaşlayan faaliyetlere bağlı olarak, Ulusal Güneş Gözlemevi ve Hava Kuvvetleri Araştırma Laboratuvarı'ndan birbirinden bağımsız bilim insanları 2011 ve bir sonraki 11 yıl boyunca güneş lekesi döngüsünün (25. Döngü) çok fazla azalacağını veya tamamen kaybolacağını tahmin etti.[28]

Fizik

TRACE uzay aracından morötesi bölgede alınmış bir güneş lekesinin yakın çekim görüntüsü

Güneş lekelerinin ayrıntıları hala bir araştırma konusu olmasına rağmen, Güneş lekeleri Güneş'teki ısıyayımsal bölgenin manyetik kış tüpü ile benzer görünüyor. Tüplerdeki gerilim belirli bir limite ulaşırsa, lastik gibi bükülür ve Güneş'in yüzeyinde patlar. Patlama noktalarında ısının yayılması kısıtlanır, enerji yüzey sıcaklığı ile birlikte Güneş'in içinden akarak azalır.

Wilson etkisi, aslında güneş lekelerinin yüzeydeki çöküntü olduğunu söyler. Zeeman etkisini kullanarak yapılan gözlemler, güneş lekelerinin ilk örneklerinin birbirlerinin zıt kutupları olan çiftler halinde gösteriyor. Bir döngüden diğerine, güneş lekelerinin ön ve arka kutupları (Güneş'in dönüşüne bağlı olarak) kuzeyden güneye ve tekrar güneyden kuzeye değişiyor. Güneş lekeleri çoğunlukla gruplar halinde görünür.

Güneş lekeleri kendi içinde iki gruba ayrılabilir:

  • Merkezi tam gölge, Manyetik alanın Güneş'in yüzeyine yaklaşık olarak dik olduğu, lekenin en karanlık bölgesidir.
  • Çevresel yarı gölge, Manyetik alanın daha yatayda olduğu lekenin daha çık bölgesi.

Manyetik basınç, alan yoğunlaşmalarını yok etmeye meyillidir. Güneş lekelerinin dağılmasına neden olmasına rağmen, bir lekenin ömrü günlerce veya haftalarca ölçülmüştür. 2001'de, SOHO uzay aracının gözlemleri, Güneş'in yüzeyinin altında hareket eden ses dalgalarını kullanarak, Güneş lekelerinin altındaki iç yapıyı 3 boyutlu resim çıkarılmaya çalışıldı. Bu gözlemler, her güneş lekesinin altında aşağıya doğru hareket eden çok güçlü hava akımları olduğunu gösterdi. Hareket eden girdapların oluşumu manyetik alanın yoğunlaşmasına neden olur.[29] Güneş lekeleri, kendi kendine sürekli tekrar eden fırtınalar gibi düşünülebilir.

Spörer Yasası davranışını gösteren ikili kelebek şeması

Yaklaşık her 11 yılda bir güneş lekesi faaliyetleri döngüsel olarak devam eder. Bir güneş döngüsündeki en fazla güneş lekesi faaliyetinin olduğu nokta Güneş Maksimumu ve en az faaliyetin olduğu nokta Güneş Minimumu olarak bilinir. Döngünün başlarında, güneş lekeleri yüksek enlemlerde görünür, daha sonra döngü maksimuma ulaşıyormuş gibi ekvatora doğru hareket eder. Bu olay Spörer Yasası olarak adlandırılır.

Uluslararası güneş lekesi numarası olarak da bilinen Wolf numarası çeşitli döngüleri görüntüleyerek güneş lekelerini endeksler. En uygunu 11 yıllık döngülerdir. Aynı zamanda bu döngü diğer güneş faaliyetlerinde de gözlenmiştir. Manyetik kutupları bu periyotla birlikte değişen Güneş'in manyetik alanı ile yakından bağlantılıdır.

Güneş lekelerini modern yöntemlerle anlamamız George Ellery Hale ile başladı. 1908'de manyetik alan ve güneş lekeleri arasında bağlantı kurmuştu.[20] Hale güneş lekesi döngülerinin, manyetik alanın kutuplarının tersine çevrilmesiyle 22 yılda bir gerçekleştiğini önerdi. Horace W. Babcock daha sonra Güneş'in dış katmanlarının dinamiği için nitelikli bir model önerdi. Babcock Modeli, Spörer Yasası tarafından tanımlanan, Güneş'in dönüşüyle ikiye katlanan diğer etkiler gibi, manyetik alanın neden olduğu davranışları açıklıyor.

Değişim

400 yıllık güneş lekesi geçmişi
11.000 yıllık güneş lekesi grafiği

11 yıllık düzensiz bir güneş döngüsünde, güneş lekesi yoğunluğu hızlıca artar ve çok yavaş azalır. 11 yıllık döngü boyunca zamanın büyük çoğunluğunda, Güneş lekelerinin sayılarında belirli değişimler olur. Örneğin, 1900'den 1960'lara kadar, lekelerin sayılmasında güneş maksimumuna eğilim oldu. 1960'tan günümüze kadar bu eğilim azaldı.[30] Geçen 10 yıldan sonra Güneş'in ortalamanın üstünde bir güneş faaliyeti gösterdiği belirlendi. En son 8.000 yıl önce bu kadar aktifti.[11]

Güneş lekelerine Işık Yuvarı'ndaki manyetik alan neden oluyor. Taçküre ve heliosferdeki manyetik alan değişimleri, Karbon 14 ve Berilyum 10'un kozmojenik izotopları, buz kayaların ve ağaç halkaları gibi karasal depolarda depolanmasını kullanarak anlaşılmaya çalışıyor.[31] Aynı zamanda jeomanyetik kasırga faaliyetleri üzerinde tarihsel bir gözlem yapılarak, kullanılabilir kozmojenik izotop verilerinin sonu ile modern uzay araçlarından alınan verilen başlangıcı arasındaki süre içinde bir köprü olmuş oluyor.[32] Bu değişimler, manyetik akışın sürekliliği ile ilgili denklemler ve güneş atmosferinin en tepesinden heliosferere çıkan manyetik akışı belirlemek için güneş lekeleri gözlemlenerek başarılı bir şekilde tekrar üretildi.[33] Güneş lekesi gözlemleri gösterdi ki, jeomanyetik faaliyetler ve kozmojenik izotoplar güneş faaliyetlerindeki değişimler hakkında bizlere tutarlı bilgiler vermektedir.

Güneş lekelerinin sayısı, 1979'dan beri süren döngüde, güneş radyasyonunun şiddeti ile ilişkilidir. Tam radyasyon akışı gerçekleştiğinde uydu ölçümleri yapılmıştır. Güneş lekeleri çevre ışık küreye göre daha koyu olmasına rağmen, daha fazla güneş lekesinin daha az güneş radyasyonuna neden olduğu ve güneş enerjisi sabitini azalttığı umuluyor. Bununla birlikte, güneş lekelerininin çevresindeki kenarlar ortalamadan daha parlaktır ve dolayısıyla daha sıcaktır. Tam olarak, daha fazla güneş lekesi güneş sabitinin değerini veya parlaklığını arttırıyor. Güneş lekelerinin döngüsünün sebep olduğu değişimler göreceli olarak küçüktür.[34][35] 17. Yüzyılın ikinci yarısında (yaklaşık olarak 1645'ten 1715'e kadar) güneş lekeleri Maunder Minimum'u boyunca nadiren gözlenmiştir.

11 yıllık güneş döngüleri, 1750'lerde yapılan gözlemlerden başlanarak bir seri oluşturacak şekilde numaralandırıldı.[36]

Gözlem

1 metre çapında İsviçre Güneş Teleskobu

Güneş lekeleri, Dünya üzerindeki gözlemevlerinde ve Dünya yörüngesinde dolanan güneş teleskoplarıyla gözlemleniyor. Bu telesoplarda filtreler ile veya yansıtma teknikleri kullanılarak direkt güneş gözlemi yapılıyor. Ek olarak, birçok çeşitte filtreli kameralar kullanılıyor. Spektroskop ve spektrohelioskop denen bu iş için özelleşmiş aletler kullanarak güneş lekeleri ve güneş lekesi bölgeleri incelenebiliyor. Yapay tutulmalar, Güneş'in daire çevresindeki ufuk boyunca hareket eden güneş lekelerini görüntülememize izin veriyor.

Güneş'e çıplak gözle direkt olarak bakmak göze kalıcı zararlar verdiği için, güneş lekelerinin amatör gözlemi genel olarak dolaylı yollardan bir yüzeye yansıtılmış resim kullanılarak veya doğrudan koruyucu filtreler ile yapılır. Filtreye gerek olmadan teleskobun göz merceği ile resim yansıtılabilir. Beyaz bir zemin üzerine yansıtılarak dolaylı yoldan gözlenebilir. Hatta güneş lekesi evrimini takip etmek üzere çizilebilir.

Uygulamalar

Diğer güneş aktiviteleriyle bağlantılı olduğundan dolayı güneş lekeleri, hava durumunu, iyonosferin durumu, kısa dalga boyunda radyo yayılımının koşulları ve uydu iletişimlerini tahmin etmeye yardımcı olmak için kullanılabilir. Güneş faaliyeti (ve güneş lekeleri) küresel ısınma konusunda sıklıkla tartışılır. Jack Eddy Maunder Minimumu, Avrupa'nın kış ikliminde gerçekleşen küçük buz çağı ve güneş lekeleri arasında görünen bir ilişki olduğunu söyledi.[37] Güneş lekeleri yayılan enerjideki açığın şiddeti cinsinden ifade edilebilir. Güneş lekelerinin doğrudan Dünya'daki iklim üzerinde sadece küçük bir etkisi vardır.[38] 11 yıllık döngüler gibi büyük zaman ölçeklerine bakacak olursak, bir diğer manyetik olgu olan Fakula ve kromosfer ağının güneş lekeleri ile ilişkili olduğu görülür. Bunlar diğer oluşumlar gibi güneş sabitinin değerini arttırır.[39] İngiliz iktisatçı William Stanley Jevons, 1870 yıllarında güneş lekeleri ile ekonomik krizler arasında bir ilişki olduğunu söyledi. Jevons bunun nedenini açıklamak için güneş lekelerinin Dünya'nın iklimini etkilediğini, bunun da tarımı etkilediğini, dolayısıyla ekonominin de etkilenmiş olduğunu söyledi.[40]

Diğer yıldızlardaki lekeler

1947 yılında, G. E. Kron, kırmızı cücelerin parlaklığındaki değişimleri göstererek yıldız lekelerinin olduğunu önerdi.[7] 1990'ların ortalarından beri, yıldız lekesi gözlemleri gelişen yüksek teknoloji ile çok daha fazla detaylı bir şekilde gözlemlenmeye başladı. Fotometri incelemeleri gösterdiki yıldız lekeleri gelişiyor ve bozuluyor. Aynı zamanda Güneş'tekine benzer döngüler gösteriyor. Spektroskopi ile yıldız lekelerinin yapısı incelendi ve Zeeman Efekti'ne bağlı olarak spektrum çizgisindeki değişimler analiz edildi. Doppler fotoğraflaması birçok yıldızdaki lekelerin farklı dönüşlerini ve Güneş'ten farklı olarak nasıl dağıldıklarını gösterdi. Spekturum çizgilerinin analiz edilmesi lekelerin ve yıldız yüzeyinin sıcaklık aralığının ölçülmesini sağladı. Örneğin, 1999 yılında Strassmeier, görünen en fazla soğuk yıldız lekesinin bir dev olan K0 yıldızındaki XX Triangulum (HD 12545) olduğunu rapor etti. Bu lekenin sıcaklığı 3.500 K (3.230 °C), yanındaki daha ılık lekenin ise 4.800 K (4.530 °C)'dir.[7][41]

Galeri

NOAA 875 güneş lekesi.
Güneş lekesi NOAA 875'ten bir güneş püskürtüsü.
video, Güneş'in iki hafta boyunca gözlemlenmesinden elde edilmiştir.
Gruplaşmış güneş lekeleri.
  • Güneş lekeleri, Eylül 2011.
    Güneş lekeleri, Eylül 2011.
  • Taçküre yapısının farklı güneş lekeleri ile birlikte görünüşü, Ekim 2010.
    Taçküre yapısının farklı güneş lekeleri ile birlikte görünüşü, Ekim 2010.
  • Gün batımında 923 numaralı güneş lekesi.
    Gün batımında 923 numaralı güneş lekesi.
  • Çıplak gözle görünen bir güneş lekesi, Bangladeş, Ocak 2004.
    Çıplak gözle görünen bir güneş lekesi, Bangladeş, Ocak 2004.

Ayrıca bakınız

  • Wolf sayısı
  • Spörer yasası
  • Joy yasası
  • Güneş çevrimleri listesi
  • Güneş çevrimi
  • Güneş dönüşü
  • Uzay hava durumu
  • Radyo yayılımı

Kaynakça

  1. ^ "Gentle giant sunspot region 2192". 24 Ekim 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Ocak 2015. 
  2. ^ "Sunspots". NOAA. 20 Aralık 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Şubat 2013. 
  3. ^ "Sunspots". NASA. 1 Nisan 1998. 17 Şubat 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Şubat 2013. 
  4. ^ "How Are Magnetic Fields Related To Sunspots?". NASA. 7 Haziran 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Şubat 2013. 
  5. ^ "Sun". HowStuffWorks. 25 Haziran 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Şubat 2013. 
  6. ^ "harvard.edu". 29 Haziran 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Mayıs 2015. 
  7. ^ a b c Strassmeier, K. G. (10 Haziran 1999). "Smallest KPNO Telescope Discovers Biggest Starspots (basın yayını 990610)". Viyana Üniversitesi. 23 Haziran 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Mayıs 2015. starspots vary on the same (short) time scales as Sunspots do ... HD 12545 had a warm spot (350 K above photospheric temperature; the white area in the picture) 
  8. ^ Williams, G.E. (1985). "Solar affinity of sedimentary cycles in the late Precambrian Elatina Formation". Australian Journal of Physics. Cilt 38. ss. 1027-1043. Bibcode:1985AuJPh..38.1027W. doi:10.1071/ph851027. 
  9. ^ Information, Reed Business (1981). "Digging down under for sunspots". New Scientist. Cilt 91. s. 147. Erişim tarihi: 14 Temmuz 2010. []
  10. ^ Williams GE (1990). "Precambrian Cyclic Rhythmites: Solar-Climatic or Tidal Signatures?". Philosophical Transactions of the Royal Society of London. Series A, Mathematical and Physical Sciences. Cilt 330. s. 445. Bibcode:1990RSPTA.330..445W. doi:10.1098/rsta.1990.0025. 
  11. ^ a b Solanki SK; Usoskin IG; Kromer B; Schüssler M; Beer J (Ekim 2004). "Unusual activity of the Sun during recent decades compared to the previous 11,000 years". Nature. 431 (7012). ss. 1084-1087. Bibcode:2004Natur.431.1084S. doi:10.1038/nature02995. PMID 15510145. 3 Mart 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Mayıs 2015. 
  12. ^ "Early Astronomy and the Beginnings of a Mathematical Science". NRICH (University of Cambridge). 2007. 8 Aralık 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Temmuz 2010. 
  13. ^ "The Observation of Sunspots". UNESCO Courier. 1988. 28 Haziran 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Temmuz 2010. 
  14. ^ "Letter to the Editor: Sunspot observations by Theophrastus revisited 6 Kasım 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi."
  15. ^ Wilson ER (1917). "A Few Pre-Copernican Astronomers". Popular Astronomy. Cilt 25. ss. 88-101, 93. Bibcode:1917PA.....25...88W. 
  16. ^ Einhard (1960). "Chapter 32". Life of Charlemagne. Ann Arbor: University of Michigan. 
  17. ^ Ead, Hamed A. Averroes As A Physician. Kahire Üniversitesi. 
  18. ^ Scheiner, Christoph (2010). On Sunspots. University of Chicago Press. s. 83. 2 Temmuz 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Mayıs 2015. 
  19. ^ Hellemans, Alexander; Bryan Bunch (1988). The Timetables of Science. New York, New York: Simon and Schuster. s. 317. ISBN 0-671-62130-0. 
  20. ^ a b DOI:10.1086/141602
  21. ^ DOI:10.1086/142452
  22. ^ Zirin, Harold (1988). Astrophysics of the sun. Cambridge University Press. s. 307. Bibcode:1988assu.book.....Z. 
  23. ^ Phillips, Tony (3 Eylül 2009). "Are Sunspots Disappearing?". NASA Science. 25 Mart 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Mayıs 2015. 
  24. ^ Clark, Stuart (14 Haziran 2010). "What's wrong with the sun?", 2764. New Scientist. 22 Eylül 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Mayıs 2015. 
  25. ^ Phillips, Tony (10 Mayıs 2006). "Long Range Solar Forecast: Solar Cycle 25 peaking around 2022 could be one of the weakest in centuries". NASA Science. 3 Haziran 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Mayıs 2015. 
  26. ^ Dikpati, Mausumi (6 Mart 2006). "NCAR News Release: Scientists Issue Unprecedented Forecast of Next Sunspot Cycle". University Corporation for Atmospheric Research. 7 Eylül 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Mayıs 2015. 
  27. ^ Wallis, Paul (22 Nisan 2009). "Low solar outputs puzzling astronomers". Digital Journal. 18 Mayıs 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Mayıs 2015. 
  28. ^ Hill, Frank (14 Haziran 2011). "What's down with the Sun? Major drop in solar activity predicted". 2 Ağustos 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Mayıs 2015. 
  29. ^ NASA News Release (6 Kasım 2001). "SOHO reveals how sunspots take stranglehold on the Sun". SpaceFlight Now. 17 Ocak 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Mayıs 2015. 
  30. ^ "Sunspot index graphics". Solar Influences Data Analysis Center. 6 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Eylül 2007. 
  31. ^ Usoskin I.G. (2008). "A History of Solar Activity over Millennia". Living Reviews in Solar Physics. 5 (3). doi:10.12942/lrsp-2008-3.  PDF Copy 3 Mart 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
  32. ^ Lockwood M. (2013). "Reconstruction and Prediction of Variations in the Open Solar Magnetic Flux and Interplanetary Conditions". Living Reviews in Solar Physics. 10 (4). Bibcode:2013LRSP...10....4L. doi:10.12942/lrsp-2013-4. 8 Mart 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Mayıs 2015.  PDF Copy 20 Temmuz 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
  33. ^ Owens M.J.; Forsyth R.J. (2013). "The Heliospheric Magnetic Field". Living Reviews in Solar Physics. 10 (5). Bibcode:2013LRSP...10....5O. doi:10.12942/lrsp-2013-5. 10 Mayıs 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Mayıs 2015. 
  34. ^ "Solar Forcing of Climate". Climate Change 2001: Working Group I: The Scientific Basis. 6 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Mart 2005. 
  35. ^ Weart, Spencer (2006). Weart, Spencer (Ed.). "The Discovery of Global Warming". American Institute of Physics. 22 Haziran 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Nisan 2007. 
  36. ^ Tribble, A. (2003). The Space Environment, Implications for Spacecraft Design. Princeton University Press. ss. 15-18. 
  37. ^ Eddy J.A. (Haziran 1976). "The Maunder Minimum". Science. 192 (4245). ss. 1189-1202. Bibcode:1976Sci...192.1189E. doi:10.1126/science.192.4245.1189. PMID 17771739. 10 Şubat 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Mayıs 2015.  PDF Copy 16 Şubat 2010 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
  38. ^ Hudson H (2008). "Solar activity". Scholarpedia. 3 Ekim 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Ocak 2011. 
  39. ^ "Observations of solar irradiance variability". 1981. Bibcode:1981Sci...211..700W. doi:10.1126/science.211.4483.700. 23 Mart 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Mayıs 2015. 
  40. ^ Carlos Garcia-Mata C; Shaffner FI (Kasım 1934). "Solar and economic relationships: a preliminary report". The Quarterly Journal of Economics. 49 (1). The MIT Press. ss. 1-51. doi:10.2307/1883875. JSTOR 1883875. 
  41. ^ "Derived images showing rotation of cool and warm starspots". Leibniz Institute for Astrophysics. 18 Eylül 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Ocak 2013. 

Güneş lekesi verileri

İlgili Araştırma Makaleleri

<span class="mw-page-title-main">Venüs</span> Güneş sisteminde yer alan, Güneşe en yakın 2., sıcaklık açısından 1. sırada yer alan gezegen

Venüs, Güneş Sistemi'nde Güneş'e uzaklık bakımından ikinci sıradaki, sıcaklık bakımından ise birinci sıradaki gezegendir.

<span class="mw-page-title-main">Merkür</span> Güneş sisteminde yer alan, Güneşe en yakın ve sistem içerisindeki en küçük gezegen

Merkür, Güneş Sistemi'ndeki en küçük ve Güneş'e en yakın gezegendir. Adını, ticaret ve iletişim tanrısı ve tanrıların habercisi olan antik Roma tanrısı Mercurius'tan (Mercury) almıştır. Yüzey kütleçekimi yaklaşık olarak Mars ile aynı olan bir karasal gezegen olarak sınıflandırılır. Yüzeyi, milyarlarca yıldır biriken sayısız çarpma olayının bir sonucu olarak yoğun şekilde kraterlerle kaplıdır. En büyük krateri olan Caloris Planitia, 1.550 km (960 mi) çapındadır ve gezegenin çapının üçte biri kadardır. Dünya'nın uydusu Ay'a benzer şekilde Merkür'ün yüzeyi, bindirme faylarından kaynaklanan geniş bir uçurum sistemi (yarıklar) ve çarpma olayı kalıntıları tarafından oluşturulan parlak ışın sistemleri sergiler.

<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">Uranüs</span> güneş sisteminin 7. gezegeni

Uranüs, Güneş'e yakınlık bakımından yedinci gezegendir. Gazlı, camgöbeği renginde bir buz devidir. Gezegenin büyük bir kısmı, astronominin "buz" ya da uçucu maddeler olarak adlandırdığı maddenin süperkritik fazındaki su, amonyak ve metandan oluşur. Gezegenin atmosferi karmaşık katmanlı bir bulut yapısına sahiptir ve tüm Güneş Sistemi gezegenleri arasında 49 K ile en düşük minimum sıcaklığa sahiptir. Gezegenin 82,23°'lik belirgin bir eksenel eğimi ve 17 saat 14 dakikalık bir geriye dönüş periyodu vardır. Bu, Güneş etrafındaki 84 Dünya yıllık bir yörünge döneminde kutuplarının yaklaşık 42 yıl sürekli güneş ışığı aldığı ve ardından 42 yıl sürekli karanlık olduğu anlamına gelir.

<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">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">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">T Tauri yıldızı</span> Genç değişken yıldızlar sınıfı

T Tauri yıldızları, on milyon yıldan genç olan bir değişken yıldızlar sınıfıdır. Genelde moleküler bulutların yakınlarında bulunup, değişken ışıksallıkları ve güçlü renkyuvarı çizgileri ile tanınırlar.

<span class="mw-page-title-main">Değişen yıldız</span> Dünyadan görüldüğü gibi parlaklığı zaman içinde değişen yıldız

Değişen yıldız, parlaklıkları zaman içinde değişen yıldızlardır. Parlaklıkları genelde ya çok gençken ya da çok yaşlı iken değişir. Bunun nedeni, ya genişleme, daralma, püskürme gibi yıldızın iç dinamiğinden; ya da iki ya da daha fazla yıldızın birbirlerinin yörüngelerinde dönerken oluşturdukları tutulmalardan kaynaklanan dış dinamiklerden dolayı oluşur. 2000 yılına kadar 30,000'in üzerinde değişken yıldız bulunup kataloglanmıştır. Ayrıca 14,000 kadar başka yıldızda parlaklık değişiminden şüphelenilmektedir. Güneşimiz ve Kutup Yıldızı dahil olmak üzere birçok yıldızın, yeterli duyarlılıkta ölçüldüğünde, parlaklıkları değişmektedir.

İklim değişiklikleri, bilimsel olarak klimatoloji dalına göre incelenen bir tür atmosferik ya da astronomik değişikliklerdir.

<span class="mw-page-title-main">Taçküre kütle atımı</span>

Taçküre kütle atımı, Güneş'in taçküresinde manyetik alan karışımları nedeniyle oluşan ve uzaya büyük kütlede plazma fırlatılmasına sebep olan bir Güneş patlamasıdır. Güneş'ten çok uzakta bulunan etkileri araştırıldığında bunlara gezegenlerarası TKA de denir.

<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">Dünya'nın manyetik alanı</span> bilimsel terim

Dünya'nın manyetik alanı, diğer adıyla jeomanyetik alan, Dünya'dan uzaya doğru uzanan manyetik alandır. Dünya'dan çıkan manyetik alan, Güneş'ten gelen yüklü parçacıklardan oluşan Güneş rüzgarlarıyla buluşur. Manyetik alanın büyüklüğü, Dünya yüzeyinde 25 ve 65 microtesla arasıdır. Kabaca bakarsak, bu alan, Dünya'nın dönüş eksenini baz alarak, yaklaşık 10 derece kaymış bir manyetik dipoldur. Diğer bir deyişle, düz bir dikdörtgen mıknatısın, yine aynı açıyla Dünya'nın merkezine konması gibidir. Kuzey jeomanyetik kutup, Grönland'ın yakınlarında kuzey yarımkürede olan kutup, aslında manyetik olarak Dünya'nın manyetik alanının güney kutbudur ve Güney jeomanyetik kutup da manyetik alanın kuzey kutbudur. Çubuk mıknatıslardan farklı olarak, Dünya'nın manyetik alanı zamanla değişir çünkü bu manyetik alan, Dünya'nın dönüş hareketinden meydana gelir.

Güneş fiziği, Güneş ile ilgili çalışmada uzmanlaşan astrofiziğin branşıdır. Sadece bize en yakın yıldız için mümkün olan detaylı ölçümlerle uğraşır. O teorik fizik,astrofizik,akışkanlar dinamiği içeren bilgisayar bilimi,manyetohidrodinamik,sismoloji,parçacık fiziği,atom fiziği,nükleer fizik,yıldız evrimi,uzay fiziği,spektroskopi,yayılıcı transfer,uygulamalı optik,sinyal işleme,bilgisayar görüntüsü,sayısal fizik,yıldız fiziği ve güneş astronomisi içeren plazma fiziği gibi birçok bilim dalıyla kesişir.

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

Solar minimum, Güneş'in 11 yıllık döngüsünde en az güneş aktivitesinin görüldüğü periyottur. Bu süre zarfında güneş lekesi ve güneş patlaması aktivitesi azalır ve çoğu zaman günlerce meydana gelmez. Minimumun tarihi, 12 aylık güneş lekesi aktivitesi üzerinden düzleştirilmiş bir ortalama ile saptanır, bu nedenle minimum solar tarihi genellikle minimum gerçekleştikten 6 ay sonra saptanabilir.

<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">25. Güneş çevrimi</span> 2019dan yaklaşık 2030a kadar öngörülen Güneş etkinliği

25. Güneş çevrimi, Güneş lekesi aktivitesinin kapsamlı bir şekilde kaydedilmeye başlandığı 1755'ten bu yana 25'inci mevcut Güneş çevrimidir. Aralık 2019'da minimum güneş lekesi sayısı 1,8 ile başlamıştır. Yaklaşık 2030 yılına kadar devam etmesi beklenmektedir.

<span class="mw-page-title-main">Annie S. D. Maunder</span>

Annie Scott Dill Maunder İrlandalı-İngiliz bir astronomdu. Güneş'in 11 yıllık döngüsünde güneş lekelerinin kutuplardan ekvatora hareket ettiğine dair ilk kanıtı kaydetti. Zamanının önde gelen astronomlarından biriydi ancak cinsiyeti nedeniyle katkıları sıklıkla göz ardı edildi. 1916 yılında cinsiyeti nedeniyle üyeliği reddedildikten 21 yıl sonra, Kraliyet Astronomi Derneği'ne üye seçildi.


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.