4.2 Bir Yıldız Olarak Güneş

Isı ve ışık kaynağımız olan Güneş, kendi enerjisini kendi içinde üreten orta büyüklükte bir yıldızdır. Yaşamın devamı güneş enerjisine ve Yer'in Güneş'ten uzaklığının buna çok uygun olmasına bağlıdır.

Yer atmosferi dışında birim alana bütün dalgaboylarında düşen Güneş enerjisi S =1368 watt/m² ölçülmüştür. Buna güneş sabiti denir. Çeşitli yöntemlerle yapılan ölçümler, Yer'in Güneş'ten ortalama uzaklığı için r = 1.GB = 1.495x10¹¹ m vermektedir.Bu uzaklığı ışık hızına böler ve çıkan saniye sayısını dakikaya çevirirsek görürüz ki Güneş'in ışığı Yer'e 8.3 dakikada ulaşır.Güneş her yöne ışınım saldığına göre, Güneş'ten bir saniyede çıkan toplam ışınım 8.3 dakika sonra yarıçapı 1 GB olan küre yüzeyine ulaşmıştır. O hâlde, bu küre yüzeyindeki toplam güneş enerjisi, Güneş'in 8.3 dakika önce bir saniye içinde saldığı toplam enerjiye eşit olmalıdır. Böylece, kürenin yüzey alanı 4πr² olduğuna göre, Güneş'in birim zamanda (bir saniyede) saldığı enerji, yani ışınım gücü,

L_Θ= S4πr² = (1368 W/m )(4 π)(1.495x10¹¹)² = 3.8x10²⁶ W

olmalıdır. Bu büyük bir enerjidir. Yer üzerine bunun milyarda birinden daha azı düşmektedir.

Yıldızlar çok uzak olduğu için ışık noktası gibi görünürler, halbuki Güneş yakın olduğundan disk gibi ve belli bir açı altında görülür. Bu açıyı her zaman ölçebiliriz. Güneş'in bize uzaklığını bildiğimizden basit bir geometri Güneş'in çapını verir (Şekil 4.3). θ açısı küçük olduğundan geometri bağıntısı şöyle yazılabilir:

d = r•θ =1.495x10¹¹ x 0.532 x π /180

= 1392000 km

R =\F(1,2) d = 696000 km bulunur.

Şekil 4.3: Güneş çapının hesaplanması

Kepler'in üçüncü yasası yardımı ile Güneşin kütlesi için M_Θ=2x10³⁰ kg bulunmuştur, yani Güneş Yer'den yaklaşık 300000 kez daha kütlelidir. Kütle ve hacimden ortalama yoğunluk 1.4 g/cm³ bulunur. Bu, Güneş'in katı olduğu anlamına gelmez. Güneş, sıcaklık ve basıncın belli koşulları altında, kütle çekimi ile dengede olan kararlı bir gaz küresidir.

Güneşin Enerji Kaynağı

Güneş yüzeyinden salınan enerjinin 4x10²⁶ watt olduğunu gördük. Bu müthiş enerjinin kaynağı, Güneş'in merkezinde, hidrojen bombasına benzeyen fakat denetim altında işleyen çekirdek tepkimeleridir. Bu tepkimelerde atomlar kaynaşır, daha ağır elementler oluşur.Bu arada açığa çıkan enerji, Güneş'in-yıldızlarda yıldızın-yüzeyinden uzaya salınır.

Güneş merkezinde sıcaklık 15 milyon °K ve basıncı 1 milyar atmosferdir (1 atmosfer = deniz seviyesindeki atmosfer basıncı). Bu merkez bölgeye, bundan böyle özek diyeceğiz. Özekteki "yakıt" hidrojendir. Hidrojen evrende en basit ve en bol olan elementtir.

Olağan koşullarda iki artı yük birbirini iter. Güneş özeğinde yüksek sıcaklık ve basınç koşullarında protonlar birbirine öyle yaklaşabilirler ki güçlü çekirdek kuvveti elektrostatik itme kuvvetini yener ve iki proton birbirine kenetlenir, böylece yeni bir izotop ya da element oluşur. Güneş'in özeğinde meydana gelen proton-proton zinciri adı verilen tepkimelerin özeti :

4H ∅ He + E

olur. Burada, H hidrojen atomunun çekirdeğini (proton), He helyum atomunun çekirdeğini, E de açığa çıkan enerjiyi göstermektedir. Görüleceği gibi, 4 tane hidrojen atom çekirdeği birleşip bir helyum atomu çekirdeği oluşturmaktadır. Bir helyum çekirdeğinin kütlesi 4 tane hidrojenin kütlesinden 0.029 akb kadar daha azdır. (akb = atom kütle birimi = ¹²C atomunun kütlesinin 12 de biri = 1.66x10^-27 kg ). Bu kütle artığı Einstein'in E=mc² formülüne göre ışık enerjisine dönüşür. Burada c ışık hızı, m ise ışığa dönüşen kütledir. Sayıları yerine koyalım:

E = 0.029 akb x1.66x10^-27 kg/akb x (3x10⁸ )² = 4x10^-12 joule

4 tane hidrojenden bu kadar enerji elde edildiğine göre Güneş'in yüzeyinden salınan 4x10²⁶ watt'lık enerjiyi karşılamak için saniyede 4.5 milyon ton kütle harcandığını kolayca hesaplayabilirsiniz. Fakat Güneş'in içini ve içindeki atomları görmeden, gök bilimciler ve fizikçilerin, bu enerji kaynağını bulmaları öyle kolay olmadı. Güneş bu tempoda 5 milyar yıl daha özekte hidrojen yakabilir. Bu enerji üretimi 15 milyon kelvinlik özek sıcaklığında başlıyor ve sürdürülüyor. Sıcaklık dışa doğru azaldığından özek dışında enerji üretimi yoktur. Beş milyar yıl sonra Güneşin özekteki yakıtı helyum olacaktır.

Güneş'in İç Yapısı

Güneş enerjisinin üretildiği bölge, çekirdek tepkimelerinin yer aldığı özek bölgesidir (Şekil 4.4). Bu enerji dış katmanlara taşınmakta, oradan da uzaya yayılmaktadır. Gök bilimciler, Güneşte - ve yıldızlarda - enerjinin esas olarak ışınımla ve konveksiyonla (kütle hareketiyle) taşındığına inanırlar. Özek bölgesini çevreleyen ve enerjinin ışınım yoluyla taşındığı bölgeye, ışımasal bölge denir. Özekte üretilen bir foton, Güneş'in yüzeyine bir doğru boyunca ulaşamaz, fakat yıldız maddesi ile çarpışır, saçılır, soğurulur ve yeniden salınır. Hesaplar gösteriyor ki tek bir fotonun yüzeye ulaşması bir milyon yıl almaktadır, yani bizim şimdi gözlediğimiz güneş ışığı, özekte bundan bir milyon yıl önce üretilmişti. Bu nedenle biz Güneş'in özeğini değil fotonların en son salındığı dış katmanları görüyoruz.

Şekil 4.4: Güneşin katmanları.

Işımasal bölgeyi çevreleyen bir sonraki katman konvektif zarftır. Burada enerji, katmandaki maddenin hareketi ile taşınır: Sıcak gazlar yükselip taşıdığı enerjiyi ışık küreye bırakır, soğur ve geri dökülüp yeniden ısınır. Bir odadaki radyatör ya da sobanın ısıttığı hava yükselir, tavan düzeyinde yayılır, soğuyup odanın öteki tarafından aşağı çöker; oluşan bu dolaşım, konveksiyondur. Güneş'in ışımasal bölgesinden gelen büyük miktarlardaki enerjiyi taşıyabilmek için konveksiyon hareketi çok belirgin olmalıdır.

Bu hareket, beyaz ışıkta çekilen Güneş fotografında belli olmaktadır; yüzey lekeli görünümdedir, buna "bulgurlanma" denir. (Şekil 4.5). Parlak lekeler yükselen gaz sütunlarını, karanlık kısımlar çökmekte olan soğumuş gazları temsil etmektedir. Konvektif hücreler, birkaç yüz km genişliğinde ve derinliğindedir.

Güneş'in Atmosferi

Güneş atmosferi, Güneş'in en dış katmanlarıdır. Konvektif zarfın, güneş ışığını doğrudan aldığımız üst kısmına ışık küre denir. Güneş tayfı, birkaç km kalınlığındaki ışık kürenin kimyasal bileşimini verir. Beyaz ışıkta (filtresiz) çekilen fotografta görülen "kenar kararması" (Şekil 4.6) yüzeyden içe doğru sıcaklığın arttığının kanıtıdır: Güneş katı disk değil, bir gaz küresidir. Kenara doğru baktığımızda bakış doğrultumuz daha sığ, soğuk ve dolayısıyla daha az ışınım salan katmandan geçer. Görülen disk her yerde eşit parlaklıkta değil, kenara doğru kararır. Kararmanın miktarı sıcaklığın derinlikle değişmesini verir.

Şekil 4.5: Güneş yüzeyinde bulgurlanma. Enerji konvektif yol ile taşındığından her hücrenin içindeki açık renk alan içeriden dışarıya çıkan bölgeyi, hücrelerin kenarındaki daha karanlık kısımlar ise yüzeyden içeri giden daha soğuk gazı göstermektedir.

Güneş atmosferinin ikinci katmanı, renk küre (kromosfer)dir. Kalınlığı yaklaşık 6000 km kadardır. İyi bir raslantı olarak Ay ile Güneş'in açısal çapları aynıdır; belli koşullarda tam Güneş tutulmasında Ay, Güneş'in çok parlak olan ışık küresini tam olarak örter ve Ay diskinin çevresinde ilginç bir ışık halkası gözükür. Bu ışık halkasını oluşturan çoğunlukla hidrojen gazıdır. Hidrojene ek olarak renk kürede; sodyum, kalsiyum, magnezyum ve helyum vardır.

Güneş atmosferinin üçüncü katmanı, yine tam Güneş tutulması sırasında görülen ve renk küreyi çevreleyen taç katmanı (korona) dır. (Şekil 4.7). Renk küre ve taç katmanı özel âletler olmaksızın normal gün ışığında görülmez, çünkü ışık kürenin yanında çok sönük kalırlar. Renk küre ve taç katmanını gözlemek için gök bilimciler artık tam güneş tutulmasını beklemezler. Teleskop odağında Güneş diskini yapay olarak kapatıp renk küre ve taç katmanını izleyebilmektedirler. Bu çalışmalar taç katmanının düzgün yapıda olmadığını, zamanla değiştiğini, onbinlerce - hatta yüzbinlerce- km yukarılara uzandığını göstermektedir.

Şekil 4.6: Soldaki resim lekelerin yedi günlük süre içinde Güneş'in ne kadar döndüğünü, sağdaki resimde ise beyaz ışıkta görülen kenar kararmasını göstermektedir.

Renk küre ve taç katmanında sıcaklık değişimi beklenilenin tersidir. Işıkkürede sıcaklık dışa doğru azalır, renk kürenin dibinde 4200°K (kelvin)'e kadar düşer. Bundan sonra sıcaklık yükselmeye başlar, renk kürenin önemli bir kısmında sıcaklık 7000°K kadardır. Renk küre ile taç katmanı arasında olan ve geçiş bölgesi denen bölgede, sıcaklık birden bir milyon dereceye kadar yükselir, taç katmanında ortalama sıcaklık 2 milyon °K kadardır.

Bu kadar yüksek sıcaklıklarda σT⁴ den beklenen yüksek ışınım gücü gözlenmemektedir. Bunun nedeni renk küre ve taç katmanının çok düşük yoğunlukta olmalarıdır. Orada anlamlı miktarda ışınım üretecek kadar gaz yoktur. Yüksek sıcaklık, gaz atomlarının yüksek enerjilerini ve yüksek hızlarını temsil eder. Böyle sıcaklığa kinetik sıcaklık denir.

Şekil 4.7: Güneş tutulması ve taç katmanı.

Güneşin en dış katmanları (ışık küre ve taç) elektromanyetik olayların bir sonucudur. Seyrek renk küre ve taç katmanı gazları, ışık küreden çıkan ve sonra yine ışık küreye dönen büyük ilmekler oluşturan manyetik alanlar tarafından tutulur ve taşınan manyetik enerji ile ısıtılırlar.