Güneş durmadan kütle ve enerji kaybetmektedir. Güneşin fotonlara dönüştürerek kaybettiği kütlenin dışında, iyonize gaz olarak kaybettiği kütleye “Güneş Rüzgarı” denir.
Güneş rüzgarının varlığı ilk olarak Dünyadaki manyetik fırtınaların anlaşılması sonucunda öngörülmüştür. Manyetik fırtına süresince, İyonosferin özelliklerinin değişmesi sonucu radyo iletişiminde ciddi sorunlar ortaya çıkmaktadır. Manyetik fırtınalar ile Güneş patlamaları arasındaki ilişki, manyetik fırtınaların, Güneş rüzgarlarından yaklaşık 36 saat sonra gözlemlenmeye başlaması ile anlaşılmıştır.
Güneş rüzgarı ile Jeomanyetik fırtına arasındaki ilişki ilk olarak, 1859 Eylül ayında gerçekleşen bir Güneş patlaması ile ilişkilendirilmiştir.
Güneş rüzgarının varlığı ayrıca kuyrukluyıldızların gözleminden de anlaşılmıştır. Kuyrukluyıldızlar Güneşe yeterince yaklaştıklarında kuyruk daima Güneş merkezinden dışa doğru gözlemlenmiştir. Buna sebep başlarda Güneşin ışınım basıncının neden olduğu öngörülmüştür. Ancak bu varsayımda kuyrukluyıldızlardan ayrılan atom ve moleküllerin bütün yönlerde olması gerekmesi bir sorun olarak durmaktaydı. Çünkü gelen ışınım kuyrukluyıldız ile etkileşmesi sonucunda iyonlar ile birlikte küresel olarak salınması gerekirdi. Ayrıca bu varsayım buharlaşmayı bir derece açıklasa dahi kuyruğun şekil ve yoğunluğun tam olarak açıklayamamaktaydı.
Ardı sıra yapılan gözlemler sonucunda kuyrukluyıldızın kuyruğunun yoğun iyonize gaz içerdiği ve yüklü olan bu parçacıkların ise “Yerel gezegenler arası manyetik alan” boyunca sıralandığı gözlemlenmiştir.
Daha sonra E.N. Parker, Güneş rüzgarlarının varlığını teorik olarak korona’dan yayılan plazma olduğunu öngörmüştür. (;akt: Hanslmeier 2004).
Güneş rüzgarındaki değişim Güneş aktivitesi boyunca yayılmıştır. Dünyaya ulaşan Güneş rüzgarının ortalama hızı 400km/s’dir.
Güneş, Güneş rüzgarları ile bir gün içerisinde 10-4 Dünya kütlesi kaybetmektedir. Bu kütle nükleer reaksiyonlar yolu ile kaybedilen kütle miktarıyla karşılaştırılacak büyüklüktedir.
Güneş rüzgarı, Güneş üzerinde açık manyetik alan çizgilerinin bulunduğu koronal delikler boyunca uzaya saçılır. Bu koronal deliklerde meydana gelen kütle emisyonuna, “Koronal Kütle Atımı (Coronal Mass Ejections-CMEs)” denir.
Güneş rüzgarları ayrıca Güneş patlamaları (Solar Flare) yolu ile de meydana gelir. Meydana gelen Güneş rüzgarları düşük hızlı olabileceği gibi yüksek hızlıda olabilir. Yüksek hızlı parçacıklar jeomanyetik fırtınanın şiddetini arttırmaktadır.
Güneş rüzgarlarının Dünyada hissedilir şiddeti, Güneşin dönüşüne ve Dünyanın Güneş etrafındaki yörüngesel hareketine bağlıdır.
Güneş ile Dünya arasında yaklaşık 1,5.108km’lik bir mesafe vardır. Bu mesafe 1AU, yani 1 Astronomik birim olarak bilinir.
Güneş ile gezegenler arası manyetik alan arasında 45°’lik açı vardır. Güneş rüzgarlarının yoğunluğu, Dünya ile Güneş arasındaki mesafenin karesi oranında azalır. Güneş rüzgarı yeteri kadar bir mesafe aldığında Güneşin manyetik alanı ile yıldızlararası manyetik alan sınırını oluşturan sınır ile karşılaşır. Bu sınır, tıpkı Dünyanın manyetik alanının Güneş sistemi arasındaki sınırı belirleyen “manyetopoz” gibidir. Güneşin bu manyetik sınırına “Heliyopoz” denir. Güneş rüzgarı bu sınıra ulaştığında, karşılaştıkları manyetik alanın etkisiyle parçacıkların hızı 20 km/s’ye kadar düşer. Bu geçiş bölgesinin konumu (Heliyosferik sonlandırma şok bölgesi), ilk olarak 1993 yılında uzay araçlarının yardımı ile ölçülmüştür. (Hanslmeier 2004).
Heliyopoz’un konumu Güneş’ten 130 – 170 AU’luk bir uzaklıkta olduğu düşünülmektedir. Bu bilgi Voyager 1 ve 2 araçlarının rastladığı 3 kHz’lik elektromanyetik atımlar yolu ile gözlenmiştir. Gözlemde, Voyager 2 uzay arası bir Güneş rüzgarına maruz kalmasının ardından 3kHz’lik elektromanyetik atımlar arasındaki zaman farkından elde edilmiştir. (Hanslmeier 2004).
Güneş rüzgarlarını Dünyadaki önemli bir etkisi, “Auroralar” dır.
Kuzey ve Güney Işıkları olarak’da bilinen auroralar, Güneş rüzgarını oluşturan iyonize parçacıkların Dünya manyetik alan çizgilerinin yoğunlaştığı bölgelerden girerek, atmosferin üst katmanları ile etkileşmesi sonucunda oluşan ışımalardır. Işımaların dalgaboyu (rengi) bize rüzgarın içeriği hakkında bilgi vermektedir (Örneğin yeşil renk oksijen atomlarının göstergesidir). (Hanslmeier 2004).
Güneş rüzgarları incelendiğinde, rüzgarların “manyetik bulutlar” şeklinde olduğu gözlemlenmiştir. Bu bulutların uzay meteorolojisi açısından ölçülmesi gereken parametreleri, hızı, yoğunluğu, manyetik alan şiddeti ve yönelimidir.
Güneş rüzgarını oluşturan “manyetik bulut”, Dünya manyetik alanının sınırını oluşturan “Manyetopoz” ile çarpışıp, bir şok etkisi oluşturarak Jeomanyetik salınımlara neden olur. (Hanslmeier 2004).
Koronal Kütle Atımları (CMEs) ve Güneş püskürmeleri genel olarak, Fotosferin yarı durgun olan manyetik alanının Korona’da manyetik enerjinin ani olarak salınması ile gerçekleştiği düşünülmektedir. Bu hipotez “Depolama-Serbest bırakma” olarak adlandırılır (Chen, 2001). Bu CME’leri açıklayan yeni bir teoridir. (Hanslmeier 2004).
Bu Hipotez’de, Güneşin iç yapısı ve manyetik alanının, konveksiyon bölgesinden kaynaklı solar dinamo etkisiyle oluşup, manyetik enerjinin korona’ya taşınarak birikmesi ve bazı etkileşmelerle serbest bırakılacağını ileri sürer (Hanslmeier 2004), (Antia, 2003).
Yüksek Hızlı Güneş Rüzgarı
Yüksek Hızlı Güneş Rüzgarı, geniş koronal deliklerden kaçan parçacıklar yolu ile oluşur.
Rüzgarın yüksek hızlara ulaşmasına “Alfven” adı verilen dalgalar neden olur.
Alfven dalgaları, korona’da oldukça geniş ve bunun yanında küçük enerji yoğunluklarından oluşur. Bu dalgalar Korona ve Güneş rüzgarlarının içerisine kadar ulaşır ve Alfven hızı ile ilerler. Dalgaların hızı korona içerisinde 20-30km/s civarındadır. Alfven dalgaları manyetik alan çizgileri boyunca Güneş rüzgarına enerji aktarır. (Hanslmeier 2004).
Kaynak: Haziran 2007-Haziran 2008 dönemindeki güneş aktiviteleri ve dünyaya olan etkilerinin incelenmesi. / Nazım Karadağ
|
____ Innovation Science Labs ____
|
