Güneş Hakkında

Güneş, Güneş Sistemi'nin merkezinde yer alan yıldızdır Orta büyüklükte olan Güneş tek başına Güneş Sistemi'nin kütlesinin % 99,8'ini oluşturur Geri kalan kütle Güneş'in çevresinde dönen gezegenler, asteroitler, göktaşları, kuyrukluyıldızlar ve kozmik tozdan oluşur Günışığı şeklinde Güneş'ten yayılan enerji,fotosentez yoluyla Dünya üzerindeki hayatın hemen hemen tamamının var olmasını sağlar ve Dünya'nın iklimiyle hava durumunun üzerinde önemli etkilerde bulunur
Samanyolu gökadasında bilinen 200 milyar yıldızdan birisi olan Güneş, kütlesi sıcak gazlardan oluşan ve çevresine ısı ve ışık yayan bir yıldızdır Güneş'in çapıdünyanın çapının 109 katı (15 milyon km), hacmi 1,3 milyon katı ve ağırlığı 333000 katı kadardır Güneşin yoğunluğu ise Dünyanın yoğunluğunun ¼’ü kadardır Güneş kendi ekseni etrafında saatte 70000 km hızla döner Bir turunu ise 25 günde tamamlar Güneşin yüzey sıcaklığı 5500 °C ve çekirdeğinin sıcaklığıysa 15,6 milyon °C’dir Güneşten çıkan enerjinin 2 milyonda 1'i yeryüzüne ulaşır Güneş’in üç günde yaymış olduğu enerji, dünyadaki tüm petrol, ağaç, doğalgaz, vb yakıta eşdeğerdir Güneş ışınları 8,44 dakikada yeryüzüne ulaşır Güneş dünyaya en yakın yıldızdır Çekim kuvveti dünya yer çekiminin 28 katıdır
Güneş yüzeyi kütlesinin %74'ünü ve hacminin %92'sini oluşturan hidrojen, kütlesinin %24-25'ünü ve hacminin %7'sini oluşturan helyum ile Fe, Ni, O, Si, S,Mg, C, Ne, Ca, ve Cr gibi diğer elementlerden oluşur Güneş'in yıldız sınıfı G2V'dir G2 Güneş'in yüzey sıcaklığının yaklaşık 5780 K olduğu, dolayısıyla beyaz renge sahip olduğu anlamına gelir Günışığının atmosferden geçerken kırılması sonucu sarı gibi görünür Bu mavi fotonların Rayleigh saçılımınınsonucunda yeteri kadar mavi ışığın kırılmasıyla geride sarı olarak algılanan kırmızılığın kalmasıdır
Tayfı içinde iyonize ve nötr metaller olduğu kadar çok zayıf hidrojen çizgileri de bulunur V eki (Roma rakamıyla beş) çoğu yıldız gibi Güneş'in de ana diziüzerinde olduğunu gösterir Enerjisini hidrojen çekirdeklerinin füzyonlahelyuma dönüşmesinden elde eder ve hidrostatik denge içindedir, yani zaman içinde ne genişler ne de küçülür Saniyede 600 milyon ton hidrojen, helyuma dönüşür Bu da, Güneş`in her geçen saniye 4,5 milyon ton hafiflemesine yol açar Güneşteki füzyon olayı sonucunda kızıl kırmızımsı bir alev 15-20 bin km yükselir ve Güneş Fırtınası meydana gelir Galaksimizde 100 milyondan fazla G2 sınıfı yıldız bulunur Güneş, galaksimiz içinde bulunan yıldızların % 85'inden daha parlaktır, bu yıldızların çoğu kırmızı cücelerdir
Güneş Samanyolu merkezinin çevresinde yaklaşık 26000 ışıkyılı uzaklıkta döner Galaktik merkez çevresinde bir dönüşünü yaklaşık 225–250 milyon yılda bir tamamlar Yaklaşık yörünge hızı saniyede 220 kilometredir (+/-20 km/s) Bu da her 1400 yılda bir, 1 ışıkyılı ve her 8 günde 1 GB'dir Bu galaktik uzaklık ve hız bilgileri şu anda sahip olduğumuz en doğru bilgilerdir ancak daha fazla öğrendikçe bunlar da gelişebilir
Güneş günümüzde Samanyolu'nun daha büyük olan Kahraman takımyıldızı ve Yay takımyıldızı kolları arasında kalan Orion Kolu'nun iç kısmında, Yerel Yıldızlararası Bulut içinde yüksek sıcaklıkta dağınık gaz bölgesi olan düşük yoğunluklu Yerel Kabarcık içinden geçmektedir Dünya'ya 17 ışıkyılı uzaklıkta yer alan en yakın 50 yıldız içinde Güneş, mutlak kadir olarak dördüncü sıradadır (M=4,83)



Yaşam Çevrimi

Güneş'in yıldız gelişimi bilgisayar modellemesi ve nükleokozmokronoloji yöntemleri kullanılarak ana dizi üzerinde hesaplanan yaşının 4,57 milyar yıl olduğu düşünülmektedirHidrojenmoleküler bulutun hızla kendi içine çökmesi sonucu üçüncü nesil, Öbek I, T Tauri yıldızı olan Güneş'in doğduğu düşünülmektedir Bu doğan yıldızın Samanyolu gökadasının çekirdeğinden 26000 ışıkyılı 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 dizi 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 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 Birkaç milyar yıl sonra da yüzeyde bulunan su tamamen yok olacaktır
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

Yapısı

Güneş bir sarı cücedir Güneş Sistemi'nin toplam kütlesinin yaklaşık % 99'unu oluşturur Güneş hemen hemen mükemmel bir küre şeklindedir, basıklığı yalnızca 9 milyonda birdir, yani kutuplararası çapı ile ekvator çapı arasında bulunan fark yalnızca 10 km'dir Güneş plazma hâlindedir ve katı değildir; dolayısıyla kendi ekseni etrafında dönerken kademeli olarak döner, yani ekvatorda kutuplarda olduğundan daha hızlı döner Bu gerçek dönüşün periyodu ekvatorda 25 gün, kutuplarda 35 gündür Ancak Dünya Güneş'in etrafında dönerken gözlem noktamız sürekli değiştiği için Güneş'in görünür dönüşü ekvatorda yaklaşık 28 gün kadardır Bu yavaş dönüşün merkezkaç etkisi Güneş'in ekvatorunda yüzey çekiminden 18 milyon kat daha güçsüzdür Aynı zamanda gezegenlerden kaynaklanan gelgit etkisi Güneş'in şeklini belirgin derecede etkilemez
Kayalık gezegenlerde olduğu gibi Güneş'in belirli sınırları yoktur Dış katmanlarında, merkezinden uzaklaştıkça gaz yoğunluğu üstel olarak azalır Ancak aşağıda açıklandığı gibi Güneş'in belirgin bir iç yapısı bulunur Güneş'in yarıçapı merkezinden ışıkyuvarının (fotosfer) kenarına kadar ölçülür Bu hemen yukarısında gazların önemli miktarda ışık saçamayacak kadar çok soğuk ya da çok ince olduğu katmandır Işık yuvarı çıplak gözle görülen yüzeydir Güneş çekirdeği toplam hacminin yüzde 10'una ama toplam kütlesinin yüzde 40'ına sahiptir
Güneş'in içi doğrudan gözlemlenemez ve Güneş elektromanyetik ışımaya karşı opaktır Ancak nasıl sismolojideprem 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 çekirdeği merkezden 0,2 güneş yarıçapına kadar uzanır Yoğunluğu 150000 kg/m³ (Yeryüzünde suyun yoğunluğunun 150 katı) civarında, sıcaklığı da 13600000 kelvin kadardır (yüzey sıcaklığı yaklaşık 5800 kelvindir) Yakın zamandaki SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) misyonunun getirdiği bilgiler çekirdekte işınsal bölgeye doğru daha hızlı bir dönme hızı olduğunu belirtmektedir,Güneş'in yaşamının çoğunda enerji, proton-proton zincirleme tepkimesidiye adlandırılan aşamalardan oluşan ve hidrojenihelyuma çeviren nükleer füzyon ile oluşur 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 ışıkyuvarına ulaşır ve buradan uzaya günışığı ve parçacıkların kinetik enerjisi olarak yayılır
Güneş'te serbest olarak bulunan toplam ~89×1056 proton (hidrojen çekirdeği) her saniye 3,4×1038 kadarı helyum çekirdeğine dönüşür, saniyede 4,26 milyon ton madde-enerji dönüşüm oranıyla saniyede 383 yottawatt (3,83×1026 W) ya da 9,15×1010 megatonTNT enerji açığa çıkar Bu aslında güneş çekirdeğinde 0,3 µW/cm³ ya da 6 µW/kg madde gibi oldukça düşük bir enerji üretimi oranına karşılık gelir Örneğin insan vücudu yaklaşık olarak 1,2 W/kg ısı üretir, yani bu da Güneş'in birim kütle başına milyonlarca katı demektir Dünya üzerinde benzer parametreler kullanılarak plazma ile enerji üretilmesi tamamen mantıksız olacaktır çünkü orta kapasitede 1 GW'lık bir füzyon güç santralı bir küp mil hacminde 170 milyar tonluk plazmaya ihtiyaç duyacaktır Dolayısıyla yeryüzünde bulunan füzyon reaktörleri, Güneş'in içindekinden çok daha yüksek plazma sıcaklıkları kullanmaktadır
Nükleer füzyon hızı, yoğunluk ve sıcaklığa çok yakından bağlıdır, dolayısıyla çekirdekteki füzyon hızı kendi kendini düzenleyen bir dengeye sahiptir Biraz yüksek bir füzyon hızı sonucunda çekirdek ısınarak dış katmanlara doğru hafifçe genişleyecek, füzyon hızını azaltacak ve kendini düzenleyecektir Biraz düşük bir füzyon hızı da çekirdeğin soğumasına ve daralmasına dolayısyla da füzyon hızının artmasına neden olacaktır
Nükleer füzyon tepkimeleri sonucunda açığa çıkan yüksek enerjili fotonlar (kozmik, gama ve X ışınları) güneş plazmasının yalnızca birkaç milimetresi tarafında emilir ve tekrar rastgele yönlerde çok az enerji kaybederek tekrar yayılır, bu nedenle de ışımanın Güneş'in yüzeyine ulaşması uzun zaman alır "Foton yolculuk zamanı" 10000 ilâ 170000 yıl kadar sürer
Isıyayımsal dış katmandan şeffaf "yüzey" ışıkyuvara doğru son bir yolculuktan sonra fotonlar görünür ışık olarak kaçar Güneş'in merkezinde bulunan her gama ışını uzaya kaçmadan önce birkaç milyon görünür ışık fotonuna dönüşür Nötrinolar da çekirdekteki tepkimelerde oluşur ama fotonların aksine nadiren madde ile etkileşime girer, dolayısıyla hemen hemen hepsi Güneş'ten hemen kaçabilir Çok uzun yıllar, Güneş'te üretilen nötrinoların ölçümü kuramlar sonucu tahmin edilenden 3 kat daha düşüktü Bu tutarsızlık yakın zamanda nötrino salınım etkilerinin keşfiyle çözüldü Güneş gerçekten de kuramlarca önerilen miktarda nötrinoyu açığa çıkarmakta ancak nötrino algılayıcıları bunların üçte ikisini kaçırmaktadır çünkü nötrinolar kuantum sayılarını değiştirmektedir


Işınsal Bölge

Yaklaşık 0,2 güneş yarıçapından 0,7 güneş yarıçapına kadar bulunan madde, çekirdekteki yoğun ısıyı dışarı doğru temal radyasyonla taşıyacak kadar sıcak ve yoğundur Bu bölgede ısıyayım yoktur, yükseklik arttıkça madde soğusa da sıcaklık düşümü adyabatik sapma oranından düşük olduğu için ısıyayım oluşamaz Isı ışınım yoluyla iletilir Hidrojen ve helyumiyonlarıfoton açığa çıkarır Fotonlar diğer iyonlar tarafından emilmeden bir miktar yol alır Bu şekilde enerji dışarı doğru çok yavaş bir hızla ilerler
Işınsal ile ısıyayımsal bölge arasında "tachocline" adı verilen bir geçiş katmanı bulunur Burada ışınsal bölgenin tekdüze dönüşüyle ısıyayımsal bölgenin kademeli dönüşü arasında oluşan ani değişiklik büyük bir kırılmaya neden olur


Isıyayımsal Bölge

Güneş'in dış katmanında, yani yarıçapının % 70 aşağısına kadar olan bölgede plazma ısıyı dışarıya doğru ışıma yoluyla iletecek kadar yoğun ve sıcak değildir Sonuç olarak sıcak sütunların yüzeye yani ışıkyuvara doğru madde taşıdığı ısıyayım oluşur Yüzeye çıkan madde soğuyunca tekrar ısıyayımsal bölgenin başladığı yere çökerek ışınsal bölgenin üst kısmından daha fazla ısı alır
Isıyayımsal bölgede bulunan termal sütunlar Güneş'in yüzeyinde belirli bir iz bırakır Güneş'in iç bölgesinin dış katmanı olan bu bölgedeki türbülanslı ısıyayım küçük ölçekli bir dinamo yaratarak Güneş'in yüzeyinin tamamında manyetik kuzey ve güney kutuplar yaratır

Işıkyuvar

Işıkyuvar, Güneş'in görünen yüzeyi, hemen altında görünen ışığa opak olduğu katmandır Işıkyuvarın üzerinde görünen günışığı uzaya serbestçe yayılır ve enerjisi Güneş'ten uzaklaşır Opaklıkta olan değişiklik görünen ışığı kolayca soğuran H- iyonlarının miktarlarının azalmasıdır Buna karşın görünen ışık elektronların hidrojen atomlarıyla H- iyonu oluşturmak için tepkimeye girmesiyle oluşur Işıkyuvar on ile yüz kilometre arasındaki kalınlığıyla Dünya üzerinde bulunan havadan daha az opaktır Işıkyuvarın üst kısmının alt kısmından soğuk olması nedeniyle Güneş ortada kenarlara nazaran daha parlakmış gibi görünür Güneş'in kara cisim ışınımı 6000 K sıcaklığında olduğunu gösterir Işıkyuvarın parçacık yoğunluğu yaklaşık 1023 m−3'dir bu da Dünya havayuvarının deniz düzeyindeki parçacık yoğunluğunun % 1'i kadardır
Işıkyuvarın ilk optik tayf incelemeleri sırasında bazı soğurma çizgilerinin o zamanlar Dünya üzerinde bilinen hiçbir elemente ait olmadığı anlaşıldı 1868 yılında Norman Lockyer bunun yeni bir elemente ait olduğu varsayımını öne sürdü ve adını Yunan güneş tanrısı Helios'tan esinlenerek "helyum" koydu Bundan ancak 25 yıl sonra helyum yeryüzünde izole edilebildi




Gazyuvar

üneş'in ışıkyuvar üzerinde bulunan bölümlerine topluca güneş gazyuvarı denir Radyo dalgalarından görünür ışığa ve gama ışınlarına kadar olan elektromanyetik spektrumda çalışan teleskoplarlarla görünebilir ve başlıca beş bölgeden oluşur: Sıcaklık ineci, renkyuvar, geçiş bölgesi, korona ve günyuvar Güneş'in dış gazyuvarı sayılan günyuvarPlüton'un yörüngesinin çok ötesine gündurguna kadar uzanır Gündurgunda yıldızlararası ortam ile şok dalgası şeklinde bir sınır oluşturur Renkyuvar, geçiş bölgesi ve korona Güneş'in yüzeyinden daha sıcaktır Sebebi tamamen kanıtlanmasa da kanıtlar Alfvén dalgalarının koronayı ısıtabilecek kadar enerjiye sahip olabileceğini göstermektedir
Güneş'in en soğuk bölgesi ışıkyuvarın yaklaşık 500 km üzerindeki sıcaklık ineci bölgesidir Sıcaklık yaklaşık 4000 K'dir Bu bölge karbonmonoksit ve su gibi basit moleküllerin soğurma tayflarıyla farkedilebileceği kadar soğuktur
Sıcaklık ineci bölgenin hemen üzerinde 2000 km kalınlığında, yayılım ve soğurma çizgilerinin egemen olduğu ince bir katman bulunur Adının renkyuvar olmasının nedeni, güneş tutulmalarının başında ve sonunda bu bölgenin renkli bir ışık olarak görülmesidir Renkyuvarın sıcaklığı yükseldikçe artar ve en üst bölgede 100000 K'e erişir

Hinode'un Güneş Optik Teleskobuyla 12 Ocak2007 tarihinde çekilen bu Güneş görselinde değişik manyetik polariteye sahip olan bölgeleri bağlayan plazmanın ipliksi yapısı görünmektedir








Işıkyuvarın üzerinde, sıcaklığın çok hızla 100000 K'den bir milyon K'e çıktığı geçiş bölgesi yer alır Sıcaklık artışının nedeni bölgede bulunan helyumun yüksek sıcaklıklar nedeniyle tamamen iyonize olarak faz geçişidir Geçiş bölgesi kesin belirli bir yükseklikte oluşmaz Daha çok renkyuvarda bulunan iğnemsi ve ipliksi yapıların çevresinde bir ayça oluşturur ve sürekli kaotik bir hareket içindedir Geçiş bölgesi yeryüzünden kolay görülmez ama uzaydan, elektromanyetik spektrumun morötesi bölümüne kadar hassas cihazlar tarafından kolayca gözlemlenebilir
Korona hacim olarak Güneş'ten çok daha büyük olan dış gazyuvarı katmanıdır Korona tüm Güneş Sistemi'ni ve günyuvarını kaplayan güneş rüzgârına pürüzsüzce geçiş yapar Korona'nın Güneş yüzeyine yakın olan alt katmanlarının parçacık yoğunluğu 1014–1016 m−3'dur Sıcaklığı birkaç milyon kelvin civarındadır
Günyuvar ise yaklaşık 20 güneş yarıçapınden (0,1 GB) Güneş Sistemi'nin en son noktasına kadar uzanır İç sınırlarının tanımı güneş rüzgârınınsüperalfvénik akışa sahip olması yani bu akışın Alfvén dalgalarının hızından daha fazla olması ile belirlenir Bu sınırın dışındaki türbülans ya da dinamik kuvvetler Güneş koronasının şeklini etkilemez çünkü bilgi ancak Alfvén dalgalarının hızıyla yayılabilir Güneş rüzgârı, sürekli olarak günyuvar boyunca dışa doğru akar, Güneş'ten 50 GB ötede gündurguna çarpana kadar güneş manyetik alanını spiral bir şekle sokar Aralık 2004'te Voyager 1 uzay sondasının, gündurgun olduğuna inanılan bir şok dalgası cephesini geçtiği bildirildi Her iki Voyager sondası da sınıra yaklaştıkça daha yüksek düzeyde enerji yüklü parçacıkların varlığını kaydetti



Kimyasal Bileşimi

Güneş, atomdan büyük her nesne gibi kimyasal elementlerden oluşmuştur Bir çok biliminsanı bu elementlerin bolluklarını, gezegenlerdeki elementlerle olan bağlantılarını ve güneşin içindeki dağılımlarını araştırmıştır

Element Bollukları

Güneş içinde bulunan elementlerin dağılımı bir çok 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 Özellikle Güneş'in içinde helyumun dağılımı özel olarak ilgi çekmektedir Helyumun dağılma sürecinin zamanla hızlandığı ortaya çıkarılmıştır Güneş'in dış katmanını oluşturan ışıkyuvarın bileşimi, içinde bulunan döteryum, lityum, bor ve berilyum dışında, Güneş Sistemi'nin oluşumundaki kimyasal bileşime örnek olarak alınmaktadır









Ortalama uzaklık
(Dünya'dan)1,496×1011 m
8,31 dakika ışık yılı olarak
Görünen kadir (V)−26,74m [color="#ffffff"]
Mutlak kadir4,83m [color="#ffffff"]
Yıldız sınıflandırmaG2V
MetallikZ = 0,0177[color="#ffffff"]
Açısal çap31,6' - 32,7' [color="#ffffff"]

Ortalama uzaklık
(Samanyolumerkezinden)~2,5×1020 m
26000 ışık yılı
Galaktik periyot2,25–2,50×108 yıl
Hız~2,20×105 m/s
(Gökada merkezinin çevresinde yörünge üzerinde)
~2×104 m/s
(yakınlarda bulunan yıldızların ortalama hızına göreceli olarak)

Ortalama çap1,392×109 m [color="#ffffff"]
Dünya'nın 109 katı
Ekvator yarıçapı6,955×108 m [color="#ffffff"]
Ekvator çevresi4,379×109 m [color="#ffffff"]
Basıklık9×10−6
Yüzey alanı6,088×1018 m² [color="#ffffff"]
Dünya'nın 11900 katı
Hacim1,4122×1027 m³ [color="#ffffff"]
Dünya'nın 1300000 katı
Kütle1,9891 ×1030 kg[color="#ffffff"]
Dünya'nın 332946 katı
Ortalama yoğunluk≈1,409 ×103 kg/m³[color="#ffffff"][url=http://trwikipediaorg/wiki/G%C3%BCne%C5%9F#cite_note-sse-3][url=http://trwikipediaorg/wiki/G%C3%BCne%C5%9F#cite_note-4]
DeğişikyoğunluklarÇekirdek: 1,5×105 kg/m³
Aşağı Fotosfer: 2×10-4 kg/m³
Aşağı Kromosfer: 5×10-6 kg/m³
Ortalama Corona: 10×10-12kg/m³[color="#ffffff"]
Ekvator'da yüzey çekimi274,0 m/s2 [color="#ffffff"]
27,94 g
Kaçış hızı
(yüzeyden)617,7 km/s [color="#ffffff"]
Dünya'nın 55 katı
Etkin yüzey sıcaklığı5778 K[color="#ffffff"]
Corona sıcaklığı~5×106 K
Çekirdek sıcaklığı~15,7×106 K [color="#ffffff"]
Işınım gücü (Lsol)3,846×1026 W[color="#ffffff"]
~3,75×1028 lm
~98 lm/W etkin lüminozite
Ortalama Radyans (Isol)2,009×107 W m−2 sr−1

Eksenel eğiklik7,25° [color="#ffffff"]
(tutulum düzlemine)
67,23°
(gökada düzlemine)
Sağ açıklık
(Kuzey kutbunun)[color="#ffffff"]286,13°
19 s 4 d 30 sn
Dik açıklık
(Kuzey kutbunun)+63,87°
63°52' Kuzey
Yıldız dönem periyotu
(16° enlemde)25,38 gün [color="#ffffff"]
25 g 9 s 7 dk 13 sn[color="#ffffff"]
(ekvatorda)25,05 gün[color="#ffffff"]
(kutuplarda)34,3 gün [color="#ffffff"]
Dönme hızı
(ekvatorda)7,284 ×103 km/s

Hidrojen73,46 %[color="#ffffff"]
Helyum24,85 %
Oksijen0,77 %
Karbon0,29 %
Demir0,16 %
Kükürt0,12 %
Neon0,12 %
Nitrojen0,09 %
Silikon0,07 %
Magnezyum0,05 %







Kaynak : Wikipedia

Güneş Döngüleri =>

Güneş Lekeleri ve Güneş Lekeleri Döngüsü

Uygun filtrelemeyle Güneş gözlemlendiğinde ilk dikkati çeken etrafına göre daha soğuk olması nedeniyle daha koyu görüken belirli sınırlara sahip güneş lekeleridir Güneş lekeleri, güçlü manyetik kuvvetlerin ısıyayımı 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 Daha da önceleri benzer minimum dönemler ağaç halkalarının analiziyle ortaya konmuştur ve bu dönemler normalden daha düşük global hava sıcaklıklarıyla eşleşmektedir


Olası Uzun Dönem Döngüsü

Çok yeni bir teori Güneş'in çekirdeğindeki manyetik kararsızlıkların 41000 ya da 100000 yıllık periyotlarda değişikliklere sebep olduğunu öne sürmektedir Bu kuram,buzul çağlarını Milankovitch döngülerinden daha iyi açıklayabilir Astrofizik alanındaki bir çok kuram gibi bu da doğrudan test edilemez


Kurumsal Sorunlar =>

Güneş Notrino 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 öneriyordu1980'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 Hatta, 2001 yılında Sudbury Nötrino Gözlemevi doğrudan üç tip nötrinoyu da tespit etmeyi başardı ve Güneş'in toplam nötino ışıma oranının standart Güneş modeli ile uyumlu olduğunu ortaya çıkardı Nötrino enerjisine bağlı olarak Dünya'da görünen nötrinoların üçte biri elktron nötrino tipindedir Bu oran maddede nötrino salınımını açıklayan, madde etkisi de diye bilinen Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein (MSW) etkisi ile tahmin edilen oranla uyumludur Dolayısıyla problem artık çözülmüştür

Korona Isınma Problemi

Güneş'in optik yüzeyi ışıkyuvar yaklaşık 6000 K'lik bir sıcaklığa sahiptir Bunun üzerinde 1000000 K'lik güneş koronası bulunur Koronanın bu aşırı yüksek sıcaklığı, ışıkyuvardan doğrudan ısı iletimi dışında başka bir kaynaktan ısıtıldığını gösterir
Koronayı ısıtmak için gerekli olan enerjinin ışıkyuvarın 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 Işıkyuvarında hareketin sürekli olarak oluşturduğu manyetik enerji güneş püskürtüsü gibi büyük ve buna benzer bir çok küçük olayla yayılır
Şu anda dalgaların etkin bir ısı yayma işleyişi olup olmadığı çok açık değildir Alfvén dalgaları dışında tüm dalgaların koronaya ulaşmadan önce dağıldıkları ortaya çıkarılmıştırAlfvén 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 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 hayatında gelişememesi gerekirdi Ancak jeolojik kayıtlar Dünya'nın tarihi boyunca oldukça sabit bir sıcaklıkta kaldığını gösterir, hatta genç Dünya bugünden biraz daha sıcaktır Biliminsanları arasında varılan görüşbirliği 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

Manyetik Alan

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 Günyuvar 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


Güneş Gözleminin Tarihçesi =>
İlk Çağlarda Güneş


İskandinav Bronz Çağ mitolojisinin önemli bir parçası olduğuna inanılan, bir at tarafından çekilen Trundholm Güneş arabası heykeli


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 Bir çok 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'daChichén 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 gökbilimciler tarafından yedi gezegendenbiri olarak sayılırdı Haftanın günlerine de bu yedi gezegenin adı verilmiştir




Bilimsel Bakışla Güneş

Güneş hakkında ilk bilimsel açıklamayı yapan insanlardan birisi Yunanlı filozof Anaxagoras Güneş'in tanrı Helios'un arabası olmadığını Peloponnez'den bile büyük devasa yanan bir metal top olduğunu söylemiştir Bu sapkın düşünceyi öğrettiği için iktidardakiler tarafından 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 Hintliler tarafından önerilmiştir Bu görüş 16 yüzyılda Mikolaj Kopernik tarafından tekrar ele alınmıştır 17 yüzyılın başındateleskobun bulunuşuyla güneş lekeleri Thomas Harriot, Galileo Galilei ve diğer gökbilimcileri 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 Güneş lekeleri Han hanedanından beri gözlemlenmekte ve Çinli gökbilimciler 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 günışığını inceledi ve ışığın birçok renkten oluştuğunu gösterdi 1800'de William Herschel güneş tayfının kırmızı bölümünün ötesinde kızılötesi ışımayı keşfetti 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
Modern bilimsel dönemin başlarında Güneş enerjisinin kaynağı hâlâ bir bilmeceydi Lord Kelvin, Güneş'in içerisinde barındırdığı ısıyı ışıyan, soğuyan sıvı bir nesne olduğunu önerdi Kelvin ve Hermann von Helmholtz daha sonra enerji çıktısını açıklamak için Kelvin-Helmholtz işleyişini önerdi Maalesef ortaya çıkan yaş tahmini jeolojik kanıtların önerdiği birkaç milyon yıldan çok daha az olan 20 milyon yıl kadardı In 1890'da güneş tayfında helyumu keşfeden Joseph Norman Lockyer, Güneş'in oluşumu ve gelişimi için kuyrukluyıldızlara dayanan bir varsayım öne sürdü
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 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 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
1957 yeni ufuklar açan, "Yıldızlarda Elementlerin Sentezi" başlıklı bir bilimsel makale Margaret Burbridge tarafından yayımlandı Makale evrende bulunan elementlerin Güneş gibi yıldızların içinde sentezlendiğini kanıtlarıyla gösterdi Bu açıklamalar günümüzde bilimin önemli ilerlemelerinden biri olarak sayılmaktadır


Güneş Uzay Görevleri


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 data göndermeye devam etti
1970'lerde Helios 1 uzay sondası ve Skylab Apollo Teleskobu biliminsanlarına güneş rüzgârı ve korona hakkında yeni data sağladı 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 göslemlerini 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
Japonya'nın 1991'de fırlatılan Yohkoh (Günışığı) uydusu X ışını dalgaboyunda güneş püskürtülerini gözlemledi Sondadan gelen datalar sayesinde biliminsanları değişik tipte güneş püskürtülerini tanımlayabildiler Ayrıca doruk etkinlik bmlgelerinden uzakta olan koronanın da eskiden düşünüldüğünün aksine daha dinamik ve etkin olduğu ortaya çıkarıldı Yohkoh tam bir güneş döngüsünü gözlemledi ancak 2001de güneş tutulması sırasında bekleme moduna girdi ve Güneş ile olan bağlantısını yitirdi 2005 yılında atmosfere yeniden girerken yokoldu
Günümüze kadar en önemli güneş uzay görevlerinden biri Avrupa Uzay Ajansı ile NASA ortak projesi olan ve 2 Aralık1995'te fırlatılan SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) görevidir Başlangıcında iki yıllık bir görev için planlanan SOHO 2007 itibariyle 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 bir çok küçük kuyrukluyıldız dahil bir çok kuyrukluyıldızın keşfine yaradı

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


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 kuyrukluyıldızının 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
Işıkyuvar'da bulunan elementlerin bolluğu günışığı tayflarından çok iyi bilinmektedir ancak Güneş'in içinin bileşimi çok iyi anlaşılamamıştır Bir güneş rüzgârı örnek getirme görevi için kullanılan Genesis uzay aracı, gökbilimcilerinin 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 Zarar

Günışığı çok parlaktır ve çıplak gözle kısa süreler için Güneş'e bakmak acı verici olabilir ama özel olarak normal gözler için zararlı değildir Güneş'e doğrudan bakıldığında gözde yıldız gibi parlamalar oluşur ve geçici olarak yarı körlüğe sebep olur Aynı zamanda retinaya 4 milliwatt günışığı düşmesine, böylece retinanın hafifçe ısınarak, potansiyel olarak gözlerin zarar görmesine neden olur UV ışınlarına maruz kalma sonucu aşamalı olarak gözün lensi yıllar sonra sararır ve katarakt oluşumuna neden olabilirDoğrudan Güneş'e bakıldığında yaklaşık 100 dakika sonra UV kaynaklı güneş yanığı benzeri lezyonlar retina üzerinde oluşur, özellikle morötesi ışınlar yoğun ise Gözler genç 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 Güneş'i izlemenin güvenli bir yolu teleskop kullanarak görüntüsünü bir ekrana yansıtmaktır
Kısmi güneş tutulmalarını izlemek zararlıdır, çünkü gözbebekleri aşırı yüksek kontrasta uyumlu değildir Gözbebeği ortamda bulunan toplam ışık miktarına göre genişler, ortamda bulunan en parlak nesneye göre değil Kısmi tutulmalarda günışığının çoğunluğu Güneş'in önünden geçen Ay tarafından engellenir ama ışıkyuvarın örtülmemiş kısımlarının yüzey parlaklığı normal günlerdeki ile aynıdır Ortamın loş olması nedeniyle gözbebeği ~2 mm'den ~6 mm'ye büyür, ve günışığına 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 verebilirHemen acı oluşmadığı için tecrübesiz gözlemciler ve çocuklar bu zararın farkına varamaz, bir kişinin görüşünün bozulması hemen farkedilmez
Gündoğumu ve günbatımı esnasında günışığı 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
Güneşi 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 günışığından 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


Kaynak : Wikipedia