İşıkküre

Güneş'in görünen parlak yüzeyine ışıkküre denir Güneş'in yapısıGüneş'in görünen yüzeyine ışıkküre (fotosfer) denir Bunun üzerinde, renkküre (kromosfer) adını alan 5000 km kalınlığında bir iç atmosfer vardır Bunun da üzerinde, son derece yüksek sıcaklıktı Güneş tacı (korona) bulunur Güneş tacı, Yer'e hatta daha ötelere kadar uzanır Güneş, bir magnetik alana sahip olan, dönen ve çekirdeğinde enerji üreten bir gökcismidir

Teleskopla dikkatle gözlendiğinde, ışıkkürenin bulgurcuk (gra-nül) denen benekli bir yapıya sahip olduğu görülür Gök cisimlerinin, daha büyük görüntüler şeklinde görülmesini sağlayan ve özellikle rasathanelerde kullanılan bir optik âlet

Güneş enerjisinin çoğu ışıkküre tarafından salınır Işıkküre yaklaşık 400 km kalınlığında, seyrek ama oldukça donuk bir katmandır Sıcaklığı alt kısmında 10000 K kadardır, üst kısmında bu değer 4200 K'ye kadar düşer Yoğunluğu, deniz düzeyindeki hava yoğunluğunun binde biri kadardırBulgurlanmaGüneş'in yüzeyini, her biri sıcak bir gaz bulutunun tepesi olan yaklaşık 4 milyon kadar bulgurcuk kaplar Boyutlarının küçüklüğü (300-1450 km kadar) nedeniyle, Güneş Enerjisi Alm Sonnenenergie (f), Fr Energie (f) solaire, İng Solar energy Güneşten elde edilen enerji Güneş enerjisi, son yıllarda yenilenebilen enerji kaynakları içinde, üzerinde en çok çalışılanı olmuştur Güneş, dünyamıza ve diğer gezegenlere enerji veren büyük bir enerji kaynağıdır Bitkiler, canlı doku üretmek ve besin yapabilmek (fotosentez) için güneş enerjisinden faydalanır Rüzgar, güneş ışınlarının sıcaklık farkı hasıl etmesinden meyd

Yer'den yapılan gözlemlerde, ancak atmosfer çok kararlı olduğunda ve çalkantı bulunmadığında görülebilir ve fotoğrafı çekilebilir Bulgurcukların teleskopla en iyi fotoğrafları 20 km kadar yüksekte gerçekleştirilen balonlu gözlemler sırasında çekilmiştir Bunların incelenmesiyle, bulgurcukların düzensiz, çoğu kez çokgen biçiminde, her birinin ince ve çevresine göre daha koyu çizgilerle sınırlanmış olduğu görülür Ortalama ömürleri 7-10 dakika arasında değişir Tipik bir bulgurcuk, topluiğne başı gibi görülen çok küçük bir benek olarak ortaya çıkar ve birçok parçaya ayrılarak kaybolmadan önce çapı 1500 km'ye kadar büyür Bulgurcuklar saatte 0,5 km hızla yükselir, enerji kaybedince kendilerini oluşturan gazlar soğur ve hızla aşağıya inerek öteki bulgurcuklar arasındaki karanlık çizgiler haline dönüşürler


Kenar kararması Güneş'in kenarı merkezinden daha karanlık görünür Bunun nedeni, Güneş'in merkezine bakıldığında ışıkkürenin daha derin ve daha sıcak katmanlarının, kenarına bakıldığında ise daha yüksek ve daha az sıcak katmanlarının gözleniyor olmasıdır Kenar kararması tüm yıldızlarda görülür ve yalnızca atmosferdeki sıcaklık dağılımıyla ilintilidir Bu nedenle, kenar kararmasının ölçümü, derinliğe bağlı olarak sıcaklık dağılımının belirlenmesinde önemli bir rol oynar


Güneş'in dönmesi ve küreselliği Galilei, Güneş lekelerinin görünürdeki hareketinin ekvatora paralel çizgiler üzerinde olduğunu ve kenarlara gidildikçe yavaşladığım belirledi Bu durum ancak lekelerin doğudan batıya doğru dönen bir kürenin yüzeyi üzerinde bulunmasıyla açıklanabilirdi Daha sonra yapılan spektroskopik gözlemlerle de bu durum doğrulandı Çok hızlı dönen ve bu nedenle son derece basık küremsi (Dünyanın yörüngesinde herhangi bir olağandışılık yok Dünyanın Güneşten ortalama uzaklığı 149597000 kilometre; Güneş etrafında dolanım süresi 3651/4 gün; yörüngesel hızı saniyede ortalama 29,8 kilometre, yani saatte 107000 kilometredir Dünyanın Güneş etrafında izlediği yol kusursuz bir daire değildir; Ocakta günberi, Temmuzda günöte noktalarına ulaşırız

sferoit) bir biçim alan kimi yıldızların aksine, Güneş oldukça yavaş dönen bir gökcismidir Bu nedenle basıklığı önemsenmeyecek kadar küçüktür ve düzgün küresel bir yapısı vardır Bazı gözlemlere dayanılarak, kutupsal çapının ekvatoral çapına göre 70 km daha küçük olduğu ileri sürülmektedir


Fraunhofer tayfı Güneş tayfında, 2950-10000 A dalgaboyları aralığında 25000 kadar çizgi vardır (Fraunhofer çizgileri) Bunlar, sürekli tayfı kesen siyah soğurma çizgileridir ve Güneş atmosferinin yapısı ile fiziksel koşullarına ilişkin önemli bilgiler sağlar Bu çizgilerin incelenmesinde, Güneş'e ait çizgilerle su buharı, oksijen gibi Yer atmosferine ait olan öğelerden gelen çizgilerin birbirinden ayırt edilmesi gerekir


Bu çizgilerin yüzde 73 kadarının tanısı yapılmış, 63 element ve 11 molekülün çizgisi kaydedilmiştir Tanımlanan çizgilerden 5458 tanesi demire ilişkindir Ayrıca 1453 krom, 1344 titan, 856 nikel, 388 zirkonyum, 1572 siyanojen çizgisi ile Yer atmosferindeki su buharına ilişkin 1477 çizgi vardır Bazı elementlere ilişkin ancak birkaç çizgi gözlenmiştir Örneğin, berilyumun 2, gümüşün 2, platinin 6 ve altının 1 çizgisi vardır Tanısı yapılamayan çizgilerin çoğu zayıf çizgilerdir ve büyük bir olasılıkla bunlar moleküllere ilişkindir ya da Güneş'te bol bulunan elementlerin zayıf çizgileridir


Yer atmosferi dışından yapılan gözlemlerle, Fraunhofer tayfında morötesinden de öteye gidilmiştir Morötesi bölgesinde 3000-2097 Â aralığında 7146 çizgi gözlenmiştir


Güneş'in kızılötesi tayfı, Yer'in su buharına ait çok sayıda soğurma bandıyla kesilmiştir Kızılötesi tayfın tümünü gözleyebil-mek için balonlardan ya da atmosfer dışında yörüngeye oturtulmuş uydulardan yararlanılır 11984-25578 A aralığında Güneş'e ait 1786, Yer atmosferindeki elementlere ait 6911 çizgi gözlenmiştir Bunlardan silisyum, demir, karbon, karbon monoksit ve titan daha çok Güneş'e ait çizgiler, su buharı, karbon dioksit, metan ve bu moleküllerin izotoplarına ait bantlar da Yer atmosferine ait çizgilerdir


Kimyasal yapısı Güneş'te, elementlerin bolluk oranlan yalnızca Güneş atmosferi (yüzey katmanları) için saptanabilir İç kısımlardaki elementlerin bollukları, burada elementlerin çekirdek tepkimeleri aracılığıyla birbirlerine dönüşme hızlarının farklılığı nedeniyle değişik değerlerde olabilir


Güneş'e ait kozmik ışınlar Güneş'in etkin bölgelerinden yayınlanır Elektromenyetik ışınım, dalgaboyuna göre çeşitli sınıflara ayrılır Bunlar, en uzun dalgaboyundan en kısasına doğru radyo, mikrodalga, kızılötesi, görünür, morötesi X-ışını ve gama ışınımlarıdır Dalgaboyu arttıkça, ışınımın enerjisi de artar

Helyum, Atom numarası: 2

Simge: He

Kütle numarası: 40026

Kaynama Noktası (C): -2689

Erime Noktası (C): -2697

Yoğunluk: 126

Buharlaşma Isısı: 002

Kaynaşma (Füzyon) Isısı: 0005

Elektriksel iletkenlik: --

Isıl iletkenlik: 00003

Özgül Isı Kapasitesi: 125


Asal gazlar grubundan kimyasal element


1868'de Lockyer ve Frankland, güneş tayfında, bilinen elementlerin verdiği çizgilerden daha parlak bir çizginin bulunduğunu gördü; bu çizginin, yalnız Güneş'te

bor, Alm Bor (n), Fr Bore (m), İng Boron Ametaller sınıfından, B sembolüyle gösterilen kimyasal bir element Aslında metal ile metal olmayanların arasındaki sınırdadır Bor, Fransız kimyacılardan Louis Gay-Lussac ve Louis Jacques Thenard tarafından keşfedildi Bor ismi borun tuzu olan borakstan türetilmiştir Bu isim, tuzun beyazlığına atfedilerek Arapça "burak" kelimesinden değiştirilerek gelmiştir

berilyum, BERİLYUM Alm Beryllium, Fr Béryllium, İng Beryllium Metalik ve ametalik özelliklerin her ikisini de gösteren hafif bir kimyasal element Periyodik (devri) sistemin ikinci grubunda yer alan berilyum, Be şeklinde sembolize edilir Atom numarası (Z) = 4, atom ağırlığı (A) = 9,01dir Kararlı izotopu yoktur Birkaç radyoaktif izotopu bilinmektedir Bileşiklerinde +2 değerli olur Tabiatta az rastlanan elementlerden olup yer kabuğunda % 0,001 nisbetinde bu

karbon, azot, oksijen, flüor ve neon gibi hafif elementlerin bollukları bu kozmik ışınların incelenmesiyle elde edilir Ağır elementlerin birbirlerinden ayırt edilmesi güç olduğundan bunlar, fosfor- skandiyum, titan- nikel gibi gruplar halinde verilir

Renkkürenin üst katmanından ve Güneş tacından kaynaklanan tayf çizgilerinden elde edilen bolluklara, Güneş tacı bollukları adı verilir Güneş tacı tayfları, bunların Güneş diski üzerinden ya da Güneş kenarının yukarısından elde edilmiş olmalarına göre iki gruba ayrılır Güneş diski üzerinde morötesinden daha ötede gözlenen salma çizgileri farklı düzeylerde iyonlaşmış atomlardan kaynaklanır Bu çizgiler en bol elementler olan helyum, karbon, azot, oksijen, neon, sodyum, magnezyum, alüminyum, silisyum, fosfor, kükürt, kalsiyum ve demir için çözümlenmiştir Güneş kenarından elde edilen tayfın 3000-10000 Â aralığındaki salım çizgileri atomlardaki yasak elektron geçişlerinden (Yer'de deneysel olarak oluşturulmaları hemen hemen olanaksız bulunan geçişler) kaynaklanır Bu çizgiler çok zayıf olduklarından ancak tam Güneş tutulması sırasında ve koronograf (taççeker) aygıtıyla gözlenebilirler Bilinen yasak çizgiler, hepsi de yüksek düzeyde iyonlaşmış argon ve kalsiyum ile demir grubu elementlerinden kaynaklanır Işıkkü-reye ait bollukların belirlenmesi, çizgilerin şiddetlerinin ölçümüne dayanır Modern aygıtlarla çok yüksek ayırma gücünde bir Güneş tayfı elde etmek mümkündür Bunun sonucu olarak, çizgideki şiddet dağılımı (çizgi profili) çok yüksek bir duyarlılıkla elde edilebilir Çizgi profili yalnızca o çizgiyi oluşturan atomun (ya da molekülün) bolluğuna değil, aynı zamanda çizginin oluştuğu katmanlardaki sıcaklık, yoğunluk gibi fiziksel koşullara da bağlıdır Böylece Güneş'in ya da herhangi bir yıldızın tayfının incelenmesiyle, hem kimyasal bileşimi hem de atmosferinin fiziksel koşulları birlikte belirlenmektedir


Ayrıntılı tayf çözümlemelerinden ışıkküre-nin kimyasal bileşimi yüzde 90 hidrojen ve yüzde 8 helyum olarak saptanmıştır; daha yüksek atom numaralı elementler de (örn demir, kalsiyum, sodyum) az miktarda bulunur Büyük çoğunluğu pek küçük miktarlarda olmak üzere ışıkkürede varlığı belirlenebilen elementlerin toplam sayısı 60 kadardır