Güneş Rüzgarları
Güneş fiziği, yıldızımızın herhangi bir süre içerisinde uzayda nerede olduğuna değil, sadece yapısına ve işleyişine odaklanır.

Güneş, çevresine büyük miktarda enerji saçan bir yıldızdır ve saçtığı ışınımın hemen hemen tümü, yıldızın dış tabakalarından, yani atmosferinden gelir. Ancak, Güneş de dahil tüm yıldızlar akışkan bir gaz küresi oldukları, sert bir yüzeyleri bulunmadığı için, atmosferin sınırlarını kesin olarak belirleyemeyiz.

Güneş’i oluşturan tabakalar dört ayrı bölümde incelenir. Bunlar iç küre, fotosfer (ışık küre), kromosfer (renk küre) ve son olarak koronadır (taç küredir). İç küre, Güneş’in iç yapısıyla ilgilidir ve kendi içinde başka alt katmanlar halinde incelenir. Fotosfer, kromosfer ve korona ise kabaca Güneş’in atmosferini olarak nitelenebilirler.

Güneşe bakıldığında disk şeklinde görülen tabaka fotosferdir. Fotosfer katmanında %74 civarıda hidrojen, %25 helyum, geriye kalan %1 lik kısımda ise karbon, oksijen, demir, kükürt ve neon gibi elementler bulunur. Bu elemetler bize Güneş’in aslında birinci nesil bir yıldız olmadığını, bir yıldızın ölümü sonucu oluşan ikinci nesil bir yıldız olduğunu gösteriyor. Bununla ilgili bilgiyi yıldız oluşumları ve ölümleri makalelerimizi inceleyerek detaylı bir şekilde öğrenebilirsiniz.

Atmosferden yayılan ışığın spektrumunda fotosferin payı büyüktür. Spektrumdaki siyah çizgiler fotosfere nazaran daha soğuk olan bir üst tabaka aracılığıyla ortaya çıkar. Fotosferin etrafında nispeten daha dar bir tabaka olan kromosfer ise, spektrumundaki parlak çizgilerin kaynağıdır. Yine aynı şekilde kısa dalga boylu ışınların spektrumundaki parlak çizgiler atmosfere aittir. Röntgen ışınlarının kısa dalgalı olanları fotosferden gelirken, kromosfer tabakasına geçildiğinde uzun dalga boylarının etkisi artar. Yani kromosfer hem çok kısa dalga boyları hem de radyo dalgalarını meydana getirmektedir.

Sıcaklık yüksek olunca, gerçekleşen iyonizasyon fazla olur ve korona bölgesi sürekli genişler. Böylece iyonize gazda bir akım meydana gelir. Güneş rüzgarları Güneş’in en üst katmanlarından salınan plazma akışı ile gerçekleşir. Güneş’te gerçekleşen bu rüzgarların hızı saniyede 300 ila 700 km arası değişmektedir.

Güneş, genellikle 1.5 keV (kilo elektron volt) ile 10 keV arasında enerjiler ile daha çok elektron, proton ve alfa parçacıklarını oluşturur ve bu parçacıkları evrene yollar. Her yıldızda olduğu gibi Güneş’te de gerçekleşen parçacık akımları, zaman içinde yoğunluk, sıcaklık, rüzgarın hızı gibi etkenlere bağlı olarak değişim gösterir.

Güneş, Güneş rüzgarları ile her saniye 1 milyon ton kütle kaybeder. Bu kaybolan kütlenin sabit olduğunu düşünürsek, yaklaşık her 150 milyon yıl içinde, toplamda 1 Dünya kütlesine eşdeğer Güneş malzemesinin uzay boşluğuna saçıldığını görürüz. Ancak, yıldızımızın kütlesi akıl almayacak kadar büyük olduğundan, doğduğu günden bugüne geçen 5 milyar yıl içinde kütlesinin sadece on binde birini Güneş rüzgarları yoluyla kaybetmiştir. Önümüzdeki birkaç milyon yıl içinde bu kayıp miktarı artacak olsa da, ömrünün sonuna kadar Güneş rüzgarları yoluyla kaybedeceği kütle miktarı, yıldızımız için hiçbir zaman önemli bir düzeye ulaşmayacaktır.

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. Koronal Kütle Atımları (CMEs) ve Güneş püskürmeleri genel olarak, fotosferin yarı durgun olan manyetik alanı ile Korona arasındaki 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).

İşte bu oluşan Güneş rüzgarları Güneş Sistemi boyunca hakim bir parçacık esintisi oluşturur. Gerçekte bu esinti o kadar kuvvetlidir ki, gezegenlerin atmosferlerini dahi süpürebilecek güçtedir. Gücü uzaklığa bağlı olarak düşse de, onlarca milyar km boyunca sistemimiz üzerinde etki sahibidir. Heliyopoz’un (Güneş rüzgarlarının etkisini yitirdiği bölge) konumunun Güneş’ten 130 – 170 AB’lik bir uzaklık aralığında (1 AB = 150 milyon km) olduğu düşünülmektedir. Bu bilgi, Voyager 1 ve 2 araçlarının rastladığı 3 kHz’lik elektromanyetik atımlar yolu ile gözlenmiştir (Hanslmeier 2004).

Güneş’te gerçekleşen parçacık akımları, elektromanyetik olaylardan ve yüksek sıcaklıktan ötürü kazandığı yüksek enerji ile Güneş’in çekiminden kaçabilecek kaçış hızının üzerine çıkarlar. Bu rüzgarlar ‘heliosfer’ olarak bilinen bölgede muazzam hacimli bir kabarcık şeklinde yıldızlar arası ortama karışırlar.

Güneş rüzgarlarının yoğunluğu, Dünya ile Güneş arasındaki mesafenin karesi oranında azalır. Güneş rüzgarı yeteri kadar bir mesafe aldığında Güneş’in manyetik alanı ile yıldızlararası manyetik alan sınırını oluşturan sınır ile karşılaşır. Bu sınır, tıpkı Dünya’nın manyetik alanının sınırı belirleyen “manyetopoz” gibidir.