Güneş (Uzay) - Sayfa 2

Güneş Düşünülenden Yavaş Dönüyor

Sponsorlu Bağlantılar

Bir NASA uzay aracından yeni ulaşan verilere göre Güneş, Samanyolu’nda eskiden bilinenden daha yavaş ilerliyor.

IBEX uydusu Güneş’ten 14.5 milyar kilometre uzakta ve güneş sistemimizin kenarlarından içeri giren yıldızlar arası parçacıkların hızını ölçmekte. Yeni elde edilen verilerle hesap yapan IBEX ekibi Güneş’in saatte 83.7 bin kilometre yol aldığını tesbit etmiş. Bu mesafe önceki tahminlerden yaklaşık 7 bin kilometre daha az.

Bu keşif güneş sistemimizi galaksinin geri kalanından koruyan sınırın yüksek enerjili kozmik ışınların akışını önlediği düşünülen yay şokuna sahip olmadığını gösteriyor. IBEX’in bulduklarına göre Güneş o kadar yavaş ilerliyor ki heliosferden gelen maddelerin basıncı düşünülenden %25 daha düşük.

David McComas, Güneybatı Araştırmaları Enstitüsü–San Antonio (Texas), düşüncelerini şu şekilde ifade etti: “Bundan önce bütün Güneş Sistemi teorileri ve modelleri yay şokunu içeriyordu. 30 yıldır bütün çalışmalara dahil ettiğimiz yay şokunun aslında mevcut olmadığını bulmak bizim için büyük bir sürpriz oldu.”

Yay şokunun olmaması heliosfer ile ilgili çok belirgin bir gerçeğe işaret ediyor, o da heliosferin düşünülenden çok daha güçlü olduğu. Heliosferi anlamak, onun kozmik ışınlara karşı bekçilik yaptığını görmek, başka gezegenlerde hayat olup olmadığını araştıran bilim adamlarına ciddi biçimde yardımcı olacak.

Bazı araştırmacılara göre heliosferden geçen kozmik ışınlar Dünya’nın iklimine etki edebilir. Gelen ışınlar Dünya’nın atmosferindeki ışınları iyonize edip bulutların yoğunlaşmasına ve daha şiddetli şimşek çakmalarına yol açabilir. Diğer araştırmacılara göre de zamanında Dünyamızda görülen patlamalardan veya canlıların kitlesel yok oluşlarından da bu ışınlar sorumlu olabilir.

Senaryoların çeşitleneceği ve gelişeceği bir gerçek; ancak bilinen bir doğru var ki o da başka gezegenlerde hayat arayan bilim adamlarının bundan sonra sadece suya odaklanmayacakları, diğer yıldızların koruyucu kalkanlarına da dikkat edecekleridir.Her ne olursa olsun bu yeni keşif Dünya’daki hayat ile ilgili sorduğumuz önemli sorularla doğrudan ilişkili.



Kaynak : Science Dergisi (15 Mayıs 2012)

Güneş
MsXLabs.org & MORPA Genel Kültür Ansiklopedisi

Dünya'nın ve Güneş Sistemi'ndeki öteki gezegenlerin, çevresinde dolandıkları yıldız. Güneş, kütlesinin % 69,5'i hidrojen, % 28'i helyum, % 2,5'i karbon, azot, oksijen, kükürt, silisyum, demir ve magnezyum vb. elementlerden oluşan, akkor hâlinde bir gaz yığınıdır. Çapı yaklaşık 1.393 milyon metredir. Ekvatorunda daha hızlı (24,65 gün), kutuplardaysa yavaş (yaklaşık 34 gün) döner. Bütünüyle gaz hâlinde olmasına karşın, çok uzakta olduğu için yüzeyi varmış gibi görünür. Görünür kenarına fotosfer adı verilir ve sıcaklığı 6.000°C olup, merkezindeki sıcaklığa (20.000.000°C) ya da tacının sıcaklığına (1.000.000°C) göre soğuk sayılabilir. Fotosferin üzerinde, kalınlığı 13 milyon metre kadar olan kromosfer (renkküre) yer alır. Güneş lekeleri ve Güneş patlamaları kromosferde meydana gelir. Güneş lekeleri, Güneş yüzeyinde karanlık bölgeler biçiminde görünür. Bu lekeler görece soğuk olan gaz bölgeleridir ve Güneş'in manyetik alanındaki yerel değişimlere bağlı olarak meydana gelirler. Tek tek ya da çoğunlukla grup hâlinde görünürler. Güneş'in kutuplarında ya da ekvatorunda rastlanmayan bu lekeler yaklaşık 11 yılda bir ortaya çıkar. Kromosferde püskürtü adı verilen Güneş lekelerinden ileri gelen geçici parlaklıklar da gözlenir. Bunlar birkaç saat sürebildiği gibi, birkaç dakika sürenleri de vardır. Püskürtü sırasında Güneş tacından x ışınları, radyo dalgaları ve daha yavaş hareket eden alfa parçacıkları ve protonlar yayılır. Güneş patlamaları olarak bilinen fışkırma olayı ise büyük gaz kütlelerinin Güneş tacına ve çoğu kez de uzaya fırlamasıdır.Güneş tacı, Güneş'in dış atmosferi gibidir. Güneş tutulması sırasında kalınlığının birkaç milyon kilometre olduğu görülebilir. Güneş aslında öteki yıldızlar gibi, hatta nicel özellikleri yıldızlar ortalamasından da küçük, sıradan bir yıldızdır. Parlaklığı ise başka yıldızlara oranla bize çok yakın olmasından ileri gelir. Işığı diğer yıldızlarınki gibi milyonlarca yılda değil, 8,5 dakika gibi kısa bir sürede Dünya'ya ulaşır.

GÜNEŞ
Genel Bilgiler
1- Güneş, gökyüzünde geceleri görülen çok sayıdaki yıldızdan bir tanesidir. Geceleri gözlediğimiz diğer yıldızlardan hiçbir farkı yoktur. Büyüklüğü ve kütlesi diğer bazı yıldızlardan küçük olduğu halde, bize yakın olması sonucu oldukça büyük ve parlak gözükür.
2- Çok sıcak gaz yığınlarından oluşmuş olan Güneş'imizin, yüzeyinde her saniye sayısız termonükleer reaksiyonlar olmaktadır. Bu reaksiyonlarda 4 hidrojen atomu birleşerek kendinden daha hafif olan bir helyum atomuna dönüşmektedir. Geri kalan kütle ise ısı ve ışık enerjisi olarak her yöne doğru yayılır. Güneş'ten her saniye etrafa yayılan enerji miktarı ise 4 milyon tondur.

DEVAMI Gezegenler

GÜNEŞ

Çap: 1.400.000 km(yaklaşık 110 Dünya çapı)
Hacim:1.300.000 Dünya hacmi
Kütle: 1,99× 1030 kg= 3,33 x 105 Dünya kütlesi
Ortalama yoğunluk: 1410 kg/m³
En dış tabaka yoğunluğu: 1×1018 kg/m³
Kendi çevresinde dönme süresi: 25 gün (ekvator bölgesinde)
Dünya'ya ortalama uzaklığı: 150.000.000 km
Ortalama merkez sıcaklığı: 15.000.000 °C
Ortalama yüzey sıcaklığı: 6000 °C

Güneş, gece gökyüzünde çıplak gözle görülebilen 6000 yıldızdan, bize en yakın olan ve geceleyin göremediğimiz bir yıldız. İçine bir milyon Dünya'nın rahat rahat sığacağı kadar büyük. Ayrıca o kadar yoğun ki, tek bir foton(temel ışık enerji birimi), bir atom parçacığına çarpmadan, 1 mm'nin küçücük bir bölümü kadar bile ilerleyemiyor. Bugün gördüğümüz Güneş ışınları, Güneş'in merkezinden çıktıkları yolculuklarına son Buzul Çağı'ndan önce başladılar. Işık Küre'nin içinden kendilerine yol açmaları, yüz binlerce yıl sürdü. Ve ancak bundan sonra, uzayda 8 dakika süren 150 milyon kilometrelik yolculuklarını tamamlayıp gözlerimize ulaşırlar.

Güneş, genel yıldız sınıflamasında, G türü denilen sarı cüceler arasında o denli yaygın bir tür ki; sadece Samanyolu'nda bu güneşlerden 100 milyar tane var. Güneş, yaşamımızın sürmesini sağlayan tüm enerjilerin kaynağı; havanın, iklimlerin belirleyicisi ve evrene enerji veren süreçleri işleten güç.

GÜNEŞ'İN YAPISI VE İŞLEVİ
Kütlece %74 kadarı hidrojen, %25 kadarı helyum, kalanı da daha ağır elementlerden oluşan Güneş, tümüyle ne katı, ne sıvı, ne de gaz. Gaz atomlarının yeterince yüksek sıcaklıklarda iyonlaşmalarıyla oluşan ve maddenin dördüncü hali olarak tanımlanan "plazma" yapısında. Maddenin plazma halinde atomlar, serbest elektronlar ve iyonlara ayrışır. Maddeyi bu hale getiren yüksek sıcaklık, yüksek voltaj ya da yüksek basınçtır. Milyonlarca derecedeki bir sıcaklık, çekirdek çevresinde dolanan elektronları hızlandırır. Elektronlar öyle hızlanır ki, protonların çekim etkisinden kurtulurlar. Güneş'te plazma, yüzeye yakın bölgelerde seyrek ve gazsı özellikteyken, merkeze yakınlaştıkça yoğunlaşıyor.

Güneş'in yüzeyi yoktur. Atmosferi incelerek Dünya'ya ve daha ötelere uzanıyor. Elektromanyetik etkinlik açısından Güneş, tam bir karmaşa. Dünya'da elektrik ileten madde sayısı çok az. Güneş'te ise nötr atomlarının uyarılması nedeniyle hemen her şey çok iletken. Çok güçlü ısı ve ışınım enerjileri, elektronları atomlarından kaçabilecekleri noktaya kadar uyarıp, pozitif(+) yüklü çekirdekler ile serbest negatif elektronlardan oluşan, foku fokur kaynayan bir çorba meydana getiriyor. Yani elektrik akımını bakır tel kadar kolay iletebilen ve gazsı bir karışım olan plazma.


Elektrik yüklü her nesne gibi plazma da hareket ettiğinde, manyetik alanlar üretiyor. Bu alanlar yön değiştirdikçe, daha fazla akım oluşuyor. Sonuçta bu da, daha fazla manyetik alan meydana getiriyor.

GÜNEŞ'İN ÇEKİRDEĞİ(MERKEZİ)

Merkez (çekirdek) bölümü, Güneş'in yakıt kazanı; tüm enerjisinin üretildiği yer. Yarıçapı, Güneş'in yarıçapının ¼ 'ü kadar. Sıcaklığı, yaklaşık 15 milyon °C. İçerdiği malzeme de, çok sıkı paketlenmiş; yani çok yoğun durumda. Böylesine yüksek sıcaklık ve yoğunluksa, nükleer tepkimelerin gerçekleşmesi için ideal koşulları sağlıyor. Yüksek ısıya maruz atomlar yapılarını koruyamayıp bileşenlerine; proton, nötron ve elektronlarına parçalanıyorlar. Nötronlar, yüksüz olmaları nedeniyle, çevre atomlarla fazla etkileşime girmeden, merkezden hızlı bir biçimde "sıvışırken", (+) yüklü protonlarla (-) yüklü elektronlar merkezde kalıp, Güneş'e enerji üretecek tepkimeleri(reaksiyonları) gerçekleştiriyorlar. Yüksek sıcaklıkla fitilleri ateşlenmiş, yani gerekli ısı enerjisiyle donanmış bu kazan dairesi işçileri, sağa sola koşturup, birbirleriyle çarpışmaya başlıyorlar. Tabii yüksek yoğunluk ortamı bu işi kolaylaştırıyor. Farklı parçacıkların, farklı kombinasyonlarla çarpışıp birleşmeleriyle gerçekleşen nükleer "füzyon tepkimelerinin" sonucunda enerji oluşuyor.

GÜNEŞ'TE ÇEKİRDEK KAYNAŞMASI(FÜZYON)
Tüm yıldızlar gibi Güneş de, kütle çekiminin etkisiyle sürüklenen gaz ve tozların girdap halinde dönerek bir küre oluşturmasıyla meydana geldi. Kütle gittikçe büyürken, merkezdeki hidrojen çok büyük bir basınçla sıkışır. Sonunda, hidrojen çekirdeklerinin bir araya gelerek, çok aşamalı bir tepkimede helyuma dönüşeceği bir füzyon tepkimesini tetikler. Ortaya çıkan çekirdekler, onları oluşturan birleşimdeki hidrojen çekirdeklerinden daha az kütleye sahiptir. Bu kütle farkı, Einstein'ın ünlü; E = mc2 formülüne göre enerjiye dönüşüyor.

Bu enerjinin büyük bölümü, gamma ışınları biçiminde ışık olarak taşınıyor. Ki bu, elektromanyetik ışınımın en şiddetli dalga boyudur. Ancak, Güneş'in çekirdeğinin yoğun olması nedeniyle fotonlar, atomlara çarparak saçılıyor ya da soğuruluyor ve yeniden yayılıyor. Foton, Güneş yüzeyine ulaşana dek geçmesi gereken 700.000 kilometrelik yolda ilerlerken o kadar çok enerji harcıyor ki; büyük bölümü görünür ışık olarak adlandırdığımız oldukça önemsiz bir ışınım olarak açığa çıkıyor. Nitekim merkezin hemen üzerindeki bölgede; (Güneş yarıçapının içten dışa doğru % 25'lik kısmından başlayıp, % 85'lik kısmına kadarki bölge), ışınım bölgesi(radiation zone) olarak adlandırılıyor. Bu bölgenin sıcaklığı, merkeze göre daha düşük; ortalama 5 milyon °C kadar.

1950'li yıllarda füzyon modeli doğrulanmıştır. Ancak füzyon sürecinde üretilen ve nötrino denilen, atomdan daha küçük hayaletimsi parçacıklar daha sonra fark edilmiştir. Araştırmacıların onlarca yıl süren araştırmalarına göre, her gün Dünya 'ya çarpması gerektiği öngörülen nötrino miktarının, yalnızca üçte birini saptayabiliyorlardı. Sonunda üç yıl önce, Japonya ve Kanada'daki tesisleri de içeren uluslararası düzeyde dikkate değer bir çaba gösterildi. Ve kayıp nötrinoların, mutasyon geçirip farklı türlere dönüştüğü kanıtlanarak problem çözüldü.

GÜNEŞ'İN ÜÇ FARKLI YÜZÜ
Işınım bölgesinin üzerindeki konveksiyon bölgesi de, Güneş yarıçapının % 85'ine karşılık gelen bölgeden başlayarak yüzeye kadar uzanıyor. Bu nedenle ışınımla iletim hızı ciddi biçimde düşüyor. Bu yeni iletim biçimindeyse, ışınım bölgesi bitimi ve konveksiyon bölgesi, başlangıçtaki görece sıcak maddenin yükselerek, daha soğuk malzemenin tabana çökmesi söz konusu. Bölge bitimine ulaşan sıcak madde, yeniden serinleyerek aşağı çöküyor. Çökünce yeniden ısınıyor, ısınınca yeniden yükseliyor vs. Bu döngünün oluşturduğu dikey enerji iletimi, ışınımla iletime kıyasla çok daha dolaysız ve hızlı. Enerjinin bu yolla bölgenin sonuna ulaştırılması, bir haftadan biraz uzun.

IŞIK KÜRE

Buradan, Güneş yüzeyi olarak betimlenen bölgeye; ışıkküre'ye(fotosfere) geliyoruz. Ancak Güneş'e baktığımızda, gazların birden yoğunlaşarak, saydamlığını neredeyse tümüyle yitirdiği, yaklaşık 500 km kalınlıkta bir sınır bölgesi var. Bir yüzey olarak algıladığımız bu bölge, aynı zamanda Güneş'e bir filtreyle baktığımızda gördüğümüz disk : bir tür hayali yüzey. İçerdiği gazın yoğunluğu da, öyle düşük ki; Dünya'nın deniz düzeyindeki atmosfer basıncının 10 binde 1'ine karşılık geliyor. Enerji, ışıkküre içinde de, ışınım yoluyla iletiliyor; çünkü burada bulunan gazın yoğunluğu, atomların enerji soğurup, sonra da salmalarına elverecek ölçüde incedir.

RENK KÜRE
Güneş atmosferinin, 'tabanı' sayılan ışıkkürenin hemen üzerindeki bölgeyse renkküre (kromosfer). Yaklaşık 2000 kilometre kalınlığındaki bu tabakada, enerji yine ışınımla iletiliyor. Hidrojen atomları, ışıkküredeki enerjiyi soğurarak, çoğunu hidrojen - alfa ışığı olarak bilinen, kırmızı ışık halinde yayıyorlar. Bu durumda, renkküreyi görmenin en iyi yolu, Güneş'in diğer bütün dalga boylarındaki ışığını devre dışı bırakan, filtrelerden yararlanan teleskoplar kullanmaktır. Tam Güneş tutulması da, bu ince kırmızımsı tabakanın görülmesine olanak sağlıyor. Renkkürenin bir özelliği de, sürekli biçim değiştiren, tırtıklı yapıdaki dış yüzüdür.

GÜNEŞ TACI(KORONA)
Sıranın sonunda, Güneş atmosferi olarak betimlenecek taç(korona) kısmı var. Parıltısı, ışıkküreninkine kıyasla çok daha düşük olan bu bölgeyi çıplak gözle ancak Güneş tutulması sırasında görebiliyoruz. Taç'ı görmenin bir yolu da, Güneş diskini perdeleyen özel bir aygıt olan koronagraftan yararlanmak.

Taç kısmı, birçok ilginç özellik gösteriyor. Bunlardan biri, normalde Güneş'in iç kısımlarından dışarıya doğru düşme eğilimi gösteren sıcaklığın, burada birden 2 milyon°C'ye kadar fırlaması. Bu ani sıcaklık artışının kanıtlarından biri, salınan elektromanyetik ışınım ve yüksek derecede iyonlaşmış atomların varlığı. Bu tür atomların oluşmasıysa, sıcaklığın milyon derece düzeylerine bağlı. Bu yüksek sıcaklığın bir nedeninin, Güneş'in manyetik alanıyla ilgili olabileceği düşünülüyor. Ancak nedenler hala tam anlamıyla aydınlatılabilmiş değil.

Bu bölümden salınan enerji, çok farklı dalga boylarındadır: Uzun dalga boylu radyo dalgalarından, kısa dalga boylu X-ışınlarına kadar değişir. Burası, Güneş'in X-ışını yayını yapabilmesine izin verecek sıcaklıktaki tek bölge. Dünya atmosferine giremeyen bu ışınları görüntülemekse ancak uzay teleskoplarıyla mümkün.

Taç kısmının önemli özelliği de, Güneş'in manyetik alanının etkisiyle yer yer farklı şekillere girebilmesi. Bunlar, Güneş'in etkinliğiyle ilgili olarak bize önemli bilgiler sağlayan ipuçlarıdır.

DÜNYA'YI ETKİLEYEN GÜNEŞ OLAYLARI
Hesaplara göre Güneş'imiz, normal bir Ana Kol Yıldızı olarak, bir 5 milyar yıl daha dayanacak kadar hidrojene sahiptir. Ama bu dönemin sonunda mutlaka bir nükleer kabuk kaynağı oluşturacak ve Kırmızı Dev Yıldız olmak için değişmeye başlayacaktır. Astronomi açısından çok kısa bir zaman içerisinde, Güneş'in kızgın diski, gökyüzünün büyük bir bölümünü kaplayacaktır. Okyanuslar kaynamaya başlayacak ve yeryüzünde hiçbir hayat kalmayacaktır.

Dünya, kendi ekseni etrafında yekpare bir şekilde döndüğü halde, Güneş, bu dönüşü, parça parça gerçekleştiriyor. Güneş, ekvator bölgesi dönüşünü 26 günde tamamlarken; kutuplar için bu süre 30 gün. Merkez ve ışınım bölgesi ise, dönüşlerini, tek vücut halinde 28 günde tamamlıyorlar. Gökbilimciler, dönüş süresi bakımından, iç ve dış tabakalar arasında oluşan bu farkın, Güneş'in manyetik alanını oluşturduğu görüşündeler. Elektrik akımlarının, iletken durumdaki sıcak gazlar arasından geçerken, oluşturdukları manyetik alan çizgileri de, iç bölgeleri aşıp, ışıkküreyi de delip geçer. Güneş'i, güney ve kuzey kutupları olan; Dünya'nınkinden 100 kat daha güçlü bir mıknatıs haline getirirler. Güneş etkinliklerinin birçoğu, bu manyetik alanın etkisiyle ortaya çıkar. Bu etkinliklerinin önemli bir bölümü, kendilerini taç kısmında belli eder.

GÜNEŞ RÜZGARLARI
Taç kısmındaki parçacıkların, Güneş'in yıldızlararası boşluğa uzanan manyetik alan çizgileri boyunca akması sonucu, Güneş rüzgarları oluşuyor. 400 km/s hızla ilerleyen elektronlar ve protonlar, Güneş rüzgarının Dünya atmosferine yaklaştığı zamanlarda, gezegenimizin manyetik alanı tarafından hapsedilir ve atmosfere doğru çekilirler.

Atmosferdeki atomlar, bu yüksek enerjili parçacıklarla etkileşime girerek, enerjilerini soğururlar. Sonra da, renkli ışık geri salarak, kimi zaman muhteşem bir renk ve ışık dansı olarak bizlere yansıtırlar. Kuzey yarımkürede gerçekleştiğinde, Aurora borealis adını alan bu Dünya - Güneş ortak yapımı gösteri, gökyüzüne bakıp tanık olunabilecek büyüleyici bir olay.

GÜNEŞ LEKELERİ
Güneş lekeleri, manyetik alanın gözle görülür etkilerinin, en uzun zamandır (2000 yıl öncesinden beri) bilinen örneklerinden biridir. Büyükleri değişken olmakla birlikte, en büyüklerinin çapı, yaklaşık 50.000 km kadardır. Ortalama olarak birer Dünya boyutundaki bu lekelerin bir kısmını çıplak gözle görmek mümkün. Işıkküre üzerinde küçük, karanlık alanlar olmalarının nedeni, gerçekten koyu olmaları değildir. Ancak, üzerinde yer aldıkları ışıkküreden, daha düşük sıcaklığa sahip olmalarıdır. Bunun da nedeni, yine kuvvetli manyetik alanlardır.

Lekeler, güçlü manyetik alan bölgelerinde ortaya çıkıyor. Bu bölgelerin nispeten soğuk olmasının nedeni, manyetik kuvvetlerin, alt tabakadaki konveksiyon bölgesinde bulunan sıcak gazların yukarıya çıkmasını engellemesidir. Genellikle, gruplar halinde ortaya çıkan lekelerin ömrü, birkaç saatten birkaç aya kadar değişiyor.

Güneş lekelerinin belirli bölgelerde ve belirli aralıklarla artıp azalan sayıları, Güneş'in etkin bir dönemde olup olmadığının, en büyük ipucunu sağlar. Manyetik etkinliğin çok olduğu dönemler, doğal olarak lekelerin de sayılarının artığı dönemlere karşılık geliyor.

Güneş lekeleriyle ilgili kaynakların geçmişi, (İÖ 1. yy)da Çin'e uzanıyor. 17. yy başlarında teleskopla görülmüş olmalarına rağmen Alman gökbilimci Samuel Schwabe, 1826'da kayıt tutmaya başlayıncaya dek, kimse sistematik bir sayım yapmadı. 1843'e gelindiğinde Schwabe, yaklaşık on yıllık bir dönemde, lekelerin sayısının, minimumdan maksimuma çıkıp, yeniden minimuma indiğini açıklayacak kadar kendine güveniyordu.

1915'e gelindiğinde ise, Amerikalı gökbilimci George E. Hale ve Kaliforniya'daki Mount Wilson Gözlemevindeki meslektaşları, lekelerin genellikle çiftler halinde görüldüğünü, Güneş'in ekvatoruna aşağı yukarı paralel dizildiklerini ve her çiftin iki yarısında da, zıt manyetik kutupluluk olduğunu gösterdi. Ayrıca, Güneş'in kuzey yarıküresindeki tüm leke çiftlerinin aynı yönelimde, güney yarımküredeki tüm çiftlerin de buna zıt yönelimde olduğunu saptadılar. Açıkça görüldüğü üzere, lekelerin düzeni, Güneş'in kuzey-güney ana manyetik alanının iç tarafından doğrudan etkileniyor.

Ortalama olarak 11 yılda bir, Güneş'in genel manyetik kutupluluğu tamamen tersine çevriliyor. Kuzey manyetik kutbu, güney kutbu olurken, güney kutbu da, kuzey kutbuna dönüyor. Dolayısıyla Güneş'in başlangıçtaki yönelimine döndüğü tam bir manyetik Güneş çevrimi, ortalama 22 yıl alıyor. Sürecin tümünü hiç kimse tam olarak anlamıyor. Güneş lekesi döngüsünün insan yaşamı üzerinde doğrudan etkileri olduğuna ilişkin kanıtlar olması nedeniyle, bu belirsizlik talihsiz bir durum. Maunder minimumu dönemini, göz önüne alın. Kayıtlar 1645-1715 arasındaki ürkütücü dönemde, Güneş yüzeyinde hiç leke olmadığını gösteriyor.

O dönemdeki pek çok Güneş bilimcisi gibi Eddy de, Güneş leke sayılarındaki değişimlerin Yer iklimiyle ilişkili olduğu konusunda ikna olmamıştı. 70 yıl süren minimum döneminde, ağaçların büyüme halkaları üzerindeki veriler inceledi. Bu ağaçlar, söz konusu dönemden önceki ve sonraki dönemlere ait ağaçlardan dikkat çekici ölçüde daha fazla karbon 14 içeriyordu. Bu da, o dönemde Dünya'ya daha yüksek miktarlarda kozmik ışınım ulaştığı anlamına geliyordu. Manyetik açıdan etkin Güneş, aldığımız kozmik ışını azaltıyor. Dolayısıyla Eddy, arada bir bağlantı olduğusonucuna vardı. Eddy'nin araştırması, 1460-1550arasında bir diğer Güneş lekesi kıtlığına dikkat çekti. Bu olayı, Maunder'in tarihleriyle yan yana getiren uzmanlar, bu uzun süren minimum dönemlerinin, Avrupa'da ve diğer yerlerde Küçük Buzul Çağı (1400-1850) olarak bilinen, çok soğuk dönemle çakıştığını fark ettiler. Güneş lekelerinin sayısındaki değişiklik, insanların yaşamı için önemli olan çeşitli olgulara da yansır. Güneş lekelerinin en büyük değerlerini aldığı yıllarda ağaçların daha hızlı büyüdüğü bilinmektedir. Güneş lekelerinin sayısı ile buğday fiyatları arasında da, benzer korelasyon var gibidir. Güneş lekeleri ne denli küçükse, buğdayın fiyatı o denli yüksek olmaktadır. Bu durum, zayıf Güneş lekeleri yıllarında daha az buğday yetiştiği için fiyatın yükseldiği iddia edilerek açıklanabilir.