Vikipedi

Güneş: Revizyonlar arasındaki fark

Etkileşimli olarak geçmişe göz at
[kontrol edilmiş revizyon][kontrol edilmiş revizyon]
← Önceki sürümle aradaki farkSonraki sürümle aradaki fark →
İçerik silindi İçerik eklendi
GörselVikimetin
Ahmet Turhan (mesaj | katkılar)
Devriyeler
65.955 değişiklik
k 178.246.101.119 tarafından yapılan değişiklikler geri alınarak, ToprakBot tarafından değiştirilmiş önceki sürüm geri getirildi.
Etiket: Geri döndürme
InternetArchiveBot (mesaj | katkılar)
Botlar
775.117 değişiklik
Rescuing 20 sources and tagging 1 as dead.) #IABot (v2.0
25. satır:
|-
| [[Açısal çap]]
| 31,6' - 32,7'<ref>{{Web kaynağı | url = http://education.gsfc.nasa.gov/eclipse/pages/faq.html | başlık = Eclipse 99 - Frequently Asked Questions | erişimtarihi = 16 Ekim 2015 | yazar = [[NASA|National Aeronautics and Space Administration]] | arşivurl = httphttps://web.archive.org/web/20151107043021/http://education.gsfc.nasa.gov/eclipse/pages/faq.html | arşivtarihi = 7 Kasım 2015 | ölüurl = yes }}</ref>
|-
! bgcolor="#FCC857" colspan="2" | '''[[Yörünge]] özellikleri'''
65. satır:
|-
| Değişik [[yoğunluk]]lar
| Çekirdek: 1,5{{e|5}} kg/m³<br />Aşağı Fotosfer: 2{{e|-4}} kg/m³<br />Aşağı Kromosfer: 5{{e|-6}} kg/m³<br />Ortalama Corona: 10{{e|-12}}kg/m³<ref>[http://www.astro.lsa.umich.edu/undergrad/Labs/spectro/short_spectro.html Michigan Üniversitesi] {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20120518050816/http://www.astro.lsa.umich.edu/undergrad/Labs/spectro/short_spectro.html |date=18 Mayıs 2012 }}, Astronomi Bölümü.</ref>
|-
| Ekvator'da yüzey çekimi
93. satır:
| 7,25°<ref name=nssdc/><br /><small>([[tutulum]] düzlemine)</small><br />67,23°<br /><small>([[Samanyolu|gökada düzlemine]])</small>
|-
| [[Sağ açıklık]]<br /><small>(Kuzey kutbunun)<ref name="iau-iag">{{Web kaynağı | url = http://www.hnsky.org/iau-iag.htm | başlık = Report Of The IAU/IAG Working Group On Cartographic Coordinates And Rotational Elements Of The Planets And Satellites: 2000 | erişimtarihi = 22 Mart 2006 | yardımcıyazarlar = V. K. Abalakin; M. Bursa; M. E. Davies; C. de Bergh; J. H. Lieske; J. Oberst; J. L. Simon; E. M. Standish; P. Stooke; P. C. Thomas | yıl = 2000 | ilk = P. K. | son = Seidelmann | arşivurl = httphttps://web.archive.org/web/20151107043101/http://www.hnsky.org/iau-iag.htm | arşivtarihi = 7 Kasım 2015 | ölüurl = no }}</ref></small>
| 286,13°<br /><small>19 s 4 d 30 sn</small>
|-
148. satır:
 
Güneş yüzeyi kütlesinin %&nbsp;74'ünü ve hacminin %&nbsp;92'sini oluşturan [[hidrojen]], [[kütle]]sinin %&nbsp;24-25'ünü<ref>{{Dergi kaynağı
| last=Basu | first=Sarbani | yardımcıyazarlar=Antia, H. M. | title=Helioseismology and Solar Abundances | journal=Physics Reports | year=2007 | url=http://front.math.ucdavis.edu/0711.4590 | accessdate=9 Aralık 2007}}</ref> ve hacminin %&nbsp;7'sini oluşturan [[helyum]] ile [[Demir|Fe]], [[Nikel|Ni]], [[Oksijen|O]], [[Silikon|Si]], [[Kükürt|S]], [[Magnezyum|Mg]], [[Karbon|C]], [[Neon|Ne]], [[Kalsiyum|Ca]], ve [[Krom|Cr]] gibi diğer elementlerden oluşur.<ref name="manuel1983">Manuel O. K. and Hwaung Golden (1983), Meteoritics, Cilt 18, Sayı 3, 30 Eylül 1983, s: 209-222. Çevrimiçi:[ http://web.umr.edu/~om/archive/SolarAbundances.pdf {{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20050301082444/http://web.umr.edu/~om/archive/SolarAbundances.pdf |date=1 Mart 2005 }}] (7 Aralık 2007'de erişildi ).</ref> Güneş'in [[Yıldız sınıflandırma|yıldız sınıfı]] G2V'dir. ''G2'' Güneş'in yüzey sıcaklığının yaklaşık 5.780 [[Kelvin|K]] olduğu, dolayısıyla beyaz renge sahip olduğu anlamına gelir. Günışığının atmosferden geçerken kırılması sonucu sarı gibi görünür. Bu mavi fotonların [[Rayleigh saçılımı]]nın sonucunda yeteri kadar mavi ışığın kırılmasıyla geride sarı olarak algılanan kırmızılığın kalmasıdır.
 
[[Tayf]]ı içinde [[iyon]]ize ve [[nötr]] [[metal]]ler olduğu kadar çok zayıf [[hidrojen çizgisi|hidrojen çizgi]]leri de bulunur. ''V'' eki (Roma rakamıyla beş) çoğu yıldız gibi Güneş'in de [[ana dizi]] üzerinde olduğunu gösterir. Enerjisini [[hidrojen]] çekirdeklerinin [[füzyon]]la [[helyum]]a dönüşmesinden elde eder ve [[hidrostatik denge]] içindedir, yani zaman içinde ne genişler ne de küçülür. Saniyede 600 milyon ton [[hidrojen]], [[helyum]]a dönüşür. Bu da, Güneş'in her geçen saniye 4,5 milyon [[ton]] hafiflemesine yol açar. Güneş'teki [[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, [[Samanyolu|galaksi]]miz içinde bulunan yıldızların %&nbsp;85'inden daha parlaktır, Güneş'ten daha sönük olan bu yıldızların çoğu [[kırmızı cüce]]lerdir.<ref>{{Haber kaynağı|ilk=Ker |son=Than |başlık=Astronomers Had it Wrong: Most Stars are Single |yayıncı=SPACE.com |tarih=30 Ocak 2006|url=http://www.space.com/scienceastronomy/060130_mm_single_stars.html |erişimtarihi=1 Ağustos 2007}}</ref>
165. satır:
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]] [[füzyon]]u 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.<ref name="future-sun"/> 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.<ref>{{Dergi kaynağı| yazar=Guillemot, H.; Greffoz, V. | başlık=Ce que sera la fin du monde | journal=Science et Vie | tarih=Mart 2002| cilt=N° 1014 | dil=Fransızca }}</ref> Birkaç milyar yıl sonra da yüzeyde bulunan su tamamen yok olacaktır.<ref>{{Haber kaynağı| ilk=Damian | son=Carrington | başlık=Date set for desert Earth | yayımcı=BBC News | tarih=21 Şubat 2000|url=http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/specials/washington_2000/649913.stm | erişimtarihi=31 Mart 2007}}</ref>
 
[[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.<ref name="future-sun">{{Web kaynağı | url = http://www.astronomy.ohio-state.edu/~pogge/Lectures/vistas97.html | başlık = The Once and Future Sun | erişimtarihi = 7 Aralık 2005 | yayımcı = The Ohio State University (Department of Astronomy) | çalışma = [http://www-astronomy.mps.ohio-state.edu/Vistas/ New Vistas in Astronomy] | yıl = 1997 | yazar = Pogge, Richard W. | biçim = lecture notes | arşivurl = httphttps://web.archive.org/web/20151106232509/http://www.astronomy.ohio-state.edu/~pogge/Lectures/vistas97.html | arşivtarihi = 6 Kasım 2015 | ölüurl = no }}</ref><ref name="Sackmann">{{Dergi kaynağı|soyadı=Sackmann|ad=I.-Juliana
|yardımcıyazarlar=Arnold I. Boothroyd; Kathleen E. Kraemer|yıl=1993|month=11|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?1993ApJ%2E%2E%2E418%2E%2E457S&db_key=AST&high=24809&nosetcookie=1|başlık=Our Sun. III. Present and Future|journal=Astrophysical Journal|cilt=418|sayfalar=457}}</ref>
 
174. satır:
|başlık=The solar oblateness and its relationship with the structure of the tachocline and of the Sun's subsurface|journal=Astronomy and Astrophysics|cilt=355|sayfalar=365–374}}</ref> yani kutuplararası çapı ile ekvator çapı arasında bulunan fark yalnızca 10&nbsp;km.'dir. Güneş [[Plazma (fizik)|plazma]] hâlindedir ve [[katı]] değildir; dolayısıyla kendi ekseni etrafında dönerken kademeli olarak döner, yani ekvatorda kutuplarda olduğundan daha hızlı döner. Bu '' gerçek dönüş''ün periyodu ekvatorda 25 gün, kutuplarda 35 gündür. Ancak [[Dünya]] Güneş'in etrafında dönerken gözlem noktamız sürekli değiştiği için Güneş'in ''görünür dönüş''ü 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 ışık küresinin (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.<ref>{{Web kaynağı | url = http://fusedweb.pppl.gov/CPEP/Chart_Pages/5.Plasmas/SunLayers.html | başlık = From Core to Corona: Layers of the Sun | erişimtarihi = | yayımcı = Princeton Plasma Physics Laboratory (PPPL) | tarih = 16 Mayıs 2007 | yazar = Hannah Cohen | arşivurl = httphttps://web.archive.org/web/20150101154238/http://fusedweb.pppl.gov/CPEP/Chart_Pages/5.Plasmas/SunLayers.html | arşivtarihi = 1 Ocak 2015 | ölüurl = yes }}</ref>
 
Güneş'in içi doğrudan gözlemlenemez ve Güneş [[elektromanyetik ışıma]]ya karşı [[opak]]tır. Ancak nasıl [[sismoloji]] [[deprem]] 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.
186. satır:
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 dolayısıyla da füzyon hızının artmasına neden olacaktır.
 
Nükleer füzyon tepkimeleri sonucunda açığa çıkan yüksek enerjili [[foton]]lar (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" 10.000 ilâ 170.000 yıl kadar sürer.<ref name="NASA">{{Web kaynağı | url = http://sunearthday.nasa.gov/2007/locations/ttt_sunlight.php | başlık = The 8-minute travel time to Earth by sunlight hides a thousand-year journey that actually began in the core | erişimtarihi = | arşivurl = httphttps://web.archive.org/web/20150622204518/http://sunearthday.nasa.gov:80/2007/locations/ttt_sunlight.php | arşivtarihi = 22 Haziran 2015 | ölüurl = yes }}</ref>
 
[[Isıyayımsal]] dış katmandan şeffaf "yüzey" ışık küreye 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. [[Nötrino]]lar 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 üç 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. Bunun sebebi, nötrinoların [[kuantum]] sayılarını değiştirmeleridir.
203. satır:
Işık küre, Güneş'in görünen yüzeyi, hemen altında görünen ışığa opak olduğu katmandır. Işık kürenin üzerinde görünen gün ışığı uzaya serbestçe yayılır ve enerjisi Güneş'ten uzaklaşır. Opaklıkta olan değişiklik görünen ışığı kolayca soğuran H<sup>-</sup> iyonlarının miktarlarının azalmasıdır. Buna karşın görünen ışık elektronların [[hidrojen]] atomlarıyla H<sup>-</sup> iyonu oluşturmak için tepkimeye girmesiyle oluşur.<ref name="Gibson">{{Kitap kaynağı|son=Gibson|ilk=Edward G.|yıl=1973|başlık=The Quiet Sun|yayımcı=NASA}}</ref><ref name="Shu">{{Kitap kaynağı|son=Shu|ilk=Frank H.|yıl=1991|başlık=The Physics of Astrophysics|yayımcı=University Science Books}}</ref> Işık küre on ile yüz kilometre arasındaki kalınlığıyla Dünya üzerinde bulunan havadan daha az opaktır. Işık kürenin üst kısmının alt kısmından soğuk olması nedeniyle Güneş ortada kenarlara nazaran daha parlakmış gibi görünür. Güneş'in kara cisim ışınımı 6.000 [[kelvin|K]] sıcaklığında olduğunu gösterir. Işık kürenin parçacık yoğunluğu yaklaşık 10<sup>23</sup>&nbsp;m<sup>−3</sup>'dir. Bu da Dünya hava yuvarının deniz düzeyindeki parçacık yoğunluğunun %&nbsp;1'i kadardır.
 
Işık kürenin 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 mitolojisi|Yunan]] Güneş tanrısı [[Helios]]'tan esinlenerek "[[helyum]]" koydu. Bundan ancak 25 yıl sonra helyum yeryüzünde izole edilebildi.<ref name="Lockyer">{{Web kaynağı | url = http://www-solar.mcs.st-andrews.ac.uk/~clare/Lockyer/helium.html | başlık = Discovery of Helium | erişimtarihi = 22 Mart 2006 | yayımcı = University of St Andrews | çalışma = Solar and Magnetospheric MHD Theory Group | arşivurl = httphttps://web.archive.org/web/20151107043457/http://www-solar.mcs.st-andrews.ac.uk/~clare/Lockyer/helium.html | arşivtarihi = 7 Kasım 2015 | ölüurl = no }}</ref>
 
=== Gaz yuvar ===
230. satır:
*[[Metallik|Metaller]] %&nbsp;1
 
1968 yılında Belçikalı bir bilim insanı [[lityum]], [[berilyum]], ve [[Bor (element)|bor]] bolluklarının önceden düşünüldüğünden daha fazla olduğunu bulmuştur<ref name="grevesse1968">Nicolas Grevesse 1968, Solar abundances of lithium, beryllium and boron, Solar Physics Journal, Volume 5, Number 2 / October, 1968, DOI 10.1007/BF00147963, pp 159-180, Springer Netherlands, ISSN 0038-0938 (Print) ISSN 1573-093X (Online), http://www.springerlink.com/content/l37qghqnm7345247/{{Ölü bağlantı|date=Mart 2020 }}</ref>. 2005 yılında üç bilim insanı [[neon]] bolluğunun önceden düşünüldüğünden daha fazla olabileceğini helyosismolojik gözlemlere dayanarak önermişlerdir<ref name="bahcall-etal2005">Bahcall John N., Basu Sarbani, Sereneli Aldo M. 2005: What Is the Neon Abundance of the Sun?, The Astrophysical Journal, 631:1281–1285, 2005 October 1, DOI: 10.1086/431926, The American Astronomical Society (USA), http://www.journals.uchicago.edu/doi/abs/10.1086/431926</ref>. 1986'ya kadar Güneş'in helyum içeriğinin Y=0,25 olduğu genel kabul görmüştü ancak bu tarihte iki bilim insanı Y=0,279 değerinin daha doğru olduğunu iddia etmiştir.<ref name="lebreton-maeder1986">Lebreton, Y. & Maeder, A. (1986), The evolution and helium content of the sun, Astronomy and Astrophysics (ISSN 0004-6361), vol. 161, no. 1, June 1986, p. 119-124., http://articles.adsabs.harvard.edu//full/1986A%26A...161..119L/0000119.000.html</ref>. 1970'lerde birçok araştırma Güneş'te bulunan [[demir]] grubu elementlerin bolluğuna odaklandı.<ref name="biemont1978">Biemont Emile, 1978: Abundances of singly-ionized elements of the iron group in the sun, Royal Astronomical Society, Monthly Notices, vol. 184, Sept. 1978, p. 683-694, http://adsabs.harvard.edu/abs/1978MNRAS.184..683B</ref><ref name="biemont1978"/> Tek iyonlu demir grubu elementlerinin ''gf'' değerlerinin ilk 1962'de bulunmuş<ref name="biemont1978"/> ve geliştirilmiş ''f'' değerleri 1976'da hesaplanmıştır.<ref name="biemont1978"/> [[Kobalt]] ve [[mangan]] gibi bazı demir grubu elementlerinin bolluk tespitleri, çok ince yapıya sahip olmalarından ötürü zordur.<ref name="biemont1978"/>.
 
=== Element dağılımları ===
274. satır:
 
== Manyetik alan ==
[[Dosya:Heliospheric-current-sheet.gif|thumb|sağ|220px|Güneş'in dönen manyetik alanının gezegenlerarası ortamda bulunan plazma üzerindeki etkisinden kaynaklanan gün yuvarı akım katmanı Güneş Sistemi'nin en uç noktalarına kadar uzanır.<ref>{{Web kaynağı | url = http://wso.stanford.edu/#MeanField | başlık = The Mean Magnetic Field of the Sun | erişimtarihi = 1 Ağustos 2007 | yayımcı = The Wilcox Solar Observatory | arşivurl = httphttps://web.archive.org/web/20151222083955/http://wso.stanford.edu/#MeanField | arşivtarihi = 22 Aralık 2015 | ölüurl = no }}</ref>]]
 
Güneş içinde bulunan tüm madde yüksek sıcaklıklardan ötürü [[gaz]] ve [[Plazma (fizik)|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.
289. satır:
Güneş hakkında ilk bilimsel açıklamayı yapan insanlardan birisi [[Antik Yunan|Yunan]] 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 [[Antik Yunan|Yunan]] Samoslu Aristarchus ve Hintler tarafından önerilmiştir. Bu görüş 16. yüzyılda [[Mikolaj Kopernik]] tarafından tekrar ele alınmıştır. 17. yüzyılın başında [[teleskop|teleskobun]] 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.<ref>{{Web kaynağı | url = http://www.bbc.co.uk/history/historic_figures/galilei_galileo.shtml | başlık = Galileo Galilei (1564–1642) | erişimtarihi = 22 Mart 2006 | yayımcı = BBC | arşivurl = httphttps://web.archive.org/web/20151107085655/http://www.bbc.co.uk/history/historic_figures/galilei_galileo.shtml | arşivtarihi = 7 Kasım 2015 | ölüurl = no }}</ref> Güneş lekeleri Han hanedanından beri gözlemlenmekte ve Çinli gökbilimciler tarafından yüzyıllardır kayıtları tutulmaktaydı. 1672'de Giovanni Cassini ve Jean Richer [[Mars (gezegen)|mars]] olan uzaklığı belirledi, dolayısıyla da Güneş'e olan uzaklığı hesap edebildiler. [[Isaac Newton]] bir prizma kullanarak gün ışığını inceledi ve ışığın birçok renkten oluştuğunu gösterdi.<ref>{{Web kaynağı | url = http://www.bbc.co.uk/history/historic_figures/newton_isaac.shtml | başlık = Sir Isaac Newton (1643–1727) | erişimtarihi = 22 Mart 2006 | yayımcı = BBC | arşivurl = httphttps://web.archive.org/web/20150310093436/http://www.bbc.co.uk:80/history/historic_figures/newton_isaac.shtml | arşivtarihi = 10 Mart 2015 | ölüurl = no }}</ref> 1800'de [[William Herschel]] Güneş tayfının kırmızı bölümünün ötesinde [[kızılötesi]] ışımayı keşfetti.<ref>{{Web kaynağı | url = http://coolcosmos.ipac.caltech.edu/cosmic_classroom/classroom_activities/herschel_bio.html | başlık = Herschel Discovers Infrared Light | erişimtarihi = 22 Mart 2006 | yayımcı = Cool Cosmos | arşivurl = httphttps://web.archive.org/web/20151107043928/http://coolcosmos.ipac.caltech.edu/cosmic_classroom/classroom_activities/herschel_bio.html | arşivtarihi = 7 Kasım 2015 | ölüurl = yes }}</ref> 1800'lerde Güneş'in spektroskopik incelenmesinde ilerlemeler kaydedilmiştir. [[Joseph von Fraunhofer]] tayf üstünde [[soğurma çizgileri]]nin 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.<ref>{{Dergi kaynağı|soyadı=Thomson
296. satır:
|yer=London and New York|yıl=1890|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1890QB981.L78......}}</ref>
 
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.<ref>{{Web kaynağı | url = http://www.philosophy.umd.edu/Faculty/LDarden/sciinq/ | başlık = The Nature of Scientific Inquiry | erişimtarihi = | yıl = 1998 | ilk = Lindley | son = Darden | arşivurl = httphttps://web.archive.org/web/20120817040843/http://www.philosophy.umd.edu:80/Faculty/LDarden/sciinq/ | arşivtarihi = 17 Ağustos 2012 | ölüurl = no }}</ref> Ancak Güneş enerjisinin kaynağı hakkındaki en önemli ipucunu sağlayan kişi ünlü kütle-enerji denkliği bağıntısı [[E=mc²|''E''&nbsp;=&nbsp;''mc''²]] 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.<ref>{{Web kaynağı | url = http://www.esa.int/esaSC/SEMDYPXO4HD_index_0.html | başlık = Studying the stars, testing relativity: Sir Arthur Eddington | erişimtarihi = 1 Ağustos 2007 | yayımcı = ESA Space Science | tarih = 15 Haziran 2005 | arşivurl = httphttps://web.archive.org/web/20121020174459/http://www.esa.int/esaSC/SEMDYPXO4HD_index_0.html | arşivtarihi = 20 Ekim 2012 | ölüurl = no }}</ref> 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.<ref name="Bethe">{{Dergi kaynağı|soyadı=Bethe
|ad=H.|yıl=1938|başlık=On the Formation of Deuterons by Proton Combination|journal=Physical Review|cilt=54
|sayfalar=862–862}}</ref><ref name="Bethe2">{{Dergi kaynağı|soyadı=Bethe|ad=H.|yıl=1939|başlık=Energy Production in Stars|journal=Physical Review|cilt=55|sayfalar=434–456}}</ref>
306. satır:
 
=== Güneş uzay görevleri ===
[[Dosya:Star-sizes-tr.jpg|thumb|sağ|250px|Güneş, bazı yıldızlar ve gezegenlerin büyüklük karşılaştırması]]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 veri göndermeye devam etti.<ref>{{Web kaynağı | url = http://www.astronautix.com/craft/pio6789e.htm | başlık = Pioneer 6-7-8-9-E | erişimtarihi = 22 Mart 2006 | yayımcı = Encyclopedia Astronautica | arşivurl = httphttps://web.archive.org/web/20151107043943/http://www.astronautix.com/craft/pio6789e.htm | arşivtarihi = 7 Kasım 2015 | ölüurl = yes }}</ref>
 
1970'lerde [[Helios 1]] uzay sondası ve [[Skylab]] Apollo Teleskobu bilim insanlarına [[Güneş rüzgârı]] ve korona hakkında yeni bilgiler sağladılar. [[Amerika Birleşik Devletleri|ABD]] - [[Almanya]] ortak girişimi olan Helios 1 uzay sondası, [[günberi]] rotasında [[Merkür (gezegen)|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 gözlemlerini 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 püskürtüsü|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.<ref>{{Web kaynağı | url = http://web.hao.ucar.edu/public/research/svosa/smm/smm_mission.html | başlık = Solar Maximum Mission Overview | erişimtarihi = 22 Mart 2006 | yardımcıyazarlar = Joan Burkepile | yıl = 1998 | ilk = Chris | son = St. Cyr | arşivurl = httphttps://web.archive.org/web/20081215085826/http://web.hao.ucar.edu:80/public/research/svosa/smm/smm_mission.html | arşivtarihi = 15 Aralık 2008 | ölüurl = yes }}</ref>
 
[[Japonya]]'nın 1991'de fırlatılan Yohkoh (''Günışığı'') uydusu X ışını dalgaboyunda Güneş püskürtülerini gözlemledi. Sondadan gelen veriler sayesinde bilim insanları 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 2001'de Güneş tutulması sırasında bekleme moduna girdi ve Güneş ile olan bağlantısını yitirdi. 2005 yılında atmosfere yeniden girerken yok oldu.<ref>{{Web kaynağı | url = http://www.jaxa.jp/press/2005/09/20050913_yohkoh_e.html | başlık = Result of Re-entry of the Solar X-ray Observatory "Yohkoh" (SOLAR-A) to the Earth's Atmosphere | erişimtarihi = 22 Mart 2006 | yıl = 2005 | yazar = Japan Aerospace Exploration Agency | arşivurl = httphttps://web.archive.org/web/20130810150641/http://www.jaxa.jp/press/2005/09/20050913_yohkoh_e.html | arşivtarihi = 10 Ağustos 2013 | ölüurl = no }}</ref>
 
Günümüze kadar en önemli Güneş uzay görevlerinden biri [[Avrupa Uzay Ajansı]] ile [[NASA]] ortak projesi olan ve [[2 Aralık]] [[1995]]'te fırlatılan SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) görevidir. Başlangıcında iki yıllık bir görev için planlanan SOHO 2007 itibarıyla 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 birçok küçük [[kuyruklu yıldız]] dahil birçok kuyruklu yıldızın keşfine yaradı.<ref>{{Web kaynağı | url = http://sungrazer.nrl.navy.mil/ | başlık = SOHO Comets | erişimtarihi = 22 Mart 2006 | yayımcı = U.S. Naval Research Laboratory | çalışma = Large Angle and Spectrometric Coronagraph Experiment (LASCO) | arşivurl = httphttps://web.archive.org/web/20150525060147/http://sungrazer.nrl.navy.mil:80/ | arşivtarihi = 25 Mayıs 2015 | ölüurl = no }}</ref>
 
[[Dosya:174719main LEFTREDSouthPole304.jpg|thumb|200px|sağ|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 (gezegen)|Jüpiter]]'e kadar giderek burada 'sapan' etkisinden faydalanarak tutulum düzleminin üstünde bir yörüngeye oturdu. Tesadüfen çok yakından 1994 yılında [[Shoemaker–Levy 9 kuyruklu yıldızı|Shoemaker-Levy 9 kuyruklu yıldızının]] 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&nbsp;km/s hızla hareket ettiğini buldu. Ayrıca yüksek enlemlerden çıkan, galaktik kozmik ışınlar saçan büyük manyetik dalgaların varlığını keşfetti.<ref>{{Web kaynağı | url = http://ulysses.jpl.nasa.gov/science/mission_primary.html | başlık = Ulysses - Science - Primary Mission Results | erişimtarihi = 22 Mart 2006 | yayımcı = NASA | arşivurl = httphttps://web.archive.org/web/20140710080122/http://ulysses.jpl.nasa.gov/science/mission_primary.html | arşivtarihi = 10 Temmuz 2014 | ölüurl = yes }}</ref>
 
Işık kürede bulunan elementlerin bolluğu gün ışığı 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.
330. satır:
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.<ref name="Marsh">{{Dergi kaynağı|soyadı=Marsh|ad=J. C. D.|url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1982JBAA...92..257M&amp;data_type=PDF_HIGH&amp;type=PRINTER&amp;filetype=.pdf|biçim=PDF|başlık=Observing the Sun in Safety|journal=J. Brit. Ast. Assoc.|yıl=1982|cilt=92|sayfalar=6}}</ref> Güneş'i izlemenin güvenli bir yolu teleskop kullanarak görüntüsünü bir ekrana yansıtmaktır.
 
Kısmî Güneş tutulmalarını izlemek zararlıdır, çünkü [[göz bebeği|göz bebekleri]] aşırı yüksek kontrasta uyumlu değildir. Göz bebeği ortamda bulunan toplam ışık miktarına göre genişler, ortamda bulunan en parlak nesneye göre değil. Kısmî tutulmalarda gün ışığının çoğunluğu Güneş'in önünden geçen [[Ay (uydu)|Ay]] tarafından engellenir ama ışık kürenin örtülmemiş kısımlarının yüzey parlaklığı normal günlerdeki ile aynıdır. Ortamın loş olması nedeniyle göz bebeği ~2&nbsp;mm'den ~6&nbsp;mm'ye büyür, ve gün ışığına 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 verebilir.<ref name="Espenak">{{Web kaynağı | url = http://sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/SEhelp/safety.html | başlık = Eye Safety During Solar Eclipses - adapted from NASA RP 1383 Total Solar Eclipse of 1998 February 26, April 1996, p. 17 | erişimtarihi = 22 Mart 2006 | yayımcı = NASA | ilk = F. | son = Espenak | arşivurl = httphttps://web.archive.org/web/20080218101633/http://sunearth.gsfc.nasa.gov:80/eclipse/SEhelp/safety.html | arşivtarihi = 18 Şubat 2008 | ölüurl = yes }}</ref> Hemen acı oluşmadığı için tecrübesiz gözlemciler ve çocuklar bu zararın farkına varamaz, bir kişinin görüşünün bozulması hemen fark edilmez.
 
Gün doğumu ve gün batımı esnasında gün ışığı [[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.
"https://tr.wikipedia.org/wiki/Güneş" sayfasından alınmıştır