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
Ömer Berkay (mesaj | katkılar)
Devriyeler
23.992 değişiklik
Khutuck Bot (mesaj | katkılar)
Botlar
1.111.729 değişiklik
k Bot: Kaynak ve içerik düzenleme (hata bildir)
148. satır:
 
Güneş yüzeyi kütlesinin %&nbsp;74'ünü ve hacminin %&nbsp;92'sini oluşturan [[hidrojen]], [[kütle]]sinin %&nbsp;24-25'ünü<ref>{{Dergi kaynağı
| lastsoyadı=Basu | firstad=Sarbani | yardımcıyazarlar=Antia, H. M. | titlebaşlık=Helioseismology and Solar Abundances | journal=Physics Reports | yearyıl=2007 | url=http://front.math.ucdavis.edu/0711.4590 | accessdateerişimtarihi=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 |tarih=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>
171. satır:
 
[[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 = https://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|ay=11Kasım|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>
 
== Yapısı ==
212. satır:
=== Gaz yuvar ===
[[Dosya:Solar eclipse 1999 4 NR.jpg|thumb|sağ|200px|Tam [[Güneş tutulması]] sırasında Güneş koronası çıplak gözle görüebilir.]]
Güneş'in ışık küre üzerinde bulunan bölümlerine topluca ''Güneş gaz yuvarı'' denir. Radyo dalgalarından görünür ışığa ve gama ışınlarına kadar olan elektromanyetik spektrumda çalışan teleskoplarlarla görünebilir ve başlıca beş bölgeden oluşur: ''Sıcaklık ineci'', renk yuvarı, geçiş bölgesi, korona ve gün yuvarı. Güneş'in dış gaz yuvarı sayılan gün yuvarı [[Plüton (cüce gezegen)|Plüton]]'un yörüngesinin çok ötesine gündurguna kadar uzanır. Gündurgunda yıldızlararası ortam ile şok dalgası şeklinde bir sınır oluşturur. Renk yuvarı, geçiş bölgesi ve korona Güneş'in yüzeyinden daha sıcaktır. Sebebi tamamen kanıtlanmasa da kanıtlar Alfvén dalgalarının koronayı ısıtabilecek kadar enerjiye sahip olabileceğini göstermektedir.<ref>{{Dergi kaynağı|soyadı=De Pontieu |ad=Bart |yardımcıyazarlar= ''et al'' |tarih=7 Aralık 2007|başlık=Chromospheric Alfvénic Waves Strong Enough to Power the Solar Wind |journal=[[Science (journaldergi)|Science]] |cilt=318 |sayı=5856 |sayfalar=1574 - 77 |doi=10.1126/science.1151747 |url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/318/5856/1574 |erişimtarihi=22 Ocak 2008}}</ref>
 
Güneş'in en soğuk bölgesi ışık kürenin yaklaşık 500&nbsp;km üzerindeki sıcaklık ineci bölgesidir. Sıcaklık yaklaşık 4.000 [[Kelvin|K]]'dir. Bu bölge karbonmonoksit ve su gibi basit moleküllerin soğurma tayflarıyla fark edilebileceği kadar soğuktur.
"https://tr.wikipedia.org/wiki/Güneş" sayfasından alınmıştır