Güneş: Revizyonlar arasındaki fark
[kontrol edilmiş revizyon] | [kontrol edilmiş revizyon] |
kaynakça düzeltme Etiket: 2017 kaynak düzenleyici |
k bilgi kutusu düzenleme |
||
1. satır: | 1. satır: | ||
{{diğer anlamı2|Güneş}} |
{{diğer anlamı2|Güneş}} |
||
{{Bilgi kutusu |
{{Bilgi kutusu |
||
| anabaşlık |
| anabaşlık = Güneş |
||
| resim |
| resim = [[File:The Sun in white light.jpg|300px|frameless|alt=White glowing ball with black sunspots]] |
||
| altyazı |
| altyazı = Güneş, şeffaf bir [[Astronomi filtreleri|güneş filtresi]] aracılığıyla çekilmiş görüntüsü |
||
| etiketbiçimi |
| etiketbiçimi = background: inherit; |
||
| etiket1 |
| etiket1 = Adları |
||
| veri1 |
| veri1 = Güneş, [[Sol (Roma mitolojisi)|Sol]],<ref name="OED">{{OED|Sol}}</ref><ref>{{Cite web |date=15 Kasım 2006 |title=Opportunity's View, Sol 959 (Vertical) |url=http://www.nasa.gov/mission_pages/mer/images/pia01892.html |url-status=live |archive-url=https://web.archive.org/web/20121022155351/http://www.nasa.gov/mission_pages/mer/images/pia01892.html |archive-date=22 Ekim 2012 |access-date=1 Ağustos 2007 |publisher=NASA}}</ref> |
||
⚫ | |||
[[Sól]], [[Helios]]<ref name="Lexico">{{Cite encyclopedia |title=Helios |encyclopedia=[[Lexico]] UK English Dictionary |publisher=[[Oxford University Press]] |url=http://www.lexico.com/definition/Helios |archive-url=https://web.archive.org/web/20200327234645/https://www.lexico.com/definition/helios |archive-date=27 Mart 2020 |url-status=dead}}</ref> |
|||
⚫ | | veri2 = Solar<ref name="OED2">{{OED|solar}}</ref><ref>{{cite book |last1=Little |first1=William |title=Oxford Universal Dictionary on Historical Principles |last2=Fowler |first2=H. W. |last3=Coulson |first3=J. |year=1955 |edition=3rd |chapter=Sol |asin=B000QS3QVQ |chapter-url=https://archive.org/details/oxforduniversald07litt}}</ref> |
||
⚫ | |||
| etiket3 = [[Gezegen sembolleri|Sembol]] |
|||
⚫ | | veri2 |
||
| |
| = [[ |]] |
||
| başlık4 = Gözlem verisi |
|||
| veri3 = [[File:Sun symbol (bold).svg|24px|alt=Circle with dot in the middle]] |
|||
| |
| = |
||
⚫ | | veri5 = {{val|1|ul=AU}}<br />{{Convert|149600000|km|mi|abbr=on|disp=br}}<br />8 min 19 s, [[ışık hızı]]<ref name="Pitjeva2009">{{Cite journal |last1=Pitjeva |first1=E. V. |last2=Standish |first2=E. M. |year=2009 |başlık=Proposals for the masses of the three largest asteroids, the Moon–Dünya mass ratio and the Astronomical Unit |url=https://zenodo.org/record/1000691 |url-status=live |journal=Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy |language=en |volume=103 |issue=4 |pages=365–372 |bibcode=2009CeMDA.103..365P |doi=10.1007/s10569-009-9203-8 |issn=1572-9478 |s2cid=121374703 |archive-url=https://web.archive.org/web/20190709062657/https://zenodo.org/record/1000691 |archive-date=9 Temmuz 2019 |access-date=13 Temmuz 2019}}</ref> |
||
| |
| = {{longitem| }} |
||
⚫ | | veri5 |
||
⚫ | | veri6 = ,74 (''V'')<ref name="nssdc">{{Cite web |last=Williams |first=D. R. |date=1 July 2013 |başlık=Sun Fact Sheet |url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/sunfact.html |url-status=live |archive-url=https://web.archive.org/web/20100715200549/http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/sunfact.html |archive-date=15 Haziran 2010 |access-date=12 Ağustos 2013 |publisher=[[Goddard Uzay Uçuş Merkezi|NASA Goddard Space Flight Center]]}}</ref> |
||
| |
| = {{longitem|[[ büyüklük]]}} |
||
⚫ | | veri6 = |
||
⚫ | |||
| etiket7 = {{longitem|[[Mutlak parlaklık]]}} |
|||
⚫ | |||
⚫ | |||
⚫ | |||
| veri8 = G2V<ref>{{Cite book |last=Zombeck |first=Martin V. |url=http://ads.harvard.edu/books/hsaa/ |başlık=Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 2nd edition |year=1990 |publisher=[[Cambridge University Press]] |access-date=13 Ocak 2016 |archive-url=https://web.archive.org/web/20210203012304/http://ads.harvard.edu/books/hsaa/ |archive-date=3 Şubat 2021 |url-status=live}}</ref> |
| veri8 = G2V<ref>{{Cite book |last=Zombeck |first=Martin V. |url=http://ads.harvard.edu/books/hsaa/ |başlık=Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 2nd edition |year=1990 |publisher=[[Cambridge University Press]] |access-date=13 Ocak 2016 |archive-url=https://web.archive.org/web/20210203012304/http://ads.harvard.edu/books/hsaa/ |archive-date=3 Şubat 2021 |url-status=live}}</ref> |
||
| etiket9 |
| etiket9 = [[Metallik]] |
||
| veri9 = ''Z'' = 0,0122<ref>{{Cite journal |last1=Asplund |first1=M. |last2=Grevesse |first2=N. |last3=Sauval |first3=A. J. |year=2006 |başlık=The new solar abundances – Part I: the observations |journal=Communications in Asteroseismology |volume=147 |pages=76–79 |bibcode=2006CoAst.147...76A |doi=10.1553/cia147s76 |s2cid=123824232}}</ref> |
| veri9 = ''Z'' = 0,0122<ref>{{Cite journal |last1=Asplund |first1=M. |last2=Grevesse |first2=N. |last3=Sauval |first3=A. J. |year=2006 |başlık=The new solar abundances – Part I: the observations |journal=Communications in Asteroseismology |volume=147 |pages=76–79 |bibcode=2006CoAst.147...76A |doi=10.1553/cia147s76 |s2cid=123824232}}</ref> |
||
| etiket10 |
| etiket10 = [[Açısal çap]] |
||
| veri10 = 0, |
| veri10 = 0,,545°<ref>{{Cite web |başlık=Eclipse 99: Frequently Asked Questions |url=http://education.gsfc.nasa.gov/eclipse/pages/faq.html |url-status=dead |archive-url=https://web.archive.org/web/20100527142627/http://education.gsfc.nasa.gov/eclipse/pages/faq.html |archive-date=27 Mayıs 2010 |access-date=24 October 2010 |publisher=NASA}}</ref> |
||
| |
| = Yörünge özellikleri |
||
| etiket12 |
| etiket12 = {{longitem|[[Samanyolu]] ortalama }} |
||
| veri12 = 24.000 |
| veri12 = 24.000 28.000 [[ışık yılı]]<ref name="francis14">{{cite journal |last1=Francis |first1=Charles |last2=Anderson |first2=Erik |date=June 2014 |başlık=Two estimates of the distance to the Galactic Centre |journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] |volume=441 |issue=2 |pages=1105–1114 |arxiv=1309.2629 |bibcode=2014MNRAS.441.1105F |doi=10.1093/mnras/stu631 |s2cid=119235554}}</ref> |
||
| etiket13 |
| etiket13 = [[Galaktik yıl|Galaktik ]] |
||
| veri13 = |
| veri13 = milyon [[Jülyen yılı|yıl]] |
||
| etiket14 |
| etiket14 = [[Hız]] |
||
| veri14 = {{Girintili düz liste| |
| veri14 = {{Girintili düz liste| |
||
<!-- -->*{{Convert|251|km/s|mi/s|abbr=on}}<br />[[ |
<!-- -->*{{Convert|251|km/s|mi/s|abbr=on}}<br />[[ ]] |
||
<!-- -->*{{Convert|20|km/s|mi/s|abbr=on}}<br /> |
<!-- -->*{{Convert|20|km/s|mi/s|abbr=on}}<br /> |
||
<!-- -->*{{Convert|370|km/s|mi/s|abbr=on}}<br />[[Kozmik mikrodalga arka plan ışınımı]]<ref>{{Cite journal | display-authors=5 | last1=Hinshaw | first1=G. | last2=Weiland | first2=J. L. | last3=Hill | first3=R. S. | last4=Odegard | first4=N. | last5=Larson | first5=D. | last6=Bennett | first6=C. L. | last7=Dunkley | first7=J. | last8=Gold | first8=B. | last9=Greason | first9=M. R. | last10=Jarosik | first10=N. | last11=Komatsu | first11=E. | last12=Nolta | first12=M. R. | last13=Page | first13=L. | last14=Spergel | first14=D. N. | last15=Wollack | first15=E. | last16=Halpern | first16=M. | last17=Kogut | first17=A. | last18=Limon | first18=M. | last19=Meyer | first19=S. S. | last20=Tucker | first20=G. S. | last21=Wright | first21=E. L. |year=2009 |başlık=Five-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe observations: veri processing, sky maps, and basic results |journal=[[The Astrophysical Journal Supplement Series]] |volume=180 |issue=2 |pages=225–245 |arxiv=0803.0732 |bibcode=2009ApJS..180..225H |doi=10.1088/0067-0049/180/2/225 |s2cid=3629998}}</ref> |
<!-- -->*{{Convert|370|km/s|mi/s|abbr=on}}<br />[[Kozmik mikrodalga arka plan ışınımı]]<ref>{{Cite journal | display-authors=5 | last1=Hinshaw | first1=G. | last2=Weiland | first2=J. L. | last3=Hill | first3=R. S. | last4=Odegard | first4=N. | last5=Larson | first5=D. | last6=Bennett | first6=C. L. | last7=Dunkley | first7=J. | last8=Gold | first8=B. | last9=Greason | first9=M. R. | last10=Jarosik | first10=N. | last11=Komatsu | first11=E. | last12=Nolta | first12=M. R. | last13=Page | first13=L. | last14=Spergel | first14=D. N. | last15=Wollack | first15=E. | last16=Halpern | first16=M. | last17=Kogut | first17=A. | last18=Limon | first18=M. | last19=Meyer | first19=S. S. | last20=Tucker | first20=G. S. | last21=Wright | first21=E. L. |year=2009 |başlık=Five-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe observations: veri processing, sky maps, and basic results |journal=[[The Astrophysical Journal Supplement Series]] |volume=180 |issue=2 |pages=225–245 |arxiv=0803.0732 |bibcode=2009ApJS..180..225H |doi=10.1088/0067-0049/180/2/225 |s2cid=3629998}}</ref> |
||
}} |
}} |
||
| etiket15 |
| etiket15 = [[Eksen eğikliği|Eğiklik]] |
||
| veri15 = {{unbulleted list| |
| veri15 = {{unbulleted list| |
||
|7,25° ([[ |
|7,25° ([[]])<ref name=nssdc /> |
||
|67,23° ( |
|67,23° ([[Galaktik düzlem]]) |
||
}} |
}} |
||
| etiket16 |
| etiket16 = {{longitem|Kuzey kutbunun [[Sağ açıklık|sağ açıklığı]] }} |
||
| veri16 = 286,13° (286° 7′ 48″)<ref name="nssdc" /> |
| veri16 = 286,13° (286° 7′ 48″)<ref name="nssdc" /> |
||
| etiket17 |
| etiket17 = {{longitem|Kuzey kutbunun [[Dik açıklık|dik açıklığı]] }} |
||
| veri17 = +63,87° (63° 52′ 12"N)<ref name="nssdc" /> |
| veri17 = +63,87° (63° 52′ 12"N)<ref name="nssdc" /> |
||
| etiket18 |
| etiket18 = {{longitem| [[ süresi]]}} |
||
| veri18 = {{unbulleted list |
| veri18 = {{unbulleted list |
||
|25,05 gün (ekvator) |
|25,05 gün (ekvator) |
||
|34,4 gün (kutuplar)<ref name=nssdc /><!-- T = ( 14,37 − 2,33 sin^2 L − 1,56 sin^4 L ) °/gün, L = 90° --> |
|34,4 gün (kutuplar)<ref name=nssdc /><!-- T = ( 14,37 − 2,33 sin^2 L − 1,56 sin^4 L ) °/gün, L = 90° --> |
||
}} |
}} |
||
| etiket19 = {{longitem| |
| etiket19 = {{longitem| hızı}} |
||
| veri19 = {{val|1.997|u=km/s}}<ref name="sse">{{Cite web |başlık=Solar System Exploration: Planets: Sun: Facts & Figures |url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Sun&Display=Facts&System=Metric |url-status=dead |archive-url=https://web.archive.org/web/20080102034758/http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Sun&Display=Facts&System=Metric |archive-date=2 January 2008 |publisher=NASA}}</ref> |
| veri19 = {{val|1.997|u=km/s}}<ref name="sse">{{Cite web |başlık=Solar System Exploration: Planets: Sun: Facts & Figures |url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Sun&Display=Facts&System=Metric |url-status=dead |archive-url=https://web.archive.org/web/20080102034758/http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Sun&Display=Facts&System=Metric |archive-date=2 January 2008 |publisher=NASA}}</ref> |
||
| |
| = Fiziksel özellikler |
||
| etiket21 = {{longitem|Ekvator |
| etiket21 = {{longitem|Ekvator }} |
||
| veri21 = {{Convert|696300|km|mi|abbr=on|disp=br}}<ref name="IAU2015resB3">{{Cite arXiv |eprint=1510.07674 |class=astro-ph.SR |başlık=IAU 2015 Resolution B3 on Recommended Nominal Conversion Constants for Selected Solar and Planetary Properties |year=2015 | display-authors=3 |last1=Mamajek |first1=E. E. |last2=Prsa |first2=A. |last3=Torres |first3=G. |last4=Harmanec |first4=P. |last5=Asplund |first5=M. |last6=Bennett |first6=P. D. |last7=Capitaine |first7=N. |last8=Christensen-Dalsgaard |first8=J. |last9=Depagne |first9=E. |last10=Folkner |first10=W. M. |last11=Haberreiter |first11=M. |last12=Hekker |first12=S. |last13=Hilton |first13=J. L. |last14=Kostov |first14=V. |last15=Kurtz |first15=D. W. |last16=Laskar |first16=J. |last17=Mason |first17=B. D. |last18=Milone |first18=E. F. |last19=Montgomery |first19=M. M. |last20=Richards |first20=M. T. |last21=Schou |first21=J. |last22=Stewart |first22=S. G. }}</ref><ref name="arxiv1203_4898">{{Citation |last1=Emilio |first1=Marcelo |başlık=Measuring the Solar Radius from Space during the 2003 and 2006 Mercury Transits |journal=The Astrophysical Journal |volume=750 |issue=2 |page=135 |year=2012 |arxiv=1203.4898 |bibcode=2012ApJ...750..135E |doi=10.1088/0004-637X/750/2/135 |s2cid=119255559 |last2=Kuhn |first2=Jeff R. |last3=Bush |first3=Rock I. |last4=Scholl |first4=Isabelle F.}}</ref><br />{{val|109|u=× [[Dünya yarıçapı]]}}<ref name=sse /> |
| veri21 = {{Convert|696300|km|mi|abbr=on|disp=br}}<ref name="IAU2015resB3">{{Cite arXiv |eprint=1510.07674 |class=astro-ph.SR |başlık=IAU 2015 Resolution B3 on Recommended Nominal Conversion Constants for Selected Solar and Planetary Properties |year=2015 | display-authors=3 |last1=Mamajek |first1=E. E. |last2=Prsa |first2=A. |last3=Torres |first3=G. |last4=Harmanec |first4=P. |last5=Asplund |first5=M. |last6=Bennett |first6=P. D. |last7=Capitaine |first7=N. |last8=Christensen-Dalsgaard |first8=J. |last9=Depagne |first9=E. |last10=Folkner |first10=W. M. |last11=Haberreiter |first11=M. |last12=Hekker |first12=S. |last13=Hilton |first13=J. L. |last14=Kostov |first14=V. |last15=Kurtz |first15=D. W. |last16=Laskar |first16=J. |last17=Mason |first17=B. D. |last18=Milone |first18=E. F. |last19=Montgomery |first19=M. M. |last20=Richards |first20=M. T. |last21=Schou |first21=J. |last22=Stewart |first22=S. G. }}</ref><ref name="arxiv1203_4898">{{Citation |last1=Emilio |first1=Marcelo |başlık=Measuring the Solar Radius from Space during the 2003 and 2006 Mercury Transits |journal=The Astrophysical Journal |volume=750 |issue=2 |page=135 |year=2012 |arxiv=1203.4898 |bibcode=2012ApJ...750..135E |doi=10.1088/0004-637X/750/2/135 |s2cid=119255559 |last2=Kuhn |first2=Jeff R. |last3=Bush |first3=Rock I. |last4=Scholl |first4=Isabelle F.}}</ref><br />{{val|109|u=× [[Dünya yarıçapı]]}}<ref name=sse /> |
||
| etiket23 = [[Basıklık |
| etiket23 = [[Basıklık]] |
||
| veri23 = 0,00005<ref name="nssdc" /> |
| veri23 = 0,00005<ref name="nssdc" /> |
||
| etiket24 = [[Yüzey alanı]] |
| etiket24 = [[Yüzey alanı]] |
||
| veri24 = {{Convert|6 |
| veri24 = {{Convert|609|e12km2|e12mi2|abbr=on|disp=br}}<br />{{nowrap|{{val|fmt=commas|12000}}}} × Dünya <ref name=sse /> |
||
| etiket25 = [[Hacim]] |
| etiket25 = [[Hacim]] |
||
| veri25 = {{unbulleted list |
| veri25 = {{unbulleted list |
||
|{{val|1.412|e=18|u=km3}} |
|{{val|1.412|e=18|u=km3}} |
||
|{{val|fmt=commas|1300000}} × Dünya |
|{{val|fmt=commas|1300000}} × Dünya |
||
}} |
}} |
||
| etiket26 = [[Kütle]] |
| etiket26 = [[Kütle]] |
||
| veri26 = {{unbulleted list |
| veri26 = {{unbulleted list |
||
|{{val|1.9885|e=30|u=kg}}<ref name="nssdc" /> |
|{{val|1.9885|e=30|u=kg}}<ref name="nssdc" /> |
||
|{{val|4.3839|e=30|u=lbs}} |
|{{val|4.3839|e=30|u=lbs}} |
||
71. satır: | 70. satır: | ||
}} |
}} |
||
| etiket27 = Ortalama [[yoğunluk]] |
| etiket27 = Ortalama [[yoğunluk]] |
||
| veri27 = {{convert|1 |
| veri27 = {{convert|1408|g/cm3|lb/in3|abbr=on|disp=br}}<br />{{val|0.255}} × Dünya <ref name=nssdc /><ref name=sse /> |
||
| etiket28 = Yaş |
| etiket28 = Yaş |
||
| veri28 = 4,6 milyar yıl<ref name="Bonanno">{{Cite journal |last1=Bonanno |first1=A. |last2=Schlattl |first2=H. |last3=Paternò |first3=L. |year=2002 |başlık=The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS |journal=[[Astronomy and Astrophysics]] |volume=390 |issue=3 |pages=1115–1118 |arxiv=astro-ph/0204331 |bibcode=2002A&A...390.1115B |doi=10.1051/0004-6361:20020749 |s2cid=119436299}}</ref><ref>{{Cite journal |last1=Connelly |first1=J. N. |last2=Bizzarro |first2=M. |last3=Krot |first3=A. N. |last4=Nordlund |first4=Å. |last5=Wielandt |first5=D. |last6=Ivanova |first6=M. A. |date=2 Kasım 2012 |başlık=The Absolute Chronology and Thermal Processing of Solids in the Solar Protoplanetary Disk |journal=Science |volume=338 |issue=6107 |pages=651–655 |bibcode=2012Sci...338..651C |doi=10.1126/science.1226919 |pmid=23118187 |s2cid=21965292}}</ref> |
| veri28 = 4,6 milyar yıl<ref name="Bonanno">{{Cite journal |last1=Bonanno |first1=A. |last2=Schlattl |first2=H. |last3=Paternò |first3=L. |year=2002 |başlık=The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS |journal=[[Astronomy and Astrophysics]] |volume=390 |issue=3 |pages=1115–1118 |arxiv=astro-ph/0204331 |bibcode=2002A&A...390.1115B |doi=10.1051/0004-6361:20020749 |s2cid=119436299}}</ref><ref>{{Cite journal |last1=Connelly |first1=J. N. |last2=Bizzarro |first2=M. |last3=Krot |first3=A. N. |last4=Nordlund |first4=Å. |last5=Wielandt |first5=D. |last6=Ivanova |first6=M. A. |date=2 Kasım 2012 |başlık=The Absolute Chronology and Thermal Processing of Solids in the Solar Protoplanetary Disk |journal=Science |volume=338 |issue=6107 |pages=651–655 |bibcode=2012Sci...338..651C |doi=10.1126/science.1226919 |pmid=23118187 |s2cid=21965292}}</ref> |
||
| etiket29 = {{longitem| |
| etiket29 = {{longitem| [[yüzey kütle çekimi]]}} |
||
| veri29 = {{convert|274|m/s2|ft/s2|abbr=on|disp=br}}<ref name=nssdc /><br />{{cvt|274|m/s2|g0|disp=out|lk=out}}<ref name=sse /> |
| veri29 = {{convert|274|m/s2|ft/s2|abbr=on|disp=br}}<ref name=nssdc /><br />{{cvt|274|m/s2|g0|disp=out|lk=out}}<ref name=sse /> |
||
| etiket30 = {{longitem|[[Eylemsizlik momenti faktörü]]}} |
| etiket30 = {{longitem|[[Eylemsizlik momenti faktörü]]}} |
||
| veri30 = ≈{{val|0.070}}<ref name=nssdc /> |
| veri30 = ≈{{val|0.070}}<ref name=nssdc /> |
||
| etiket31 = {{longitem|Yüzey [[Kurtulma hızı|kaçış hızı]]}} |
| etiket31 = {{longitem|Yüzey [[Kurtulma hızı|kaçış hızı]]}} |
||
| veri31 = {{val|617.7|u=km/s}}<br />55 × Dünya <ref name=sse /> |
| veri31 = {{val|617.7|u=km/s}}<br />55 × Dünya <ref name=sse /> |
||
| etiket32 = Sıcaklık |
| etiket32 = Sıcaklık |
||
| veri32 = {{unbulleted list| |
| veri32 = {{unbulleted list| |
||
|15.700.000 [[Kelvin|K]] (merkez)<ref name=nssdc /> |
|15.700.000 [[Kelvin|K]] (merkez)<ref name=nssdc /> |
||
|5.772 K ([[Işık yuvarı|fotosfer]])<ref name=nssdc /> |
|5.772 K ([[Işık yuvarı|fotosfer]])<ref name=nssdc /> |
||
87. satır: | 86. satır: | ||
}} |
}} |
||
| etiket33 = [[Aydınlatma gücü]] |
| etiket33 = [[Aydınlatma gücü]] |
||
| veri33 = {{unbulleted list| |
| veri33 = {{unbulleted list| |
||
|{{val|3.828|e=26|ul=W}}<ref name=nssdc /> |
|{{val|3.828|e=26|ul=W}}<ref name=nssdc /> |
||
|{{val|3.75|e=28|u=[[Lümen|lm]]}} |
|{{val|3.75|e=28|u=[[Lümen|lm]]}} |
||
93. satır: | 92. satır: | ||
}} |
}} |
||
| etiket34 = [[Renk ölçeği|Renk]] (B-V) |
| etiket34 = [[Renk ölçeği|Renk]] (B-V) |
||
| veri34 = 0,656<ref>{{cite journal | first=David F. | last=Gray | başlık=The Inferred Color Index of the Sun | journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | volume=104 | issue=681 | pages=1035–1038 | date=November 1992 | doi=10.1086/133086 | bibcode=1992PASP..104.1035G }}</ref> |
| veri34 = 0,656<ref>{{cite journal | first=David F. | last=Gray | başlık=The Inferred Color Index of the Sun | journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | volume=104 | issue=681 | pages=1035–1038 | date=November 1992 | doi=10.1086/133086 | bibcode=1992PASP..104.1035G }}</ref> |
||
| etiket35 = Ortalama [[Radyans]] |
| etiket35 = Ortalama [[Radyans]] |
||
| veri35 = {{val|2.009|e=7|u=W·m<sup>−2</sup>·sr<sup>−1</sup>}} |
| veri35 = {{val|2.009|e=7|u=W·m<sup>−2</sup>·sr<sup>−1</sup>}} |
||
| etiket37 = {{longitem|Kütleye göre [[Işık yuvarı| |
| etiket37 = {{longitem|Kütleye göre [[Işık yuvarı|]] bileşimi}} |
||
| veri37 = {{unbulleted list| |
| veri37 = {{unbulleted list| |
||
| 73,46% [[Hidrojen]] |
| 73,46% [[Hidrojen]] |
||
| 24,85% [[Helyum]] |
| 24,85% [[Helyum]] |
Sayfanın 19.25, 1 Temmuz 2024 tarihindeki hâli
![]() Güneş'in, şeffaf bir güneş filtresi aracılığıyla çekilmiş görüntüsü | |
Adları | Güneş, Sol,[1][2] Sól, Helios[3] |
---|---|
Sıfatlar | Solar[4][5] |
Sembol | ![]() |
Gözlem verisi | |
Dünya'dan ortalama uzaklık | 1 AU 149.600.000 km 93.000.000 mi 8 min 19 s, ışık hızı[6] |
-26,74 (V)[7] | |
4,83 (V)[7] | |
G2V[8] | |
Metallik | Z = 0,0122[9] |
Açısal çap | 0,527-0,545°[10] |
Yörünge özellikleri | |
Samanyolu merkezinden ortalama uzaklık | 24.000 ila 28.000 ışık yılı[11] |
Galaktik periyot | 225-250 milyon yıl |
Hız |
|
Eğiklik |
|
Kuzey kutbunun sağ açıklığı | 286,13° (286° 7′ 48″)[7] |
Kuzey kutbunun dik açıklığı | +63,87° (63° 52′ 12"N)[7] |
Sideral dönme süresi |
|
Ekvatoral dönme hızı | 1,997 km/s[13] |
Fiziksel özellikler | |
Ekvator yarıçapı | 696.300 km 432.700 mi[14][15] 109 × Dünya yarıçapı[13] |
Basıklık | 0,00005[7] |
Yüzey alanı | 6,09×10 12 km2 2,35×10 12 sq mi 12 000 × Dünya [13] |
Hacim |
|
Kütle |
|
Ortalama yoğunluk | 1,408 g/cm3 0,0509 lb/cu in 0,255 × Dünya [7][13] |
Yaş | 4,6 milyar yıl[16][17] |
Ekvatoral yüzey kütle çekimi | 274 m/s2 900 ft/s2[7] 27,9 g0[13] |
≈0,070[7] | |
Yüzey kaçış hızı | 617,7 km/s 55 × Dünya [13] |
Sıcaklık | |
Aydınlatma gücü |
|
Renk (B-V) | 0,656[18] |
Ortalama Radyans | 2,009×107 W·m−2·sr−1 |
Kütleye göre fotosfer bileşimi |
Güneş, Güneş Sistemi'nin merkezinde yer alan bir yıldızdır. Güneş bir yandan kendi ekseni etrafında dönerken, aynı zamanda Samanyolu Galaksisi merkezinin çevresinde dolanır. Orta büyüklükte bir yıldız olan Güneş, tek başına Güneş Sistemi kütlesinin % 99,8'ini oluşturur. Geriye kalan kütle, Güneş'in çevresinde dönen gezegenler, asteroitler, gök taşları, kuyruklu yıldızlar ve kozmik tozlardan oluşur. Gün ışığı şeklinde Güneş'ten yayılan enerji Dünya üzerindeki hayatın hemen hemen tamamının var olmasını sağlar ve Dünya'nın iklimi ile hava durumunun üzerinde önemli etkilerde bulunur.
Samanyolu Gökadasında tahmin edilen yaklaşık 200 milyar yıldızdan birisi olan Güneş'in kütlesi sıcak gazlardan oluşur ve çevresine ısı ve ışık şeklinde radyasyon yayar. Güneş, yaklaşık olarak, Dünya'nın çapının 109 katına (1,5 milyon km), hacminin 1,3 milyon katına ve kütlesinin 333 bin katına sahiptir. Yoğunluğu ise Dünya'nın yoğunluğunun ¼’ü kadardır.
Güneş'in Samanyolu galaksisinin merkezinin etrafında dolanmakta olduğu bir yörüngesi vardır, bu merkezden yaklaşık 24.000 ila 28.000 ışık yılı mesafede yörüngede 828.000 km/s hızda hareket eder, yörüngede hareket ederken kendi sistemindeki gezegen, meteor, vs. tüm parçalar da Güneş ile birlikte Samanyolu'nun etrafında dönmektedir.
Galaktik merkez çevresinde bir dönüşünü yaklaşık 225-250 milyon yılda bir tamamlar. Yaklaşık yörünge hızı saniyede 220 kilometredir (+/-20 km/s). Bu da her 1.400 yılda bir 1 ışık yılıdır.[20] Merkez etrafındaki bir tam turunu 220-250 milyon Dünya yılı süresinde tamamlar.
Oort bulutu dahil Güneş Sistemi'nin çapı: 15 trilyon km, 100 bin AU, yani yaklaşık 2 ışık yılıdır. Dünya'ya en yakın yıldızın uzaklığı 4,3 ışık yılıdır. Güneş kendi ekseni etrafında saatte 7.000 km hızla dönmekte ve bir tam turunu yaklaşık ortalama 27 günde tamamlamaktadır. Güneş'in yüzey sıcaklığı 5500 °C çekirdeğinin sıcaklığıysa 15,6 milyon °C’dir. Güneş'ten çıkan enerjinin 2,2 milyarda 1'i yeryüzüne ulaşır. Geriye kalan enerji uzayda kaybolur. Güneş’in üç günde yaymış olduğu enerji, Dünya'da var olan tüm petrol, ağaç, doğalgaz vb. yakıt yoluyla elde edilebilecek enerjiye eşdeğerdir. Güneş ışınları 8,44 dakikada yeryüzüne varmaktadır. Güneş, Dünya'ya en yakın yıldızdır. Kütleçekim kuvveti Dünya'nın yer çekiminin 28 katıdır.
Güneş'in yüzeyi, kütlesinin %74'ünü ve hacminin %92'sini oluşturan hidrojen, kütlesinin %24-25'ünü[21] ve hacminin % 7'sini oluşturan helyum ile Fe, Ni, O, Si, S, Mg, C, Ne, Ca ve Cr gibi diğer elementlerden oluşur.[22] Güneş'in yıldız sınıfı G-tipi Ana Kol Yıldızı, yani G2V'dir. Resmi olmayan adlandırmada sarı cüce olarak nitelenir. G2 Güneş'in yüzey sıcaklığının yaklaşık 5.780 K olduğu, dolayısıyla beyaz renge (beyaz güneş ışınları, beyaz ortam ışığı, Ay'ın beyaz ışıması, vb.)sahip olduğu anlamına gelir. Güneş gökyüzünde çok alçakta olduğunda, atmosferik saçılma Güneş'i sarı, kırmızı, turuncu veya eflatun, hatta nadir durumlarda yeşil veya mavi olarak görünür hale getirir.
Yaklaşık 4,6 milyar yıl önce büyük bir moleküler bulutun bir bölgesindeki maddenin kütleçekimsel olarak çökmesiyle oluşmuştur. Bu maddenin çoğu merkezde toplanırken, geri kalanı Güneş Sistemi’ni oluşturan yörüngeli bir disk şeklinde basıklaşmıştır. Merkezi kütle o kadar sıcak ve yoğun hale geldi ki sonunda çekirdeğinde nükleer füzyonu başlatmıştır. Güneş'in çekirdeği her saniye yaklaşık 600 milyar kilogram (kg) hidrojeni helyuma dönüştürmekte ve 4 milyar kg maddeyi enerjiye çevirmektedir. Bu da, Güneş'in her geçen saniye 4,5 milyon ton hafiflemesine yol açar.
Tayfı içinde iyonize ve nötr metaller olduğu kadar çok zayıf hidrojen çizgileri de bulunur. V eki (Roma rakamıyla beş) çoğu yıldız gibi Güneş'in de ana dizi üzerinde olduğunu gösterir. Enerjisini hidrojen çekirdeklerinin füzyonla helyuma dönüşmesinden elde eder ve hidrostatik dengededir.
Çok uzak bir gelecekte, Güneş'in çekirdeğindeki hidrojen füzyonu, Güneş'in artık hidrostatik dengede olmadığı noktaya kadar azaldığında, çekirdeği yoğunluk ve sıcaklıkta belirgin bir artışa uğrayacak, bu da dış katmanlarının genişlemesine neden olacak ve sonunda Güneş'i bir kırmızı deve dönüştürecektir. Bu süreç Güneş'i günümüzden yaklaşık beş milyar yıl sonra Dünya'yı yaşanmaz hale getirecek kadar büyütecektir. Daha sonra Güneş dış katmanlarını dökecek ve yoğun bir tür soğuyan yıldız (beyaz cüce) haline gelecek ve artık füzyon yoluyla enerji üretmeyecek, ancak trilyonlarca yıl boyunca önceki füzyonundan kaynaklanan ısıyı yaymaya ve parlamaya devam edecektir. Bundan sonra, ihmal edilebilir enerji yayan süper yoğun bir kara cüce haline geleceği tahmin edilmektedir.
Güneş'teki füzyon olayı sonucunda kızıl kırmızımsı bir alev 15-20 bin km yükselir ve bir Güneş Fırtınası meydana getirir. İçinde yer aldığı galakside 100 milyondan fazla G2 sınıfı yıldız bulunduğu tahmin edilmektedir. Güneş, galaksisi içinde bulunan yıldızların % 85'inden daha parlaktır, Güneş'ten daha sönük olan bu yıldızların çoğu kırmızı cücelerdir.[23]
Güneş günümüzde Samanyolu'nun, daha büyük olan Kahraman kolu ve Yay kolu arasında kalan Orion kolu'nun iç kısmında, Yerel Yıldızlararası Bulut içindeki bir yüksek sıcaklıklı dağınık gaz bölgesi olan düşük yoğunluklu yerel kabarcık içinden geçmektedir. Dünya'ya 17 ışık yılı uzaklıkta yer alan en yakın 50 yıldız içinde Güneş, mutlak kadir olarak dördüncü sıradadır. (M=4,83)
Etimoloji
Güneş kelimesi, Orta Türkçede yer alan ve aynı anlama gelen küneş sözcüğünden evrilmiştir. Bu kelime ise Eski Türkçede yer aldığı tahmin edilen ancak yazılı örneği bulunmayan, "gün ışımak, aydınlanmak" anlamındaki *küne- sözüne +Iş ekinin eklenmesiyle türetilmiştir. Sözcüğün tarihte geçtiği en eski kaynak 1310 yılından önceye tarihlenen İbni Mühenna'nın Lugat adlı eseri olmaktadır.[24]
Şems, güneş kelimesinin eş anlamlısı olup, Arapça şms kökünden gelen ve aynı anlama sahip şams (شمس) sözcüğünden alıntıdır. Bu sözcük Aramice/Süryanice aynı anlamdaki şimşā (שִׁמְשָׁא) sözcüğü ile eş kökenlidir. Bu sözcükler ise Akadca'da yer alan ve aynı manaya gelen şamşu, şamaş sözcüğü ile eş kökenlidir.[25]
Yaşam çevrimi
Güneş'in yıldız gelişimi bilgisayar modellemesi ve nükleokozmokronoloji yöntemleri kullanılarak ana dizi üzerinde hesaplanan yaşının 4,57 milyar yıl olduğu düşünülmektedir.[26] Hidrojen moleküler bulutun hızla kendi içine çökmesi sonucu üçüncü nesil, Öbek I, T Tauri yıldızı olan Güneş'in doğduğu düşünülmektedir. Bu doğan yıldızın Samanyolu gök adasının çekirdeğinden 26.000 ışık yılı uzakta hemen hemen dairesel bir yörüngeye girdiği varsayılmaktadır.
Yıldız ana dizi üzerinde yıldız evrimi aşamasının yarı yolundadır. Bu aşamada çekirdekte oluşan nükleer füzyon reaksiyonları hidrojeni helyuma dönüştürür. Her saniye Güneş'in çekirdeğinde 4 milyon ton madde enerjiye çevrilir ve ortaya nötrinolarla radyasyon çıkar. Bu hızla günümüze kadar 100 Dünya kütlesi kadar madde enerjiye çevrilmiştir. Güneş yaklaşık olarak 10 milyar yıl ana kol yıldızı olarak yaşamına devam edecektir.
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 füzyonu 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.[27] 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.[28] Birkaç milyar yıl sonra da yüzeyde bulunan su tamamen yok olacaktır.[29]
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.[27][30]
Yapısı
![](http://178.128.105.246/cars-http-upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/8/89/Solar_internal_structure.svg/300px-Solar_internal_structure.svg.png)
Güneş, G2 tipinden bir sarı cücedir. Güneş Sistemi'nin toplam kütlesinin yaklaşık %99'unu oluşturur. Güneş hemen hemen mükemmel bir küre şeklindedir, basıklığı yalnızca 9 milyonda birdir,[31] yani kutuplararası çapı ile ekvator çapı arasında bulunan fark yalnızca 10 km.'dir. Güneş plazma hâlindedir ve katı değildir; dolayısıyla kendi ekseni etrafında dönerken kademeli olarak döner, yani ekvatorda kutuplarda olduğundan daha hızlı döner. Bu gerçek dönüşün periyodu ekvatorda 25 gün, kutuplarda 35 gündür. Ancak Dünya Güneş'in etrafında dönerken gözlem noktamız sürekli değiştiği için Güneş'in görünür dönüşü 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.[32]
Güneş'in içi doğrudan gözlemlenemez ve Güneş elektromanyetik ışımaya karşı opaktır. 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.
Çekirdek
![](http://178.128.105.246/cars-http-upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/d/da/Sun_parts_big.jpg/300px-Sun_parts_big.jpg)
Güneş çekirdeği merkezden 0,2 Güneş yarıçapına kadar uzanır. Yoğunluğu 150.000 kg/m³ (Yeryüzünde suyun yoğunluğunun 150 katı) civarında, sıcaklığı da 13.600.000 kelvin kadardır (yüzey sıcaklığı yaklaşık 5.800 kelvindir). Yakın zamandaki SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) misyonunun getirdiği bilgiler çekirdekte ışınsal bölgeye doğru daha hızlı bir dönme hızı olduğunu belirtmektedir.[33] Güneş'in yaşamının çoğunda enerji, proton-proton zincirleme tepkimesi diye adlandırılan aşamalardan oluşan ve hidrojeni helyuma çeviren nükleer füzyon ile oluşur. Çekirdek, füzyon ile önemli derecede ısı oluşturulan tek yerdir. Yıldızın geri kalanı çekirdekten dışarıya doğru transfer edilen enerjiyle ısınır. Çekirdekte füzyonla oluşan tüm enerji arka arkaya gelen katmanlardan geçerek Güneş ışık küresine ulaşır ve buradan uzaya gün ışığı ve parçacıkların kinetik enerjisi olarak yayılır.
Güneş'te serbest olarak bulunan toplam ~8.9×1056 proton (hidrojen çekirdeği) her saniye 3,4×1038 kadarı helyum çekirdeğine dönüşür, saniyede 4,26 milyon ton madde-enerji dönüşüm oranıyla saniyede 383 yottawatt (3,83×1026 W) ya da 9,15×1010 megaton TNT enerji açığa çıkar. Bu aslında Güneş çekirdeğinde 0,3 µW/cm³ ya da 6 µW/kg madde gibi oldukça düşük bir enerji üretimi oranına karşılık gelir. Örneğin insan vücudu yaklaşık olarak 1,2 W/kg ısı üretir, yani bu da Güneş'in birim kütle başına milyonlarca katı demektir. Dünya üzerinde benzer parametreler kullanılarak plazma ile enerji üretilmesi tamamen mantıksız olacaktır çünkü orta kapasitede 1 GW'lık bir füzyon güç santralı bir küp mil hacminde 170 milyar tonluk plazmaya ihtiyaç duyacaktır. Dolayısıyla yeryüzünde bulunan füzyon reaktörleri, Güneş'in içindekinden çok daha yüksek plazma sıcaklıkları kullanmaktadır.
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 fotonlar (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 ila 170.000 yıl kadar sürer.[34]
Konveksiyonel 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. Nötrinolar 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.
Işınsal bölge
Yaklaşık 0,2 Güneş yarıçapından 0,7 Güneş yarıçapına kadar bulunan madde, çekirdekteki yoğun ısıyı dışarı doğru termal radyasyonla taşıyacak kadar sıcak ve yoğundur. Bu bölgede ısı yayımı yoktur, yükseklik arttıkça madde soğusa da sıcaklık düşümü adyabatik sapma oranından düşük olduğu için ısı yayımı oluşamaz. Isı ışınım yoluyla iletilir. Hidrojen ve helyum iyonları foton açığa çıkarır. Fotonlar diğer iyonlar tarafından emilmeden bir miktar yol alır. Bu şekilde enerji dışarı doğru çok yavaş bir hızla ilerler.
Işınsal ile ısıyayımsal bölge arasında "tachocline" adı verilen bir geçiş katmanı bulunur. Burada ışınsal bölgenin tekdüze dönüşüyle ısıyayımsal bölgenin kademeli dönüşü arasında oluşan ani değişiklik büyük bir kırılmaya neden olur.
Isıyayımsal bölge
Güneş'in dış katmanında, yani yarıçapının %70 aşağısına kadar olan bölgede plazma ısıyı dışarıya doğru ışıma yoluyla iletecek kadar yoğun ve sıcak değildir. Sonuç olarak sıcak sütunların yüzeye yani ışık küreye doğru madde taşıdığı ısı yayımı oluşur. Yüzeye çıkan madde soğuyunca tekrar ısıyayımsal bölgenin başladığı yere çökerek ışınsal bölgenin üst kısmından daha fazla ısı alır.
Isıyayımsal bölgede bulunan termal sütunlar Güneş'in yüzeyinde belirli bir iz bırakır. Güneş'in iç bölgesinin dış katmanı olan bu bölgedeki türbülanslı ısı yayımı küçük ölçekli bir dinamo yaratarak Güneş'in yüzeyinin tamamında manyetik kuzey ve güney kutuplar yaratır.
Işık küre
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- iyonlarının miktarlarının azalmasıdır. Buna karşın görünen ışık elektronların hidrojen atomlarıyla H- iyonu oluşturmak için tepkimeye girmesiyle oluşur.[35][36] 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 K sıcaklığında olduğunu gösterir. Işık kürenin parçacık yoğunluğu yaklaşık 1023 m−3'dir. Bu da Dünya hava yuvarının deniz düzeyindeki parçacık yoğunluğunun %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 Güneş tanrısı Helios'tan esinlenerek "helyum" koydu. Bundan ancak 25 yıl sonra helyum yeryüzünde izole edilebildi.[37]
Gaz yuvar
![](http://178.128.105.246/cars-http-upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/c/c7/Solar_eclipse_1999_4.jpg/200px-Solar_eclipse_1999_4.jpg)
![](http://178.128.105.246/cars-http-upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/6/64/The_Sun_as_seen_in_January_1st_2015.jpg/220px-The_Sun_as_seen_in_January_1st_2015.jpg)
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'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.[38]
Güneş'in en soğuk bölgesi ışık kürenin yaklaşık 500 km üzerindeki sıcaklık ineci bölgesidir. Sıcaklık yaklaşık 4.000 K'dir. Bu bölge karbonmonoksit ve su gibi basit moleküllerin soğurma tayflarıyla fark edilebileceği kadar soğuktur.
Sıcaklık ineci bölgenin hemen üzerinde 2.000 km kalınlığında, yayılım ve soğurma çizgilerinin egemen olduğu ince bir katman bulunur. Adının renk yuvarı olmasının nedeni, Güneş tutulmalarının başında ve sonunda bu bölgenin renkli bir ışık olarak görülmesidir. Renk yuvarının sıcaklığı yükseldikçe artar ve en üst bölgede 100.000 K'e erişir.
![](http://178.128.105.246/cars-http-upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/d/da/171879main_LimbFlareJan12_lg.jpg/350px-171879main_LimbFlareJan12_lg.jpg)
Işık kürenin üzerinde, sıcaklığın çok hızla 100.000 K'den bir milyon K'e çıktığı geçiş bölgesi yer alır. Sıcaklık artışının nedeni bölgede bulunan helyumun yüksek sıcaklıklar nedeniyle tamamen iyonize olarak faz geçişidir. Geçiş bölgesi kesin belirli bir yükseklikte oluşmaz. Daha çok renk yuvarıda bulunan iğnemsi ve ipliksi yapıların çevresinde bir ayça oluşturur ve sürekli kaotik bir hareket içindedir. Geçiş bölgesi yeryüzünden kolay görülmez ama uzaydan, elektromanyetik spektrumun morötesi bölümüne kadar hassas cihazlar tarafından kolayca gözlemlenebilir.
Korona hacim olarak Güneş'ten çok daha büyük olan dış gaz yuvarı katmanıdır. Korona tüm Güneş Sistemi'ni ve gün yuvarınını kaplayan Güneş rüzgârına pürüzsüzce geçiş yapar. Korona'nın Güneş yüzeyine yakın olan alt katmanlarının parçacık yoğunluğu 1014–1016 m−3'dur. Sıcaklığı birkaç milyon kelvin civarındadır.
Gün yuvarı ise yaklaşık 20 Güneş yarıçapından (0,1 GB) Güneş Sistemi'nin en son noktasına kadar uzanır. İç sınırlarının tanımı Güneş rüzgârının süperalfvénik akışa sahip olması yani bu akışın Alfvén dalgalarının hızından daha fazla olması ile belirlenir. Bu sınırın dışındaki türbülans ya da dinamik kuvvetler Güneş koronasının şeklini etkilemez çünkü bilgi ancak Alfvén dalgalarının hızıyla yayılabilir. Güneş rüzgârı, sürekli olarak gün yuvarı boyunca dışa doğru akar, Güneş'ten 50 GB ötede gündurguna çarpana kadar Güneş manyetik alanını spiral bir şekle sokar. Aralık 2004'te Voyager 1 uzay sondasının, gündurgun olduğuna inanılan bir şok dalgası cephesini geçtiği bildirildi. Her iki Voyager sondası da sınıra yaklaştıkça daha yüksek düzeyde enerji yüklü parçacıkların varlığını kaydetti.[39]
Kimyasal bileşimi
Güneş, atomdan büyük her nesne gibi kimyasal elementlerden oluşmuştur. Birçok bilim insanı bu elementlerin bolluklarını, gezegenlerdeki elementlerle olan bağlantılarını ve Güneş'in içindeki dağılımlarını araştırmıştır[kaynak belirtilmeli].
Element bollukları
Bazı elementlerin karakteristik kütle oranları şöyledir:[40][41]
1968 yılında Belçikalı bir bilim insanı lityum, berilyum ve bor bolluklarının önceden düşünüldüğünden daha fazla olduğunu bulmuştur.[42] 2005 yılında üç bilim insanı neon bolluğunun önceden düşünüldüğünden daha fazla olabileceğini helyosismolojik gözlemlere dayanarak önermişlerdir.[43] 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.[44] 1970'lerde birçok araştırma Güneş'te bulunan demir grubu elementlerin bolluğuna odaklandı.[45][45] Tek iyonlu demir grubu elementlerinin gf değerlerinin ilk 1962'de bulunmuş[45] ve geliştirilmiş f değerleri 1976'da hesaplanmıştır.[45] Kobalt ve mangan gibi bazı demir grubu elementlerinin bolluk tespitleri, çok ince yapıya sahip olmalarından ötürü zordur.[45]
Element dağılımları
Güneş içinde bulunan elementlerin dağılımı birçok değişkene bağlıdır, örneğin kütleçekimi nedeniyle ağır elementler (örneğin helyum) Güneş kütlesinin merkezine yakın dururken, ağır olmayan elementler (örneğin hidrojen) Güneş'in dış katmanlarına doğru yayılır.[41] Özellikle Güneş'in içinde helyumun dağılımı özel olarak ilgi çekmektedir. Helyumun dağılma sürecinin zamanla hızlandığı ortaya çıkarılmıştır.[46] Güneş'in dış katmanını oluşturan ışık kürenin bileşimi, içinde bulunan döteryum, lityum, bor ve berilyum dışında, Güneş Sistemi'nin oluşumundaki kimyasal bileşime örnek olarak alınmaktadır.[47]
Güneş döngüleri
Güneş lekeleri ve Güneş lekesi döngüsü
![](http://178.128.105.246/cars-http-upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/0/0d/Solar-cycle-data.png/250px-Solar-cycle-data.png)
Uygun filtrelemeyle Güneş gözlemlendiğinde ilk dikkati çeken etrafına göre daha soğuk olması nedeniyle daha koyu gözüken belirli sınırlara sahip Güneş lekeleridir. Güneş lekeleri, güçlü manyetik kuvvetlerin ısı yayımını engellediği ve sıcak iç bölgeden yüzeye doğru enerji transferinin azaldığı yoğun manyetik etkinliğin olduğu bölgelerdir. Manyetik alan koronanın aşırı ısınmasına neden olur ve yoğun Güneş püskürtüleri ile koronada kütle fırlatılmasına neden olan etkin bölgeler oluşturur.
Güneş'in üzerinde görünür Güneş lekelerinin sayısı sabit değildir ama Güneş döngüsü denen 11 yıllık bir döngü içinde değişiklik gösterir. Döngünün tipik minimum döneminde çok az Güneş lekesi görünür ve hatta bazen hiç görünmez. Gözükenler yüksek enlemlerde bulunur. Güneş döngüsü ilerledikçe Spörer yasasının açıkladığı gibi Güneş lekelerinin sayısı artar ve ekvatora doğru yaklaşır. Güneş lekeleri genelde zıt manyetik kutuplara sahip çiftler olarak bulunur. Ana Güneş lekesinin manyetik polaritesi her Güneş döngüsünde değişir, dolayısıyla bir döngüde kuzey manyetik kutba sahip olan leke bir sonraki döngüde güney manyetik kutba sahip olur.
![](http://178.128.105.246/cars-http-upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/c/c7/Sunspot-number.png/250px-Sunspot-number.png)
Güneş döngüsünün uzayın durumu üzerinde büyük etkisi vardır ve Dünya'nın iklimi üzerinde de önemli bir etki yapar. Güneş etkinliğinin minimumda olduğu dönemler soğuk hava sıcaklıklarıyla, normalden daha uzun süren Güneş döngüleri de daha sıcak hava sıcaklıklarıyla ilişkilendirilir. 17. yüzyılda Güneş döngüsünün birkaç on yıl boyunca tamamen durduğu gözlemlenmiştir; bu dönemde çok az Güneş lekesi görülmüştür. Küçük Buz Çağı ya da Maunder minimumu diye bilinen bu dönemde Avrupa'da çok soğuk hava sıcaklıklarıyla karşılaşılmıştır.[48] Daha da önceleri benzer minimum dönemler ağaç halkalarının analiziyle ortaya konmuştur ve bu dönemler normalden daha düşük global hava sıcaklıklarıyla eşleşmektedir.
Fışkırmalar
Güneş fışkırmaları, yanan hidrojen gazının, Güneş’in magnetik alan kuvvetleri tarafından desteklenerek, taçtan dışarı yay gibi uzanmasıdır. Bazıları uzaya, saniyede 400 m hızla fırlarlar.[49][daha iyi kaynak gerekli]
Olası uzun dönem döngü
Çok yeni bir teori Güneş'in çekirdeğindeki manyetik kararsızlıkların 41.000 ya da 100.000 yıllık periyotlarda değişikliklere sebep olduğunu öne sürmektedir. Bu kuram, buzul çağlarını Milankovitch döngülerinden daha iyi açıklayabilir. Astrofizik alanındaki birçok kuram gibi bu da doğrudan test edilemez.[50][51]
Kuramsal sorunlar
Güneş nötrino problemi
Uzun yıllar boyunca Dünya üzerinde tespit edilen Güneş'ten gelen nötrinoların sayısı standart Güneş modeline göre tahmin edilenin yarısı ile üçte biri arasında değişmekteydi. Bu aykırı sonuç Güneş nötrino problemi olarak bilinir. Problemi çözmek için öne sürülen kuramlar ya Güneş'in iç sıcaklığını azaltarak daha düşük bir nötrino akısını açıklamaya çalışıyordu ya da nötrinoların Güneş'ten Dünya'ya gelirken salınıma uğradığını yani varlığı tespit edilemeyen tau ve muon nötrino parçacıklarına dönüştüğünü öneriyordu.[52] 1980'lerde nötrino akısını olabildiğince tam olarak ölçebilmek için Sudbury Nötrino Gözlemevi ve Kamiokande gibi birkaç nötrino gözlemevi kuruldu. Bu gözlemevlerinden gelen sonuçlar sonunda nötrinoların çok küçük durak kütlesi ("rest mass") olduğunu ve gerçekten de salındıklarını gösterdi.[53] Hatta, 2001 yılında Sudbury Nötrino Gözlemevi doğrudan üç tip nötrinoyu da tespit etmeyi başardı ve Güneş'in toplam nötrino ışıma oranının standart Güneş modeli ile uyumlu olduğunu ortaya çıkardı. Nötrino enerjisine bağlı olarak Dünya'da görünen nötrinoların üçte biri elektron nötrino tipindedir. Bu oran maddede nötrino salınımını açıklayan, madde etkisi diye de bilinen Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein (MSW) etkisi ile tahmin edilen oranla uyumludur. Dolayısıyla problem artık çözülmüştür.
Korona ısınma problemi
Güneş'in optik yüzeyi ışık küre yaklaşık 6.000 K'lik bir sıcaklığa sahiptir. Bunun üzerinde 1.000.000 K'lik Güneş koronası bulunur. Koronanın bu aşırı yüksek sıcaklığı, ışık küreden doğrudan ısı iletimi dışında başka bir kaynaktan ısıtıldığını gösterir.
Koronayı ısıtmak için gerekli olan enerjinin ışık kürenin altında bulunan ısıyayımsal bölgedeki türbülanslı hareketten kaynaklandığı düşünülmüş ve koronanın nasıl ısındığına dair iki ana işleyiş önerilmiştir. Bunlardan birincisi dalga ısınmasıdır. Isıyayımsal bölgedeki türbülanslı hareket ses, kütleçekim ve manyetohidrodinamik dalgalar üretir. Bu dalgalar yukarı doğru hareket eder ve koronada dağılarak enerjilerini ortamdaki gaza ısı olarak verir. İkincisi ise manyetik ısınmadır. Işık küresinde hareketin sürekli olarak oluşturduğu manyetik enerji Güneş püskürtüsü gibi büyük ve buna benzer birçok küçük olayla yayılır.[54]
Şu anda dalgaların etkin bir ısı yayma işleyişi olup olmadığı çok açık değildir. Alfvén dalgaları dışında tüm dalgaların koronaya ulaşmadan önce dağıldıkları ortaya çıkarılmıştır.[55] Alfvén dalgaları da korona da kolayca dağılmamaktadır. Günümüzde araştırma daha çok püskürtü yolu ile ısınma işleyişine doğru yönelmiştir. Korona ısınmasını açıklamak için olası bir görüş sürekli küçük ölçekli püskürtülerdir[56] ve hâlâ araştırılmaktadır.
Sönük genç Güneş problemi
Güneş gelişiminin kuramsal modelleri 3,8 ile 2,5 milyar yıl önce Arkeyan Devir'de Güneş'in bugünkünden % 75 daha az parlak olduğunu önerir. Bu kadar zayıf bir yıldız Dünya üzerinde su varlığını destekleyemeyeceğinden hayatın da gelişememesi gerekirdi. Ancak jeolojik kayıtlar Dünya'nın tarihi boyunca oldukça sabit bir sıcaklıkta kaldığını gösterir, hatta genç Dünya bugünden biraz daha sıcaktır. Bilim insanları arasında varılan görüş birliği genç Dünyanın atmosferinde oldukça fazla miktarda sera gazlarının (karbon dioksit, metan ve/veya amonyak) bulunması nedeniyle Güneş'ten gelen az enerjiyi atmosferde hapsettikleri fazla ısıyla dengelediğidir.[57]
Manyetik alan
![](http://178.128.105.246/cars-http-upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/b/b6/Heliospheric-current-sheet.gif/220px-Heliospheric-current-sheet.gif)
Güneş içinde bulunan tüm madde yüksek sıcaklıklardan ötürü gaz ve 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.
Güneş'in dönen manyetik alanının gezegenlerarası ortamda bulunan plazma üzerindeki etkisi gün yuvarı akım katmanını oluşturur. Bu katman farklı yönleri gösteren manyetik alanları ayırır. Gezegenlerarası ortamda bulunan plazma aynı zamanda Dünya'nın yörüngesinde Güneş'in manyetik alanının kuvvetinden de sorumludur. Eğer uzay bir vakum olsaydı Güneş'in10−4 tesla manyetik dipol alanı uzaklığın kübüyle azalarak 10−11 tesla olacaktı. Ancak uydu gözlemleri bunun 100 kat daha fazla kuvvetli olduğunu ve 10−9 tesla civarında olduğunu göstermektedir. Manyetohidrodinamik (MHD) kuram manyetik alan içindeki iletken bir akışkanın (örneğin gezegenlerarası ortam) yine manyetik alan yaratan elektrik akımları indüklediğini söyler, dolayısıyla bir MHD dinamo gibi hareket eder.
Güneş gözleminin tarihçesi
İlk çağlarda Güneş
![](http://178.128.105.246/cars-http-upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/c/c1/Solvognen_-_Do_2010_1276.jpg/200px-Solvognen_-_Do_2010_1276.jpg)
Gökyüzü'nde bulunan parlak bir disk olan Güneş, ufuğun üzerindeyken gün, ortada yokken de gece olur kavrayışı İnsanoğlu'nun Güneş hakkındaki en temel görüşüdür. Tarihöncesi ve antik çağ dönemi kültürlerde Güneş'in bir tanrı olduğuna ya da diğer doğaüstü olaylara neden olduğuna inanılırdı. Güney Amerika'daki İnka ve günümüz Meksika'sındaki Aztek uygarlıklarının merkezinde Güneş'e tapınma bulunmaktadır. Birçok antik anıt Güneş ile ilgili fenomenlere göre yapılmıştır. Örneğin taş megalitler oldukça doğru bir şekilde gündönümünü işaret eder. En tanınmış megalitler Nabta Playa, Mısır, İngiltere'de Stonehenge'dedir. Meksika'da Chichén Itzá'da bulunan El Castillo piramidi, ilkbahar ve sonbahar ekinokslarında merdivenlerden yukarı yılanların çıktığını gösteren gölgeler verecek şekilde tasarlanmıştır. Sabit yıldızlara göre Güneş tutulum boyunca zodyaktan geçerek bir yıl içinde tam tur atıyormuş gibi görünür, dolayısıyla da Yunan gök bilimciler tarafından yedi gezegenden biri olarak sayılırdı. Haftanın günlerine de bu yedi gezegenin adı verilmiştir.
Bilimsel bakışla Güneş
Güneş hakkında ilk bilimsel açıklamayı yapan insanlardan birisi Yunan filozof Anaxagoras Güneş'in tanrı Helios'un arabası olmadığını Peloponnez'den bile büyük devasa yanan bir metal top olduğunu söylemiştir. Bu düşünce iktidardakiler tarafından sapkın olarak görülmüş, Anaxagoras bu düşünceyi öğretme girişimleri sebebiyle 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 Yunan Samoslu Aristarchus ve Hintler tarafından önerilmiştir. Bu görüş 16. yüzyılda Mikolaj Kopernik tarafından tekrar ele al��nmıştır. 17. yüzyılın başında teleskobun bulunuşuyla Güneş lekeleri Thomas Harriot, Galileo Galilei ve diğer gök bilimcileri 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.[59] Güneş lekeleri Han hanedanından beri gözlemlenmekte ve Çinli gök bilimciler tarafından yüzyıllardır kayıtları tutulmaktaydı. 1672'de Giovanni Cassini ve Jean Richer 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.[60] 1800'de William Herschel Güneş tayfının kırmızı bölümünün ötesinde kızılötesi ışımayı keşfetti.[61] 1800'lerde Güneş'in spektroskopik incelenmesinde ilerlemeler kaydedilmiştir. Joseph von Fraunhofer tayf üstünde soğurma çizgilerinin 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.[62] Kelvin ve Hermann von Helmholtz daha sonra enerji çıktısını açıklamak için Kelvin-Helmholtz işleyişini önerdi. Ortaya çıkan yaş tahmini jeolojik kanıtların önerdiği birkaç milyon yıldan çok daha az olan 20 milyon yıl kadardı. 1890'da Güneş tayfında helyumu keşfeden Joseph Norman Lockyer, Güneş'in oluşumu ve gelişimi için kuyruklu yıldızlara dayanan bir varsayım öne sürdü.[63]
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.[64] Ancak Güneş enerjisinin kaynağı hakkındaki en önemli ipucunu sağlayan kişi ünlü kütle-enerji denkliği bağıntısı E = mc² 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.[65] 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.[66][67]
1957 yeni ufuklar açan, "Yıldızlarda Elementlerin Sentezi" başlıklı bir bilimsel makale Margaret Burbridge tarafından yayımlandı[68] Makale evrende bulunan elementlerin Güneş gibi yıldızların içinde sentezlendiğini kanıtlarıyla gösterdi. Bu açıklamalar günümüzde bilimin önemli ilerlemelerinden biri olarak sayılmaktadır.
Güneş uzay görevleri
![](http://178.128.105.246/cars-http-upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/a/a0/Star-sizes-tr.jpg/250px-Star-sizes-tr.jpg)
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.[69]
1970'lerde Helios 1 uzay sondası ve Skylab Apollo Teleskobu bilim insanlarına Güneş rüzgârı ve korona hakkında yeni bilgiler sağladılar. ABD - Almanya ortak girişimi olan Helios 1 uzay sondası, günberi rotasında 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 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.[70]
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.[71]
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.[72]
![](http://178.128.105.246/cars-http-upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/c/c2/174719main_LEFTREDSouthPole304.jpg/200px-174719main_LEFTREDSouthPole304.jpg)
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'e kadar giderek burada 'sapan' etkisinden faydalanarak tutulum düzleminin üstünde bir yörüngeye oturdu. Tesadüfen çok yakından 1994 yılında 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 km/s hızla hareket ettiğini buldu. Ayrıca yüksek enlemlerden çıkan, galaktik kozmik ışınlar saçan büyük manyetik dalgaların varlığını keşfetti.[73]
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, gök bilimcilerinin 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.
STEREO (The Solar Terrestrial Relations Observatory) görevi Ekim 2006'da fırlatılmıştır. İki eşlenik uzay aracı Güneş'in ve koronadan kütle fırlatımı gibi olayların stereoskopik fotoğrafını çekebilecek şekilde yörüngeye sokulmuşlardır.
Güneş gözlemi ve göze gelen zararlar
Günışığı çok parlaktır ve çıplak gözle kısa süreler için Güneş'e bakmak acı verici olabilir ama özel olarak normal gözler için zararlı değildir.[74][75] Güneş'e doğrudan bakıldığında gözde yıldız gibi parlamalar oluşur ve geçici olarak yarı körlüğe sebep olur. Aynı zamanda retinaya 4 milliwatt gün ışığı düşmesine, böylece retinanın hafifçe ısınarak, potansiyel olarak gözlerin zarar görmesine neden olur.[76][77] UV ışınlarına maruz kalma sonucu aşamalı olarak gözün lensi yıllar sonra sararır ve katarakt oluşumuna neden olabilir.[78] Doğrudan Güneş'e bakıldığında yaklaşık 100 dakika sonra UV kaynaklı Güneş yanığı benzeri lezyonlar retina üzerinde oluşur, özellikle morötesi ışınlar yoğun ise.[79][80] Gözler yaşlı ise durum daha da kötüleşir, çünkü yaşlanan gözlerden daha fazla UV'den etkilenir.
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.[81] Güneş'i izlemenin güvenli bir yolu teleskop kullanarak görüntüsünü bir ekrana yansıtmaktır.
Kısmî Güneş tutulmalarını izlemek zararlıdır, çünkü 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 tarafından engellenir ama ışık kürenin örtülmemiş kısımlarının yüzey parlaklığı normal günlerdeki ile aynıdır. Ortamın loş olması nedeniyle göz bebeği ~2 mm'den ~6 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.[82] 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.
Güneş'i izlemek için kullanılan ışık azaltıcı filtreler bu nedenle tasarlanır. Uydurularak yapılan filtreler UV ve IR ışınları geçirebilir dolayısıyla yüksek parlaklık düzeylerinde göze zararlı olabilir. Teleskoplarda kullanılan filtreler lensin ya da açıklığın üzerinde olmalı ama oküler mercekte olmamalıdır. Çünkü emilen gün ışığından kaynaklanan aşırı ısı bu filtrelerin aniden çatlamasına neden olabilir. 14 numaralı kaynak camı kabul edilebilir bir Güneş filtresidir ama negatif siyah fotoğraf filmi değildir çünkü çok fazla kızılötesi ışını geçirir.
Ayrıca bakınız
Kaynakça
- ^ "Sol." Oxford Dictionary of English 2e, Oxford University Press, 2003.
- ^ "Opportunity's View, Sol 959 (Vertical)". NASA. 15 Kasım 2006. 22 Ekim 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Ağustos 2007.
- ^ "Helios". Lexico UK English Dictionary. Oxford University Press. 27 Mart 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi.
- ^ "solar." Oxford Dictionary of English 2e, Oxford University Press, 2003.
- ^ Little, William; Fowler, H. W.; Coulson, J. (1955). "Sol". Oxford Universal Dictionary on Historical Principles (3rd bas.). ASIN B000QS3QVQ.
- ^ Pitjeva, E. V.; Standish, E. M. (2009). "Proposals for the masses of the three largest asteroids, the Moon–Dünya mass ratio and the Astronomical Unit". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy (İngilizce). 103 (4): 365–372. Bibcode:2009CeMDA.103..365P. doi:10.1007/s10569-009-9203-8. ISSN 1572-9478. 9 Temmuz 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Temmuz 2019.
- ^ a b c d e f g h i j k l m n o Williams, D. R. (1 July 2013). "Sun Fact Sheet". NASA Goddard Space Flight Center. 15 Haziran 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 12 Ağustos 2013.
- ^ Zombeck, Martin V. (1990). Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 2nd edition. Cambridge University Press. 3 Şubat 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Ocak 2016.
- ^ Asplund, M.; Grevesse, N.; Sauval, A. J. (2006). "The new solar abundances – Part I: the observations". Communications in Asteroseismology. 147: 76–79. Bibcode:2006CoAst.147...76A. doi:10.1553/cia147s76.
- ^ "Eclipse 99: Frequently Asked Questions". NASA. 27 Mayıs 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 24 October 2010.
- ^ Francis, Charles; Anderson, Erik (June 2014). "Two estimates of the distance to the Galactic Centre". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 441 (2): 1105–1114. arXiv:1309.2629 $2. Bibcode:2014MNRAS.441.1105F. doi:10.1093/mnras/stu631.
- ^ Hinshaw, G.; Weiland, J. L.; Hill, R. S.; Odegard, N.; Larson, D.; ve diğerleri. (2009). "Five-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe observations: veri processing, sky maps, and basic results". The Astrophysical Journal Supplement Series. 180 (2): 225–245. arXiv:0803.0732 $2. Bibcode:2009ApJS..180..225H. doi:10.1088/0067-0049/180/2/225.
- ^ a b c d e f "Solar System Exploration: Planets: Sun: Facts & Figures". NASA. 2 January 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi.
- ^ A bot will complete this citation soon. Click here to jump the queue arXiv:1510.07674.
- ^ Emilio, Marcelo; Kuhn, Jeff R.; Bush, Rock I.; Scholl, Isabelle F. (2012), "Measuring the Solar Radius from Space during the 2003 and 2006 Mercury Transits", The Astrophysical Journal, 750 (2), s. 135, arXiv:1203.4898 $2, Bibcode:2012ApJ...750..135E, doi:10.1088/0004-637X/750/2/135
- ^ Bonanno, A.; Schlattl, H.; Paternò, L. (2002). "The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS". Astronomy and Astrophysics. 390 (3): 1115–1118. arXiv:astro-ph/0204331 $2. Bibcode:2002A&A...390.1115B. doi:10.1051/0004-6361:20020749.
- ^ Connelly, J. N.; Bizzarro, M.; Krot, A. N.; Nordlund, Å.; Wielandt, D.; Ivanova, M. A. (2 Kasım 2012). "The Absolute Chronology and Thermal Processing of Solids in the Solar Protoplanetary Disk". Science. 338 (6107): 651–655. Bibcode:2012Sci...338..651C. doi:10.1126/science.1226919. PMID 23118187.
- ^ Gray, David F. (November 1992). "The Inferred Color Index of the Sun". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 104 (681): 1035–1038. Bibcode:1992PASP..104.1035G. doi:10.1086/133086.
- ^ "The Sun's Vital Statistics". Stanford Solar Center. 14 October 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 29 July 2008. Citing Eddy, J. (1979). A New Sun: The Solar Results From Skylab. NASA. s. 37. NASA SP-402. 30 Temmuz 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 12 July 2017.
- ^ Kerr, F. J. (1986). "Review of galactic constants" (PDF). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Cilt 221. ss. 1023-1038. 2 Eylül 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 6 Şubat 2021.
- ^ Basu, Sarbani (2007). "Helioseismology and Solar Abundances". Physics Reports. 27 Ocak 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Aralık 2007.
- ^ 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 1 Mart 2005 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.] (7 Aralık 2007'de erişildi ).
- ^ Than, Ker (30 Ocak 2006). "Astronomers Had it Wrong: Most Stars are Single". SPACE.com. 25 Aralık 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Ağustos 2007.
- ^ "güneş". Nişanyan Sözlük. 26 Haziran 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi.
- ^ "şems". Nişanyan Sözlük. 22 Ağustos 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi.
- ^ Bonanno, A. (2002). "The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS" (PDF). Astronomy and Astrophysics. Cilt 390. ss. 1115-1118.
- ^ a b Pogge, Richard W. (1997). "The Once and Future Sun" (lecture notes). New Vistas in Astronomy. The Ohio State University (Department of Astronomy). 6 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Aralık 2005.
- ^ Guillemot, H.; Greffoz, V. (Mart 2002). "Ce que sera la fin du monde". Science et Vie (Fransızca). Cilt N° 1014.
- ^ Carrington, Damian (21 Şubat 2000). "Date set for desert Earth". BBC News. 12 Temmuz 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 31 Mart 2007.
- ^ Sackmann, I.-Juliana (Kasım 1993). "Our Sun. III. Present and Future". Astrophysical Journal. Cilt 418. s. 457. 5 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Şubat 2008.
- ^ Godier, S. (2000). "The solar oblateness and its relationship with the structure of the tachocline and of the Sun's subsurface" (PDF). Astronomy and Astrophysics. Cilt 355. ss. 365-374. 10 Mayıs 2011 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Şubat 2008.
- ^ Hannah Cohen (16 Mayıs 2007). "From Core to Corona: Layers of the Sun". Princeton Plasma Physics Laboratory (PPPL). 1 Ocak 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi.
- ^ Garcia R. A. et al. "Tracking Solar Gravity Modes: The Dynamics of the Solar Core 9 Şubat 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.", Science, 316, 5831, 1591 - 1593 (2007)
- ^ "The 8-minute travel time to Earth by sunlight hides a thousand-year journey that actually began in the core". 22 Haziran 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi.
- ^ Gibson, Edward G. (1973). The Quiet Sun. NASA.
- ^ Shu, Frank H. (1991). The Physics of Astrophysics. University Science Books.
- ^ "Discovery of Helium". Solar and Magnetospheric MHD Theory Group. University of St Andrews. 7 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Mart 2006.
- ^ De Pontieu, Bart (7 Aralık 2007). "Chromospheric Alfvénic Waves Strong Enough to Power the Solar Wind". Science. 318 (5856). ss. 1574 - 77. doi:10.1126/science.1151747. 7 Şubat 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Ocak 2008.
- ^ European Space Agency (15 Mart 2005). "The Distortion of the Heliosphere: our Interstellar Magnetic Compass". 11 Mayıs 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Mart 2006.
- ^ Bahcall, J. N. 1990, Neutrino Astrophysics (Cambridge University Press, Cambridge)
- ^ a b Thoul et al 1993: http://arxiv.org/abs/astro-ph/9304005 13 Şubat 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
- ^ 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/kırık bağlantı]
- ^ 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[ölü/kırık bağlantı]
- ^ 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 24 Ocak 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
- ^ a b c d e 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 24 Ocak 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
- ^ Noerdlinger, P. D., Diffusion of helium in the Sun, Astronomy and Astrophysics, vol. 57, no. 3, May 1977, p. 407-415, online: http://adsabs.harvard.edu/full/1977A&A....57..407N 3 Eylül 2017 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
- ^ Aller L. H. (1968): The chemical composition of the Sun and the solar system, Proceedings of the Astronomical Society of Australia, Vol. 1, p.133, http://adsabs.harvard.edu/full/1968PASAu...1..133A 24 Ocak 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
- ^ Lean, J. (1992). "Estimating the Sun's radiative output during the Maunder Minimum". Geophysical Research Letters. Cilt 19. ss. 1591-1594.
- ^ "Güneş fışkırmaları". 28 Ekim 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 28 Ekim 2019.
- ^ Ehrlich, Robert (2007). "Solar Resonant Diffusion Waves as a Driver of Terrestrial Climate Change". Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics. 10 Ağustos 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Şubat 2008.
- ^ "Sun's fickle heart may leave us cold". New Scientist. Cilt 2588. 27 Ocak 2007. s. 12. 6 Eylül 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Şubat 2008.
- ^ Haxton, W. C. (1995). "The Solar Neutrino Problem" (PDF). Annual Review of Astronomy and Astrophysics. Cilt 33. ss. 459-504.
- ^ Schlattl, H. (2001). "Three-flavor oscillation solutions for the solar neutrino problem". Physical Review D. 64 (1).
- ^ Alfvén, H. (1947). "Magneto-hydrodynamic waves, and the heating of the solar corona". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Cilt 107. s. 211.
- ^ Sturrock, P. A. (1981). "Coronal heating by stochastic magnetic pumping" (PDF). Astrophysical Journal. Cilt 246. s. 331. 1 Eylül 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 6 Şubat 2021.
- ^ Parker, E. N. (1988). "Nanoflares and the solar X-ray corona" (PDF). Astrophysical Journal. Cilt 330. s. 474. 2 Eylül 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 6 Şubat 2021.
- ^ Kasting, J. F. (1986). "Climatic Consequences of Very High Carbon Dioxide Levels in the Earth's Early Atmosphere". Science. Cilt 234. ss. 1383-1385.
- ^ "The Mean Magnetic Field of the Sun". The Wilcox Solar Observatory. 22 Aralık 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Ağustos 2007.
- ^ "Galileo Galilei (1564–1642)". BBC. 7 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Mart 2006.
- ^ "Sir Isaac Newton (1643–1727)". BBC. 10 Mart 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Mart 2006.
- ^ "Herschel Discovers Infrared Light". Cool Cosmos. 7 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Mart 2006.
- ^ Thomson, Sir William (1862). "On the Age of the Sun's Heat". Macmillan's Magazine. Cilt 5. ss. 288-293. 25 Eylül 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Şubat 2008.
- ^ Lockyer, Joseph Norman (1890). The meteoritic hypothesis; a statement of the results of a spectroscopic inquiry into the origin of cosmical systems. London and New York: Macmillan and Co. 18 Ocak 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Şubat 2008.
- ^ Darden, Lindley (1998). "The Nature of Scientific Inquiry". 17 Ağustos 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi.
- ^ "Studying the stars, testing relativity: Sir Arthur Eddington". ESA Space Science. 15 Haziran 2005. 20 Ekim 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Ağustos 2007.
- ^ Bethe, H. (1938). "On the Formation of Deuterons by Proton Combination". Physical Review. Cilt 54. ss. 862-862.
- ^ Bethe, H. (1939). "Energy Production in Stars". Physical Review. Cilt 55. ss. 434-456.
- ^ E. Margaret Burbidge; G. R. Burbidge; William A. Fowler; F. Hoyle (1957). "Synthesis of the Elements in Stars". Reviews of Modern Physics. 29 (4). ss. 547-650. 27 Şubat 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Şubat 2008.
- ^ "Pioneer 6-7-8-9-E". Encyclopedia Astronautica. 7 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Mart 2006.
- ^ St. Cyr, Chris (1998). "Solar Maximum Mission Overview". 15 Aralık 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Mart 2006.
- ^ Japan Aerospace Exploration Agency (2005). "Result of Re-entry of the Solar X-ray Observatory "Yohkoh" (SOLAR-A) to the Earth's Atmosphere". 10 Ağustos 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Mart 2006.
- ^ "SOHO Comets". Large Angle and Spectrometric Coronagraph Experiment (LASCO). U.S. Naval Research Laboratory. 25 Mayıs 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Mart 2006.
- ^ "Ulysses - Science - Primary Mission Results". NASA. 10 Temmuz 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Mart 2006.
- ^ T.J. White, M.A. Mainster, P.W. Wilson, and J.H.Tips (1971). "Chorioretinal temperature increases from solar observation". Bulletin of Mathematical Biophysics. Cilt 33. s. 1.
- ^ "M.O.M. Tso and F.G. La Piana (1975). "The Human Fovea After Sungazing". Transactions of the American Academy of Ophthalmology & Otolaryngology. Cilt 79. ss. OP-788.
- ^ Hopeross, M. W. (1993). "Ultrastructural findings in solar retinopathy". Cilt 7. s. 29.
- ^ Schatz, H. & Mendelbl, F. (1973). "Solar Retinopathy from Sun-Gazing Under Influence of LSD". Cilt 57 (4). British Journal of Ophthalmology. s. 270.
- ^ Chou, B. Ralph, MSc, OD (Nisan 1997). "Eye Safety During Solar Eclipses". NASA RP 1383: Total Solar Eclipse of 1999 August 11. s. 19. 16 Temmuz 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Şubat 2008.
- ^ W.T. Ham Jr., H.A. Mueller, and D.H. Sliney. "Retinal sensitivity to damage from short wavelength light". Nature. Cilt 260. s. 153.
- ^ W.T. Ham Jr., H.A. Mueller, J.J. Ruffolo Jr., and D. Guerry III (1980). "Solar Retinopathy as a function of Wavelength: its Significance for Protective Eyewear". "The Effects of Constant Light on Visual Processes", edited by T.P. Williams and B.N. Baker. Plenum Press, New York. ss. 319-346.
- ^ Marsh, J. C. D. (1982). "Observing the Sun in Safety" (PDF). J. Brit. Ast. Assoc. Cilt 92. s. 6. 2 Eylül 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 6 Şubat 2021.
- ^ Espenak, F. "Eye Safety During Solar Eclipses - adapted from NASA RP 1383 Total Solar Eclipse of 1998 February 26, April 1996, p. 17". NASA. 18 Şubat 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Mart 2006.