Kitabı oku: «Bir nefeste evren», sayfa 3

Herschel’in keşfi, görebildiğimizin ötesindeki ışığın ilk belirtileriydi. Tıpkı insan kulağının duyamayacağı kadar yüksek veya düşük frekansta olan sesler gibi, insan gözünün göreme-yeceği kadar yüksek ve düşük frekansta olan ışıklar da vardı. Günümüz fizikçileri, tüm bu ışıkları içine alan ışık tayfını elektromanyetik tayf olarak adlandırıyorlar. Bu tayf, düşük frekanslı radyo dalgalarından ve mikrodalgalardan başlayıp kızılötesine ve görünen ışığa; oradan da yüksek frekanslı morötesine, X ışınına ve gama ışınına kadar uzanıyor. Astronomlara göre ise bunların hepsi yalnızca ışık.

İlk teleskopların hepsi gözlerimizin görebildiği ışığa duyarlıydı. Ancak günümüz astronomlarının, radyo dalgalarından gama ışınlarına, her frekanstaki ışığa duyarlı teleskop takımları var. Eğer kendimizi yalnızca görünen ışıkla sınırlasaydık uzaydan Dünya’ya “ulaşan” birçok bilgiyi kaçırırdık.

Avrupa Uzay Ajansı, yapılmış en büyük kızılötesi teleskopunu 2009 yılında uzaya fırlattığında, bu muhteşem çalışmalarına ithafen, teleskopa Herschel ismini vermişti.

Neptün’ün keşfi

Uranüs rasgele keşfedilse de Neptün’ün keşfi daha planlıydı. Astronomlar, Uranüs’ün keşfinden sonra gezegenin yörüngesini dikkatlice incelediler ve bazı düzensizlikler fark ettiler. Gezegen zaman zaman, Kepler ve Newton’ın denklemlerinin işaret ettiği yerde gözükmüyordu.

Ancak bu durumda hatalı olanın denklemler olmadığı hemen fark edildi. Astronomların tanık olduğu şey, Uranüs’ün yörüngesini etkileyen uzaktaki başka bir gezegendi. Uranüs bu göremediğimiz gezegene doğru yaklaşırken çekiliyor ve hızı artıyordu. Uranüs gezegeni geçtiğinde ise diğer gezegen, Uranüs’ü tekrar geri çekmeye çalışıyordu ve bu esnada Uranüs biraz yavaşlıyordu.

Fransız matematikçi Urbain Le Verrier, bu işe burnunu sokan gezegenin nerede olduğunu hesaplamak için Kepler ve Newton denklemlerini kullandı. Daha sonra Le Verrier, hesaplamalarını Berlin’deki Alman astronom Johann Galle’ye gönderdi. O da teleskopunu bu koordinatlara doğru çevirdi ve Neptün’ün onu beklediğini gördü (Le Verrier’nin söylediği koordinatların bir derece içerisindeydi). Sonradan anladılar ki tıpkı Uranüs gibi Neptün de daha önce (Galileo da dahil olmak üzere) birkaç kişi tarafından fark edilmişti, ancak yavaş hareketi yüzünden o da sabit yıldızlardan biri sanılmıştı.

Einstein ve özel görelilik

Bilim dünyasının en ünlü denklemi E=mc²; Albert Einstein, 1905 yılında özel görelilik kuramını yayımladığında ortaya çıktı. Teoriye göre, enerji (E) kütleye (m) eşittir. Bir cismin içinde ne kadar enerji olduğunu bulmak için, kütlesini ışık hızının (c) karesi ile çarparsınız.

O yıl Einstein’ın eserleri bilim dünyasına sağanak gibi yağdı, çığır açan iki araştırma daha yayımladı. Bunlardan biri, ışığın foton denen partiküllerden oluştuğunu söyleyen çalışmasıydı ve ona 1921 yılında Nobel Fizik Ödülü’nü kazandıracaktı. Bu buluşları, Einstein’ın o zamanlarda dışlanmış bir akademisyen olduğu ve İsviçre’nin Bern şehrinde patent kâtipliği yaptığı düşünülürse daha da dikkate değer bir hal alıyor.

Özel görelilik Ole Römer’in ışık üzerindeki çalışmalarını (bkz. 40. sayfa) bir adım öteye götürüyor. Einstein ışık hızının bir limiti olduğunu söylemekle kalmadı, bir de evrensel hız limitinin “ışık hızı” olduğunu söyledi. Uzayda hiçbir şey ışıktan daha hızlı seyahat edemez. Bu fikir, doğrudan E=mc²’den geliyor. Ne kadar hızlı hareket ederseniz enerjiniz o kadar artar. Bununla birlikte denklem, bizlere enerjisi artan bir cismin kütlesinin de arttığını söylüyor; yani ne kadar hızlı giderseniz o kadar ağırlaşırsınız. Ağır cisimlerin hareket etmesi daha zordur ve hızlarını artırmak için daha fazla enerjiye ihtiyaç duyarlar. Eğer hızlanabilirlerse daha da ağırlaşırlar. Hızlı giden bir cisim, sonunda o kadar ağırlaşır ki daha hızlı gidebilmek için sınırsız bir enerjiye ihtiyaç duyar. Bu olaydaki sınır çizgisi de ışık hızıdır.

Einstein ve genel görelilik

Einstein, özel görelilik kuramını dünyaya hediye etmekle yetinememiş olacak ki 1915 yılında da genel görelilik kuramını yayımladı. Bunu yaparak yerçekimi hakkındaki düşüncelerimizi kökten değiştirdi.

Newton, kütleçekimini devasa cisimler tarafından boşlukta uygulanan çekim olarak düşünmüştü. Ona göre Dünya bu yüzden Güneş’in etrafında dönüyordu. Einstein, Dünya’nın Güneş’in etrafında dönmesinin sebebini, Güneş’in etrafındaki uzayın şeklini değiştirmesi olarak açıkladı. Einstein, üç boyutlu uzay ve bir boyutlu zaman anlayışını uzay-zaman dediği dört boyutlu bir “kumaşa” çevirdi ve devasa cisimlerin bu kumaşı büktüğünü söyledi.

Bunu zihninizde canlandırmak için, köşelerinden sıkıca gerdiğiniz bir çarşafı uzay-zaman olarak düşünün. Bu çarşafın ortasına Güneş’i temsil eden bir bovling topu yerleştirin, çarşaf bükülecek ve ortada bir çukur oluşacak. Daha sonra Dünya’yı temsilen bir tenis topu alın ve çarşafın çukur oluşan kısmının kenarına bırakın; tenis topu, bovling topuna doğru çekilecektir.

Einstein, devasa cisimlerin uzay-zaman denen dört boyutlu kumaşı büktüğünü ve bu bükülmenin de uzak yıldızlardan gelen ışığı büktüğünü ileri sürmüştü.

Astronomlar uzunca bir süredir, Newton’ın çekim yasasının Merkür’ün yörüngesindeki gariplikleri açıklayamadığını biliyorlardı. Einstein, bükümlü uzay-zaman fikrini Merkür’e uyguladığında mükemmel bir uyum oluşmuştu. Ancak emin olmak için deney yapacak farklı bir yola ihtiyaç vardı. Bu yol da Güneş tutulmasının yegâne durumunu kullanmaktı.

ALBERT EINSTEIN (1879-1955)

Ondan önce veya sonra yaşamış hiçbir bilim insanı, Albert Einstein kadar ünlü olamadı. Yüzü, dünyanın her bir yerinde kıyafetleri, posterleri ve fincanları süslüyor. Çalışmaları bugün bile geçerli. Einstein’ın görelilik kuramlarını yayımlamasının üstünden yüz yıldan fazla bir zaman geçmesine rağmen, fizikçiler hâlâ haklı olduğu konusunda kanıtlar bulmaya devam ediyorlar. Doğru veya yanlış olabilir, ancak kırlaşmış saçları ve kaçık profesör karakteri, dâhi bilim insanı görüntüsünün en bilinen modeli haline geldi.

Renkli bir hayat sürdüğüne şüphe yok. 1903’de fizik öğrencisi olan çok yakın arkadaşı Mileva Marić’le evlendi, ancak daha sonra kuzeni Elsa’yla bir ilişkisi oldu. Elsa ve Albert 1919 yılında evlendiler ve Elsa’nın öldüğü 1936 yılına kadar beraber kaldılar. Bu olayın Einstein’ın kalbini çok kırdığı söylenir.

Hem Alman hem de Yahudi olduğundan, Adolf Hitler iktidara gelince Amerika’da kaldı ve 1940 yılında ABD vatandaşı oldu. 1952 yılında İsrail cumhurbaşkanlığı teklif edildi, ama reddetti. 1955 yılında ise damar genişlemesi sebebiyle hayatını kaybetti. Otopsi sırasında beyni, zekâyla ilgili araştırmalarda kullanılmak üzere, izinsiz şekilde alındı.

Einstein ve Newton, uzak yıldızlardan gelen ışığın, Güneş’in çekimi tarafından büküldüğü konusunda hemfikirlerdi; ancak bu bükülmenin ne kadar olduğu konusunda fikir ayrılıkları vardı. Bu sebeple İngiliz astronom Arthur Eddington, 1919 yılında, bükülmenin ne kadar olduğunu bulmak için küçük bir Afrika adası olan Príncipe’ye yollandı. Normalde gündüz vakti Güneş’e yakın olan yıldızları görmek mümkün değil. Fakat Güneş tutulması sırasında Ay, Güneş’in parıltısını kolayca engelleyebiliyor. Eddington da bu fırsatı, Güneş’in yakınında yer alan yıldızların fotoğraflarını çekmek için kullandı.

Tabii ki yıldızlar tam da Einstein’ın söylediği yerdeydi; normal pozisyonlarından çıkmışlardı çünkü ışıkları, Güneş’in etrafındaki uzay-zamanı bükmesi sebebiyle oluşan eğimli yolu takip ediyordu (bkz. 53. sayfa). Genel görelilik, çekim kuvveti hakkındaki en geçerli teori olmaya ve bugün bile önüne gelen her sınavı kolayca geçmeye devam ediyor.

İkinci Bölüm
Güneş, Dünya ve Ay

Güneş

Hangi maddeleri içeriyor?

Sizden 150 milyon kilometre ötede olan bir şeyin hangi maddelerden yapıldığını nasıl anlarsınız? Özellikle de muazzam derecede sıcak ve parlak bir şeyse ve erimeden yanına yaklaşmak mümkün değilse? Astronomideki diğer birçok şey gibi, bu sorunun da cevabı: Bize ulaşan ışık yoluyla.

Birinci bölümde beyaz ışığı ışık tayfına çevirmek için bir prizmanın nasıl kullanıldığını görmüştük (bkz. 38. sayfa). Alman fizikçi Joseph von Fraunhofer, 1800’lü yılların başlarında, Güneş’ten gelen ışık tayfının kesintisiz olmadığını fark etti. Işık tayfı, 500’den fazla siyah çizgi içeriyordu (bu çizgiler artık Fraunhofer çizgileri olarak biliniyor). 1850’lerde ise Alman bilim insanları Robert Bunsen ve Gustav Kirchhoff, bu çizgilerin neden orada olduğunu açıkladı. Çizgiler, düpedüz kayıp renklerdi; Güneş’in içindeki farklı maddeler, ışığın bu frekanslarını yutuyor ve o renklerin Dünya’ya ulaşmasını engelliyordu.

Aslına bakılırsa bu çizgiler, ışığın kaynağının neler içerdiğine dair çok önemli bilgilerle kodlanmış kimyasal barkodları andırıyor. Adeta Güneş’in eşsiz parmak izi. Bunsen ve Kirchhoff, laboratuvarlarda farklı elementleri ısıtarak bu “soğurma çizgileri”ni Güneş tayfındaki çizgilerle eşleştirdi (yakıcı aygıtı Bunsen icat ettiği için bu aygıt “Bunsen ocağı” olarak anılıyor). Güneş’in çoğunlukla, evrendeki en hafif element olan hidrojenden meydana geldiğini gördüler.

Ancak 1868 yılında Güneş, astronomları âdeta ters köşeye yatırdı. O yıl Fransız astronom Pierre Janssen, bir Güneş tutulmasını gözlemledi ve bilinen hiçbir elemente uymayan bir soğurma çizgisi keşfetti. Aynı yıl İngiliz astronom Norman Lockyer da Güneş’i gözlemlerken benzer bir çizgi buldu. Lockyer ve kimyager arkadaşı Edward Frankland, bu elementi helyum olarak adlandırdı (Yunancada “Güneş” anlamına gelen “helios”a ithafen). Helyum, Dünya’da daha sonra keşfedildiğinden, “önce uzayda bulunan” ilk element oldu. Tayf çizgilerini inceleyen ve tayfölçümü olarak adlandırılan bu yöntem sayesinde, Güneş’in %73 hidrojen ve %25 helyum içerdiğini, kalan yüzdelik kısmın da oksijen, karbon ve demir gibi elementlerden oluştuğunu biliyoruz.

Enerjisini sağlayan şey ne?

Güneş, neredeyse 150 milyon kilometrelik bir uzaklıktan cildimizi yakıyor. Bu kadar muazzam bir “fırın”ın ne ile çalıştığını bulmak 19. yüzyıl sonlarında, fizik dünyasının en önemli meselelerinden biriydi.

Jeoloji ve biyolojideki gelişmeler (Charles Darwin’in doğal seçilim ve evrim konusundaki çalışmaları da dahil), çok yaşlı bir Dünya’da yaşadığımıza dair ipuçları sunuyordu. Güneş, Dünya’dan çok daha yaşlı olduğu için, gücünü anlamak daha da zahmetli bir iş haline gelmişti. Güneş’i milyonlarca yıl besleyen şeyi bulmak bir şey, Güneş’in milyarlarca yıllık olduğunu ve onu milyarlarca yıl besleyen şeyi bulmaksa bambaşka bir şey.

Victoria devrinin önde gelen birçok bilim insanı, bu kadar uzun bir zaman dilimine inanmayı doğrudan reddetti. Isı ve enerji konusunda önde gelen bir uzman olan Lord Kelvin, Güneş’in enerji kaynağının çekim gücü olduğunu öne sürdü. Söylediğine göre, Güneş’e ait maddeler Güneş’in çekirdeğinde öğütüldüğünde basınç ve sıcaklık artıyordu. Çekim enerjisinin ısı enerjisine dönüştüğü bu değişim Kelvin’in açıklamasıydı. Fakat Güneş’in bu enerjiyi 30 milyon yıl civarında tüketeceğini hesaplamıştı. Hâlâ parladığına göre Güneş’in söylenenden çok daha genç olduğunu düşündü ve Darwin’in ileri sürdüğü milyarlarca yıllık Dünya fikrini 1862 yılında alenen reddetti.

Gelgelelim Darwin haklıydı, Kelvin ise yanılıyordu. Yapbozun eksik parçası, Einstein ünlü E=mc² denklemini 1905 yılında yayımlayınca bulundu (bkz. 51. sayfa). Bu denklem, enerji (E) ve kütlenin (m) etkin olarak aynı şey olduğunu ve birbirlerinin yerine geçebildiğini söylüyordu. Bir kütleyi, ışık hızının (c) karesi ile çarptığınızda mevcut enerji miktarını elde ediyorsunuz. Ancak burada ufak bir tuzak var: Enerjinin serbest kalması için çok uç noktalarda basınç ve sıcaklık gerekiyor.

1920 yılında İngiliz astronom Arthur Eddington, Güneş’e enerjisini veren gerçek mekanizmayı açıkladı: Füzyon. Hidrojen atomları, basınç ve sıcaklığın uç noktalarda olduğu (Güneş’in çekirdeği gibi) ortamlarda füzyona uğrayarak helyuma dönüştürülebilir. Fakat elde edilen helyum, giren hidrojenlerden biraz daha hafiftir. Bu eksik kütle, Güneş’in enerji kaynağını oluşturur, çünkü Einstein’ın denklemine göre artık enerjiye dönüşmüştür. Güneş füzyon ile her saniyede, 620 milyon ton hidrojeni 616 milyon ton helyuma dönüştürüyor. Eksilen 4 milyon ton ise güneş ışığına dönüşüyor.

Güneş’in hidrojene karşı olan bitmek bilmez iştahına rağmen hâlâ 5 milyar yıl yetecek kadar yakıtı var. Dördüncü bölümde bu yakıt bittikten sonra neler olacağını göreceğiz.

ARTHUR EDDINGTON (1882-1944)

Eddington, yirminci yüzyıl başlarındaki astronomi biliminin en önemli insanlarından biriydi. Kuzeybatı İngiltere’de doğdu, ailesi Quaker³ mezhebine mensuptu. I. Dünya Savaşı’na gitmemek için vicdani retçi olmayı düşünüyordu ki astronomik çalışmalarının önemi dolayısıyla zorunlu hizmetten muaf tutuldu.

Einstein, 1915 yılında savaş devam ederken, genel görelilik kuramını Almanca olarak yayımladığında, Eddington bu çalışmayı anlayabilen sayılı astronomdan biriydi ve çalışmanın kilit noktalarını İngilizce konuşan akademisyenlere yaymaya çalıştı. Eddington’ın genel göreliliği 1919 yılında bir tutulma aracılığıyla test etmesinin ardından Einstein, ünü herkesçe bilinen biri oldu. Eddington yıldızların yaşam döngüsünü anlamamıza yarayan birçok önemli çalışma yapmaya devam etti; bunlardan biri de bir yıldızın boyutuna göre ulaşabileceği maksimum parlaklığı açıklayan “Eddington limiti”dir.

Ne var ki her şeyi hatasız yaptığı söylenemez. 1930’lu yıllarda Hint astrofizikçi Subrahmanyan Chandrasekhar, genel göreliliği kullanarak karadeliklerin varlığını ileri sürdüğünde, Eddington bunun bir saçmalık olduğunu belirtmişti. Chandrasekhar, bu küçümsemeyi hiçbir zaman unutmadı, 1983 yılında Nobel Fizik Ödülü’nü alarak nihayet haklılığını kanıtlamış oldu.

1939 yılında Alman-Amerikan nükleer fizikçi Hans Bethe, hidrojenin helyuma nasıl dönüştüğünü açıklayan bir şablon yayımladı. Bu çalışmaya göre, dört proton (hidrojen çekirdekleri) sonunda birleşerek helyuma dönüşür, bu sürece proton-proton (pp) zinciri denir. Bu süreç, Güneş’in çekirdeğinde saniyede yaklaşık 90 trilyonun üç katı kere gerçekleşir, tekil protonların füzyona girmesi ise milyonlarca yıl sürebilir.

Güneş Nötrinosu (Solar nötrino) problemi

Güneş’in çekirdeğinde gerçekleşen bu proton-proton reaksiyonunu gözlemleyemiyoruz. Buna rağmen, eğer Güneş’e gücünü veren şey bu reaksiyonsa ortaya ne kadar enerjinin çıktığını tahmin edebiliriz. Üstelik iki sayı uyuşuyor.

Fakat 20. yüzyılın başlarındaki astronomların, kafalarını duvarlara vurmasına sebep olan inatçı bir problem vardı: Dünya’ya yeteri kadar Güneş nötrinosu ulaşmıyordu. Nötrinolar çok küçük, neredeyse kütlesiz atomaltı parçacıklardır. Bethe’nin bulduğu proton-proton reaksiyonunun bir ürünüdürler ve Güneş’ten uçuşarak Güneş sistemine yayılırlar. Fakat inanılmaz derecede asosyaldirler, aklınıza gelebilecek her türlü maddenin içinden (etkileşime girmeden) tıpkı hayalet gibi süzülüp geçebilirler. Geçen her saniyede, vücudunuzun her bir santimetre karesinden Dünya’nın nüfusu kadar nötrino geçiyor, fakat endişelenmenize gerek yok çünkü zararlı değiller.

1960’lı yıllardan beri fizikçiler, bu ünlü parçacıkların gezegenimizin içinden geçişini algılamak için özenle hazırlanmış deneyler yaptılar. Daha sonra fark ettiler ki ortada olması gerektiği kadar nötrino yoktu. Proton-proton reaksiyonu sonucu ortaya çıkan nötrinoların yalnızca üçte biri Dünya’ya ulaşıyordu. Bu duruma, nötrinoların Dünya’ya ulaşırken iki farklı tür nötrinoya dönüştüğü, yani bir nevi şekil değiştirdiği açıklaması getirildi. Yalnızca bir nötrino türüne duyarlı ilk nötrino deneyleri, diğer iki türü kaçırmış oldu. Bu yüzden algılamayı beklediklerinin yalnızca üçte biri kadar nötrinoyu algılayabildiler.

1998 ve 2006 yılları arasında Amerika ve Japonya’da yapılan deneyler gösterdi ki gerçekten üç tür nötrino var ve nötrinolar tür değiştirebiliyor. Tür değiştirmiş nötrinoları da hesaba katınca Dünya’ya ulaşan nötrino sayısı, proton-proton reaksiyonunun Güneş’in enerji kaynağı olması durumunda açığa çıkacak nötrino sayısıyla eşit.

Güneş ışığının destansı yolculuğu

Katmanlarını görebilmek için Güneş’i ortadan ikiye ayırdığınızı düşünün. Tam ortada, iç tarafın yaklaşık olarak çeyreğini kaplayan çekirdeği görürdünüz. Burada üst taraftaki maddeler tarafından uygulanan çekim basıncı, proton-proton reaksiyonu aracılığıyla hidrojeni helyuma dönüştüren füzyon için sıcaklık ve basıncı yükseltiyor. Sıcaklığı tam tamına 15 milyon derece (santigrat) olmasının yanında basınç da o kadar yüksek ki çekirdekteki madde, kurşundan 13 kat daha yoğun.

Işık, çekirdekten çıkıp Güneş’in genişliğinin yüzde 70’ini oluşturan ışınsal bölgeye gelir. Çekirdekten uzaklaştıkça sıcaklık düşmeye başlar ve ışınsal bölgenin ucuna geldiğinizde artık 1,5 milyon derecedir. Maddenin yoğunluğu da yavaş yavaş azalır, fakat parçacıklar çekirdeğe yakın yerlerde hâlâ tıklım tıklımdır. Ortalama olarak bir ışık parçacığı, herhangi bir şeyin üstüne sekmeden ve tabii ki geri yansıtılmadan bir santimetre bile yol alamaz.

Eğer tek bir ışık parçacığının (foton) izlediği yolu takip edecek olsanız bu ışığın, tilt oyununun (pinball) atmosferine benzeyen ışınsal bölgeden çıkması için 100.000-1.000.000 yıl arası beklemeniz gerekirdi. Ara sıra insanlardan, Güneş’ten gelen ışığın aslında sekiz dakikalık olduğunu, çünkü bu ışığın Dünya’ya ulaşmasının 8 dakika sürdüğünü duyarsınız. Ancak bu süre ışığın, Güneş’in kenarından bize ulaşması için gereken süredir; oysa ışık kenarda değil çekirdekte oluşur. Yani ışık, gözlerimizle etkileşime girdiğinde, aslında çoktan 100.000 yaşını aşmıştır.

Güneş, merkez çekirdekten dış taçküreye uzanan birçok katmana sahip.

Konvektif (taşıma) bölgesinden geçiş ise çok daha hızlıdır. Enerjinin buradan çıkışı genellikle üç ayı bulur. Işık, konvektif bölgeye ulaştığında gaz tarafından emilir. Bu, gazı ısıtır ve daha hafif bir hale gelmesini sağlar, böylece Güneş’in kenarlarına doğru yükselir. Orada soğuyarak sıcak maddeyi bırakır; sonra daha ağır bir hale gelir ve geri batar. Bu konvektif döngü, enerjiyi ışınımsal bölgeden Güneş’in görebildiğimiz dış katmanı olan ışıkküreye (fotosfer) taşır. Konvektif bölgenin ucundaki atomlar soğudukça enerjiyi ışık formunda serbest bırakırlar ki ışık, Güneş sistemini aydınlatmak için özgürleşsin.

Güneş ışığını yüzünüzde hissettiğiniz bir sonraki an biraz durun ve bu ışığın, Güneş’in çekirdeğinden size ulaşması için tamamladığı bir milyon yıla kadar sürebilen göksel yolculuğu bir düşünün.

Dış katmanlar

Güneş’in yapısı ışıkküre ile son bulmuyor. Birkaç tane de çok daha ince bölge var, bu bölgeler renkküre (kromosfer) ve taçküre (korona) olarak adlandırılıyor. Renkküre, iğne (spikül) adı verilen 500 kilometre uzunluğundaki püskürmelerin yaşandığı yerdir. Güneş’te her an yüzlerce hatta binlerce püskürme meydana gelir.

Çekirdekten ışıkküreye ilerledikçe sıcaklık düşer, ancak ışık küreden de ilerlemeye başladığınızda sıcaklık tekrar yükselmeye başlar ve renkkürenin uçlarında 8.000 dereceyi bulur. Sıcaklık, geçiş tabakası adı verilen 100 kilometrelik dar bir koridor boyunca yükselir ve taçkürenin tabanında 500.000 dereceye kadar çıkar. Taçkürenin içindeki sıcaklık ise milyonlarca dereceye kadar çıkabilir. Kimse taçküredeki bu âni ısınmanın sebebini bilmiyor; hatta günümüzde “taçküre ısınması problemi”, Güneş araştırmaları açısından büyük bir mesele.

Bu da Güneş fizikçilerini, taçküreyi olabildiğince fazla araştırmaya itiyor; fakat alt katmanların parlaklığı sebebiyle ince yapısı neredeyse görülmüyor. Eskiden bu katmanı incelemek için, Ay’ın Güneş ışıklarını kolayca bastırdığı tam Güneş tutulmalarını beklemek zorundaydık. Ancak artık özel Güneş teleskopları, taççeker (koronograf) adı verilen özel disklere sahip; böylelikle suni tutulmalar yaratarak astronomların istedikleri her an taçküreyi incelemesine olanak sağlıyor.

Güneş’e çevrilmiş bu teleskoplar yalnızca görünür ışınları algılamıyor. Aynı zamanda elektromanyetik tayftaki diğer ışın türlerine de duyarlı, morötesi (UV) ve X ışını da dahil. Bu tür gözlemler, fazla radyasyon yaymayan karanlık taçküre deliklerini de ortaya çıkarmıştır. Bunlar bir aya kadar orada kalabilir ve yüksek hızlı Güneş rüzgarlarının kaynağıdırlar (bkz. 70. sayfa).

Manyetik alanlar ve diferansiyel rotasyon

Güneş, gökyüzünde gördüğümüz hiç değişmeyen sarı bir toptan ibaret değil. İnanılmaz derecede hareketli ve vahşi bir yapısı var; kaynayan yüzeyi, yoğun manyetik faaliyetler tarafından sürekli olarak şekillendiriliyor ve yontuluyor.

Güneş aslında kocaman bir mıknatıs. Okulda çubuk mıknatıs ve demir tozlarıyla yaptığınız eski moda deneyleri hatırlarsınız. Bu tozlar, mıknatısın kuzey ve güney kutupları arasında görülebilir manyetik alanlar oluşturuyordu. Hem Güneş’in hem de Dünya’nın kutupları arasında da benzer manyetik alanlar var. Bizim manyetik alanımız, o deneydeki mıknatısın manyetik alanına epey benziyor, çünkü Dünya katı bir gezegen olarak dönüyor (bkz. 80. sayfa). Gelgelelim Güneş, plazma denen aşırı ısınmış gazdan oluşan ve sürekli çalkalanan bir alev topu. Katı ve yekpare bir cisim değil; ekvatorda kutuplarına kıyasla yüzde 20 daha hızlı dönüyor. Astronomlar, bu duruma diferansiyel rotasyon adını veriyorlar.

Sonuç: Ekvatoral manyetik alanı kutuplardakine kıyasla daha yoğun. Bu da Güneş’in genel manyetik alanının daha karmaşık bir hal almasını sağlıyor, çünkü sürekli karışıp bükülüyor. Tıpkı metal bir yayı ya da lastiği çekmek gibi, bu süreç manyetik alan çizgilerinde enerji depolanmasını sağlıyor. Bu bastırılmış enerjinin, Güneş’in yüzeyinden, patlamalar ve işaretler olarak salındığını göreceğiz.

Güneş lekeleri

Genelde gruplar halinde beliren karanlık Güneş lekeleri, Güneş’in en belirgin niteliklerinden biridir. Bu lekeleri teleskopla gözlemleyen ilk insan Galileo oldu, fakat çıplak gözle de görülebilen Güneş lekelerinin kayıtları iki bin yıl öncesine kadar uzanıyor. Bu aslında çok olası bir durum, çünkü bazı Güneş lekeleri, Güneş’in dış çapının yüzde 10’u (160.000 km boyunca) kadar büyüyebiliyor. Bu, Dünya’dan 12,5 kat geniş bir alan demek. Yüzeyde ortaya çıkan Güneş lekeleri, genelde birkaç gün ile birkaç hafta arasında yok oluyor, ancak inatçı olanlar aylarca kalabiliyor.

Kökenleri hakkında yıllar boyunca farklı açıklamalar yapıldı. Bu açıklamalar, Güneş’in atmosferinde var olan fırtınalardan, kamikaze kuyrukluyıldızların açtığı yaralara kadar uzanıyordu. Bugün ise bunların yalnızca, ışıkküredeki daha serin bölgeler olduğunu biliyoruz. Işıkküredeki ortalama sıcaklık 5.500 derece civarında, Güneş lekelerinin olduğu yerlerde ise bu sıcaklık 3.000-4.000 derece arasında değişiyor. Bu bölgelerdeki yoğun kısmi manyetik alanlar, ısının aşağıda bulunan konvektif alandan yukarı çıkmasını engelliyor. Güneş lekeleri bu yüzden, genelde çift halinde görünür, her bir manyetik kutup için bir tane leke vardır.

Galileo’dan beri astronomlar, Güneş lekelerinin sayısının detaylı kayıtlarını tuttular. Bu onlara, belli bir örüntü olduğunu gösterdi. Güneş lekelerinin sayısı, ortalama on bir yıldan sonra giderek artıyor, sonra azalıyor ve yavaş yavaş tekrar artmaya başlıyor. İleride üzerinde duracağımız Güneş püskürmeleri, patlamalar ve taçküre kütle atımları gibi Güneş’te meydana gelen diğer etkinlikler de bu örüntüye eğilim gösteriyor. Diferansiyel rotasyonun Güneş’in manyetik alanını yeteri kadar büküp çatırdatması da yaklaşık olarak on bir yıl sürüyor, daha sonra bu süreç sıfırlanıyor ve tekrar baştan başlıyor.

ANNIE MAUNDER (1868-1947)

Kuzey İrlanda’da doğan Maunder (evlenmeden önceki soyadı Russell), Greenwich Gözlemevi’ndeki insan bilgisayarlardan biri olmadan önce Cambridge’de okudu. Güneş’in fotoğraflarını çekmek ve hesaplamalar yapmakla görevlendirilmişti. Greenwich’te görev yaptığı sırada astronom Walter Maunder’la tanıştı ve 1895 yılında evlendiler. O dönemin şartları yüzünden, evlenince resmi olarak işini bırakmak zorunda kalmıştı.

Buna rağmen çift, Güneş’e (bilhassa Güneş lekelerine) dair çalışmalarına birlikte devam etti. Güneş lekelerinin tarihsel kayıtlarını incelediler ve Güneş lekelerinin azlığı ile Dünya’daki sıcaklıkların düşüklüğü arasında bir ilişki tespit ettiler. Halk arasında Küçük Buzul Çağı olarak adlandırılan 1645 ve 1715 yılları arasındaki döneme, “Maunder Minimum” deniyor.

Astronomi ile halk arasında muhteşem bir iletişimci görevi üstlenen Maunder, kadınlara getirilen yasak 1916 yılında kalktıktan sonra Kraliyet Astronomi Cemiyeti’ne seçilen ilk kadın oldu. Günümüzde Kraliyet Astronomi Cemiyeti, astronomi iletişimcilerini her yıl Annie Maunder Madalyası ile ödüllendiriyor.

Astronomlar başka örüntüler de buldular. Bunlardan ilki, Alman astronom Gustav Spörer’e ithafen “Spörer kanunu” denilen örüntüdür. On bir yıllık döngünün erken döneminde, Güneş lekeleri Güneş’in kutuplara yakın yerlerinde görülüyor, yani ekvatordan uzaktalar. Ancak döngü devam ettikçe ekvatora daha yakın bir hal alıyorlar. Güneş lekelerinin zaman içinde aldığı pozisyonlar çizilince ortaya kelebeğe benzeyen bir şekil çıkıyor, bu yüzden bu grafik “Kelebek Diyagramı” olarak biliniyor. Amerikan astronom Alfred Joy’un adı verilen Joy kanunu ise Güneş lekeleri çiftlerinin, ekvatora yakın ana leke ile birlikte eğimli bir yol izlediğini söylüyor.

Güneş patlamaları, prominanslar (fışkırmalar) ve iplikçikler

Birçok insan Güneş’e bakmamamız gerektiğini düşünür. Bu, birçok durumda gerçekten iyi bir tavsiye olsa da (çünkü bu, sizi çabucak kör edebilir) özel Güneş teleskopları kullanıyorsanız Güneş’e doğrudan bakabilirsiniz. Teleskopların önündeki geniş filtreler, ışığın yoğunluğunu düşürerek yalnızca düşük ve güvenli bir miktar ışığı içeri alır.

Güneş’e bu şekilde bakarsanız Güneş’in üstünde, Güneş lekeleri ile birlikte, küçük alevler görmeniz çok olası. Bunlara “prominans (fışkırma)” deniyor. Güneş’in manyetik alanı dışarı, uzaya doğru patladığında yanında biraz da sıcak gaz taşır. Tartışmaya açık olsa da bu görüntünün en güzel göründüğü an ışıkküre üzerinde bir kemer halinde yükseldiği andır. Bu sırada sıcak gaz, dışarı doğru giden manyetik alan çizgilerini takip eder, sonra da tekrar geriye, yani Güneş’e döner. Küçük görünebilirler, fakat bu alev kemerleri zaman zaman yüzlerce hatta binlerce kilometre uzunluğunda olabilir.

Tam olarak ne gördüğünüz ise baktığınız açıya göre değişir. Güneş’ten direkt olarak size doğru gerçekleşen bir prominans düşünün. Prominansın yanları yerine üst kısmını görürdünüz. Astronomlar bu görüntüye “iplikçikler” adını veriyor. Güneş’in yuvarlak yüzeyi üzerinde sürünerek ilerleyen yılanlara benziyorlar. Tıpkı Güneş lekeleri gibi iplikçikler de daha karanlık gözüküyor, çünkü aslında Güneş’in zemininin üstündeki görece serin gazı görüyoruz.

İnsanların Güneş prominansları ile Güneş patlamalarını karıştırması çok sık karşılaştığımız bir şey, oysa patlamalar ayrı bir Güneş olgusuna giriyor. İsimlerinden de anlaşılabileceği üzere bu olgu, Güneş’in belli bir yerindeki ani patlamayı ve radyasyon püskürtülerini içeriyor. İçerdikleri enerji dehşete düşürücü, çünkü bir patlama milyarlarca megaton TNT⁴ kadar enerji açığa çıkartabiliyor. Bunu bir örnekle açıklamak gerekirse II. Dünya Savaşı’nda kullanılan patlayıcıların tamamı (Hiroşima ve Nagazaki’ye atılan atom bombaları da dahil), yalnızca üç megaton TNT gücündeydi.

Bu patlamalar genelde Güneş’in sunabileceği en şahane patlamayı beraberinde getiriyor: Taçküre Kütle Atımı (TKA).

Taçküre Kütle Atımı

Mart 1989’da Kanada’nın Quebec bölgesindeki 6 milyon insan, dokuz saat süren bir karanlığa mahkûm oldu. Bu sırada, havadaki uydularla iletişimler kesildi ve kuzey ışıkları artık o kadar da kuzeyde değildi, o esnada Teksas ve Florida gibi güney kesimlerden bile görünebiliyorlardı. Bu olayların tümüne sebep olan tek bir şey vardı: Taçküre Kütle Atımı.

Güneş’in yolladığı bu vahşi patlamalar, milyarlarca tonluk maddeyi, saatte milyonlarca kilometreye varan hızlarla uzaya gönderiyor ve Güneş sistemini yüklü parçacıklarla dolduruyor. Eğer Dünya’ya ulaşırlarsa manyetik alanımızda bozukluklar yaratan jeomanyetik bir fırtınaya maruz kalıyoruz. Bu fırtına, elektrik üreterek enerji şebekelerimizin aşırı yüklenmesine sebep oluyor, uydularımızı felç ediyor ve kutup ışıklarını yoğunlaştırıyor. Güneş üç ila beş günde bir TKA gerçekleştiriyor, ancak neyse ki birçoğu küçük gezegenimize uğramıyor.

Güneş, Ağustos 2012’de olağanüstü ve güçlü bir TKA saldı.

Dünya’ya ulaşan en çarpıcı TKA’lardan birisi, İngiliz astronom Richard Carrington’ın adı verilen ve 1859’da gerçekleşen Carrington Olayı’dır. Şansımıza o zamanlarda elektrik altyapımız henüz bebeklik dönemlerindeydi. Elektrikli telgraf var olan en gelişmiş iletişim sistemiydi ve bozuldu. Birçok telgraf santrali, elektrik şokları aldığına dair raporlar verdi. Eğer benzeri bir olay şu an olsa, hasar trilyonlarca Amerikan dolarını bulurdu. Fırtına Dünya’ya vurduğu an uçaklar düşerdi. Günümüzde bile pilotlar ve kabin memurları, radyasyona maruz görevliler olarak sınıflandırılıyor. 2003’de gerçekleşen çok daha hafif bir Güneş fırtınasında, Chicago-Pekin seferini yapan uçuştaki görevliler, yıllık radyasyon limitlerinin yüzde 12’sine tek bir uçuşta maruz kaldılar.

Bu olayları öngörmek için arzu duymamız kolayca anlaşılabilir, tıpkı Dünya’daki gibi uzay için de bir hava durumu tahmini oluşturmak istiyoruz. Bu olayları durduramayabiliriz, fakat hasarı en aza indirebiliriz. Şu an, yaklaşan bir fırtınanın tehlikeli olup olmadığını, bize ulaşmasına birkaç saat kala söyleyemiyoruz. Bazı yorumcular, uzay hava durumu tahmininin Dünya’daki kuzenine kıyasla 30-40 yıl geride olduğunu söylüyor. Bununla birlikte, bu ön tahminlerin önce 24 saati, sonrasında da günleri kapsaması için adımlar atılmaya başlandı. Bu iş, hayati bir önem taşıyor, çünkü 1859’daki Carrington Olayı gibi olayların her 150 yılda bir yaşandığı düşünülüyor. Bir diğerinin gerçekleşmesi yalnızca an meselesi.

Güneş rüzgârları

Yüzlerce kez prova yapılmıştı. Paraşüt açılacak, hazır bir helikopter paraşütü yakalayacak ve gözü pek gezginin yumuşak bir iniş yapması sağlanacaktı. Ancak işler planlandığı gibi gitmedi. 8 Eylül 2004’te, NASA’nın “Genesis” isimli araştırma aracı atmosferde doğrudan yere çakıldı. Kaza alanının fotoğrafları, helikopterin olaya seyirci kaldığını ve neredeyse “perişan” bir halde beklediğini gözler önüne seriyor.

Araştırma aracının paraşütü açılmadı, biri ivmeölçerini ters takmıştı. Genesis’in getirdiği değerli örneklerin neredeyse hepsi kullanılamayacak kadar kirlenmişti. Fakat neyse ki bazı örnekler, zarar görmemiş halde kurtarılabildi. Araştırma aracı üç yıl öncesinde, Güneş rüzgârlarından parçacıklar toplayıp analiz için Dünya’ya getirmek gibi tehlikeli bir göreve gönderilmişti. Apollo Projesi’nden beri gerçekleştirilecek ilk numune getirme göreviydi bu. Ayrıca Ay’ın yörüngesinin ötesinden bulgu getirecek ilk araç olma onuru da Genesis’e aitti.