•Güneş Rüzgârının İki Bileşeni
Güneş rüzgârı, sırasıyla yavaş ve hızlı Güneş rüzgârı olmak üzere iki bileşene ayrılmıştır. Yavaş Güneş rüzgârı 400 km/sn hıza, 1,4–1,6×10⁶ K sıcaklığa ve koronaya yakın eşdeğerlikte bir kompozisyona sahiptir. Buna karşın, hızlı Güneş rüzgârı 750 km/sn hıza, 8×10⁵ K sıcaklığa ve Güneş’in fotosferine yakın eşdeğerlikte bir kompozisyona sahiptir. Yavaş Güneş rüzgârı, hızlı Güneş rüzgârına kıyasla iki kat yoğunluğa sahip olmakla beraber yoğunluk bakımından daha fazla değişkenlik gösterir. Yavaş rüzgâr ayrıca türbülans alanları ve geniş ölçülü yapılarıyla beraber çok daha karmaşık bir yapıya sahiptir.
Yavaş Güneş Rüzgârının Kökeni
Görünüşe göre yavaş Güneş rüzgârı, Güneş’in “flama kemeri” denilen bir bölgesinden kaynaklanmaktadır. Koronal flamalar kapalı manyetik döngüler boyunca iç plazmanın taşıyarak, bu bölgeden dışarıya doğru uzanır. 1996 ve 2001 yılları arasındaki Güneş gözlemleri, yavaş Güneş rüzgârı salınımlarının, solar minimum (Güneş aktivitesinin en düşük olduğu dönem) sırasında ekvator etrafındaki 30–35° enlemleri arasında oluştuğunu ve minimum azaldıkça da kutuplara doğru genişlediğini göstermiştir. Solar maksimum zamanında, kutupların da yavaş Güneş rüzgârı yaydıkları tespit edilmiştir.
Hızlı Güneş Rüzgârının Kökeni
Hızlı Güneş rüzgârının ise taç küre deliği denilen, Güneş’in manyetik alanındaki huni benzeri açıklıklardan kaynaklandığı düşünülmektedir. Böyle açık çizgiler Güneş’in manyetik kutupları çevresinde özellikle yaygındır. Plazma kaynağı, Güneş atmosferinde taşınım hücreleri tarafından oluşturulan küçük manyetik alanlardır. Bu alanlar plazmayı sınırlar ve sadece 20.000 kilometre fotosfer yukarıda bulunan koronal hunilerin dar boyunlarına içine taşırlar. Plazma, bu manyetik alan çizgileri yeniden bağlandığı zaman tekrar bu huni içine salınır.
Rüzgârın İvmelenme Mekanizması
Güneş rüzgârının yüksek hızının tek sebebinin termal ivmelenme olmadığı 1960’larda açıktı. Bilinmeyen ek bir ivlendirme mekanizması gerekliydi ve bu ivlendirme Güneş atmosferindeki manyetik alanlarla ilişkiliydi. 1990’ların sonlarında SOHO uzay aracı üzerindeki Ultraviyole koronal Spektrometre (UVCS) cihazı Güneş’in kutuplarından kaynaklanan hızlı Güneş rüzgârının ivmelenme bölgesini gözlemledi ve bu rüzgârın, yalnız başına termodinamik genişlemeden daha hızlı hızlandığını buldu. Parker’ın modeli, rüzgârın fotosferden yaklaşık 4 Güneş yarıçapı rakımda süpersonik akışına geçiş yapması gerektiğini öngördü; ancak bu geçiş (veya “ses noktası”), belki de fotosferden sadece 1 Güneş yarıçapı yukarıda, bazı ek mekanizmaların da bu Güneş rüzgârını Güneş’ten uzağa hızlandırdığı düşünüldüğünde, çok daha düşük görünüyor. Hızlı rüzgârın ivmelenmesi tamamen anlaşılmış değildir ve Parker’ın teorisi ile bütün bir halde izah edilemez.
Bu açıklama Vikipedi kaynaklarından uyarlanmıştır ve şu lisans altında sunulur: CC BY-SA 4.0.
Inga kommentarer ännu