güneşbalığıgiller
.
“Özellikle Kuzey Amerika`daki ırmak ve göllerde yaşayan, ama Avrupa dahil dünyanın çeşitli yerlerinde rastlanan 32 türü bulunan balık ailesi (Centrarchidae). Büyük bölümü iri, hantal “
Özellikle Kuzey Amerika`daki ırmak ve göllerde yaşayan,
Özellikle Kuzey Amerika`daki ırmak ve göllerde yaşayan, ama Avrupa dahil dünyanın çeşitli yerlerinde rastlanan 32 türü bulunan balık ailesi (Centrarchidae). Büyük bölümü iri, hantal gövdeli, parlak renkli balıklar olan güneşbalığıgiller ailesi üyelerinin sırtlarında boydan boya uzanan sırt yüzgecinin ön bölümü dikenlidir. Birkaç türün boyları 20 cm `yi aşar. Dişilerin ırmak yataklarında ya da göl diplerinde yaptıkları yuvalara döktükleri yumurtaları, erkek balıklar korur.
güneşgülü
.
“Sinekkapangiller ailesinden, 70 kadar türü bulunan etçil bitki cinsi (Bil. a. Drosera). Sıcak ve ılıman bölgelerin bataklık kesimlerinde yetişen güneşgülü cinsi üyeleri, yuvarlak ya da “
Sinekkapangiller ailesinden, 70 kadar türü bulunan
Sinekkapangiller ailesinden, 70 kadar türü bulunan etçil bitki cinsi (Bil. a. Drosera). Sıcak ve ılıman bölgelerin bataklık kesimlerinde yetişen güneşgülü cinsi üyeleri, yuvarlak ya da uzun yapraklarındaki üstü tüyle kaplı bezlerin salgıladığı çok yapışkan sıvı sayesinde yapraklarına konan böcekleri yakalayıp sindirirler. Böceklerle beslenmelerinin, azot ve öbür besinler bakımından yoksul bataklıklarda yetişmelerinden ileri geldiği düşünülmektedir.
güneşkuşugiller
.
“Türlerinin büyük bölümü Afrika`da, az sayıdaki türü A sya`nın ılıman bölgelerinde, bir tek türüyse Avustralya`da yaşayan kuş ailesi (Bil. a. Nectariniidae). 9-12,5 cm boyunda, genellikle “
Türlerinin büyük bölümü Afrika`da, az sayıdaki
Türlerinin büyük bölümü Afrika`da, az sayıdaki türü A sya`nın ılıman bölgelerinde, bir tek türüyse Avustralya`da yaşayan kuş ailesi (Bil. a. Nectariniidae). 9-12,5 cm boyunda, genellikle ince uzun gövdeli, parlak mavi, yeşil ve kırmızı renkli, az sayıda türü de mat yeşil renkli kuşlar olan güneşkuşugiller ailesi üyelerinin gagaları uzun ve kıvrıktır; böylece, balözü alabilmek için ç iç e k le rin içine kolaylıkla uzatılabilir. Bazı türler, balözünün yanı sıra, böcek ve örüm cekle beslenirler.
güneşşapkası
.
“Bileşikgiller ailesinden çokyıllık otsu bitki cinsi (Bil. a. Rudbechia). Anayurdu Kuzey Am erika olan, 30`u aşkın türü bulunan güneşşapkası cinsi üyeleri, morumsu kahverengi, çevreleri “
Bileşikgiller ailesinden çokyıllık otsu bitki cinsi
Bileşikgiller ailesinden çokyıllık otsu bitki cinsi (Bil. a. Rudbechia). Anayurdu Kuzey Am erika olan, 30`u aşkın türü bulunan güneşşapkası cinsi üyeleri, morumsu kahverengi, çevreleri sarı dilli gösterişli çiçekleri için bahçelerde yaygın biçimde yetiştirilirler.
güneş
Güneş sisteminin merkezinde yeralan, en yakın yıldız. Dünya`dan ortalama 149 591 000 km uzaklıkta, 1,39 milyon km çapında, ışık saçan dev bir gaz küresi olan Güneş`in en önemli bileşeni hidrojendir; yaklaşık % 5 oranında helyum ve daha ağır elementleri içerir. 1,99 x 1 033 g olan kütlesi sayesinde, moleküllerin karşılıklı ç e kim gücü, kızgın Güneş gazlarının hızla genleşerek yıl- dızlararası uzayın göreli boşluğuna kaçmasını önler. G üneş, iç bölümündeki nükleerfüzyon tepkimelerinde hidrojenin yanarak helyuma dönüşmesi sonucunda, 3,9 x 1033 erg/saniye hızıyla enerji üretir. Bu enerji, en çok, görünür ışın ve kızılaltı ışınım olarak uzaya yayılır ve Yer`de yaşamın sürmesinin başlıca nedenidir.Çapları bin kat daha büyük ve kütleleri birkaç yüz kat daha ağır olan bilinen en büyük yıldızlarla .
“Güneş sisteminin merkezinde yeralan, en yakın yıldız. Dünya`dan ortalama 149 591 000 km uzaklıkta, 1,39 milyon km çapında, ışık saçan dev bir gaz küresi olan Güneş`in en önemli bileşeni “
Güneş sisteminin merkezinde yeralan, en yakın yıldız.
Güneş sisteminin merkezinde yeralan, en yakın yıldız. Dünya`dan ortalama 149 591 000 km uzaklıkta, 1,39 milyon km çapında, ışık saçan dev bir gaz küresi olan Güneş`in en önemli bileşeni hidrojendir; yaklaşık % 5 oranında helyum ve daha ağır elementleri içerir. 1,99 x 1 033 g olan kütlesi sayesinde, moleküllerin karşılıklı ç e kim gücü, kızgın Güneş gazlarının hızla genleşerek yıl- dızlararası uzayın göreli boşluğuna kaçmasını önler. G üneş, iç bölümündeki nükleerfüzyon tepkimelerinde hidrojenin yanarak helyuma dönüşmesi sonucunda, 3,9 x 1033 erg/saniye hızıyla enerji üretir. Bu enerji, en çok, görünür ışın ve kızılaltı ışınım olarak uzaya yayılır ve Yer`de yaşamın sürmesinin başlıca nedenidir.Çapları bin kat daha büyük ve kütleleri birkaç yüz kat daha ağır olan bilinen en büyük yıldızlarla karşılaştırılınca, Güneş, astronomi sınıflandırmasında cüce yıldız sınıfına girer. Ama kütlesi ve yarıçapı, Gökadam ız`daki (Samanyolu) bütün yıldızların ortalama kütlesine ve büyüklüğüne yakındır; çünkü birçok yıldız Yer`den daha küçük ve daha hafiftir. G üneş, tayfı, yüzey sıcaklığı ve rengi nedeniyle, astronomlar tarafından kullanılan tayf türleri şemasında "G2 cüce" diye de sınıflandırılır. Y ü zey gazlarının yaydığı ışığın tayf şiddeti, 5000 Â `ya yakın dalga boylarında en büyüktür; güneş ışığının niteleyici sarı rengi bundan ileri gelmektedir.G üneş`le ilgili modern çalışmalar, Galilei`nin güneş lekelerine ilişkin gözlemleriyle ve bu lekelerin hareketlerine dayanarak Güneş`in dönüşünü bulmasıyla 1611`de başladı. Güneş`in büyüklüğüne ve Yer`den uzaklığına ilişkin ilk yaklaşık doğru belirlem e, 1684`te yapıldı; bu belirlemede, Fransız Akademisi`nin 1672`de Mars`ın Ye r`e yaklaşması sırasında yaptığı nirengi (üçgenleme) gözlemlerinden elde edilen veriler kullanıldı. Joseph von Fraunhofer tarafından 1814`te Güneş`in soğurma çizgili tayfının bulunması ve Gustav Kirchhoff tarafından 1859`da bunun fiziksel yorum unun yapılması, güneş astrofiziği çağını başlattı; bu dönemde, Güneş`i oluşturan maddelerin fiziksel durum unu ve kimyasal bileşimini etkili olarak incelem e olanağı doğdu. 1908`de George Ellery Hale, güneş lekelerinin güçlü magnetik alanlarını belirledi; 1939`da Hans Bet- he, güneş enerjisinin oluşumunda nükleer füzyonun oynadığı rolü aydınlattı.Yeni gelişmeler, bilim adamlarının G üneş`le ilgili görüşlerini değiştirmeyi sürdürmektedir. Güneş rüzgârının doğrudan doğruya belirlenmesi 1962`de gerçekleştirilmiş, Güneş`in yüksek hızlı tekrarlanan akıntılarının kaynaklarıysa 1969`da taç (korona) deliklerine ilişkin gözlemlerle belirlenmiştir.GÜNEŞ`İN YAPISIG üneş, en içteki çekirdeğinden tacına ve Y e r`e bile ulaşan güneş rüzgârına kadar, kendi türünden yıldızların çoğunun niteleyici özelliği olan bir yapıdadır.İç çekirdek. Güneş`in dış tabakalarının ağırlığı, iç bölgedeki gazı sıkıştırarak yoğunluğunu suvun yoğunluğunun yaklaşık i 00 katına, m erkezdeki sıcaklığıysa yaklaşık 15 milyon K`ye çıkarır. Güneş`in iç bölgesinde atomlar sık sık ve gazı iyonlaştırmaya yetecek bir enerjiyle çarpışır; böylece iyonlaşan gaz, "plazm a" diye adlandırılır (Bk. PLAZM A F İZ İC İ). Güneş`in üçte birini oluşturan iç bölümde, iyonlar arasındaki çarpışmaların, nükleer tepkim elere neden olacak kadar enerjisi vardır; ayrıca bu tepkimeler, Güneş`in gözlenen parlaklığını kazanması için gerekli enerjinin serbest kalmasını sağlayacak kadar hızlıdır. Güneş`teki enerji üretiminde en verimli olduğu düşünülen özgül tepkim eler dizisi,"proton-proton tepkimesi" adı verilen özgül tepkime- lerzincirini izleyerek, hidrojenin yanıp helyuma dönüşmesinden oluşur. Eldeki verilerden anlaşıldığı kadarıyla, Güneş`in merkezindeki nükleer yanma bölgesinde yer alan piazm a, dış kabuklardaki maddelerle karışmaz. Bu nedenle, proton-proton tepkim esi, ancak, Güneş kütlesinin yaklaşık % 10`unu oluşturan m erkezdeki hidrojen yaklaşık 10 milyar yıl sonra bütünüyle helyuma dönüşünceye kadar sürecektir. Güneş`in yaşının yaklaşık 5 milyar yıl olduğu tahmin edilmektedir. Nükleer tepkimelerden yayılan gama ve X ışınları, dışa doğru yol alırken merkezdeki bölgede çok az soğurulur; çünkü bir atomun ışığı soğurmasını sağlayan e lektronlar, atomlararası çarpışmalar nedeniyle çoğunlukla çekirdeklerden kopmuştur.Taşınım (konveksiyon) kuşağı ve ışıkküre. Güneş`in görünür yüzeyinin yakınında, üstte yer alan gazın ağırlığı azaldıkça gaz basıncı, dolayısıyla da, bu tabakayı hidrostatik dengede tutmak için gerekli yoğunluk ve sıcaklık hızla düşer. Merkezden başlayarak Güneş`in yarıçapının yaklaşık üçte ikisi kadar uzaklıkta, yani sıcaklığın yaklaşık 1 milyon K`ye indiği yerde, hidrojen ve helyum artık tam olarak iyonlaşmaz. Yüksüz (nötr) atomlar, m erkezdeki nükleer yanma bölgelerinden dışa doğru yol alan ışınımı soğurur. Bu bölgede, ısınarak genleşen akışkan bölümleri, yoğunluklarının düşük olması nedeniyle yükselir ve içerdikleri ısıyı yukarıya doğru taşırlar. Sonuçta oluşan yukarıya-aşağıya akış taşınımı sisteminin taşıdığı net yukarı ısı akışı, Güneş`in dış üçte birlik bölümünde ağır basan enerji iletim biçim idir. Yukarı akan kızgın gazın sağladığı ışınımın doğrudan uzaya kaçmasına yol açacak ölçüde düşük yoğunluklu tabakalara ulaşılıncaya kadar, taşınım olayı, ısı iletiminde verimli olmayı sürdürür. Söz konusu tabaka, Güneş`in görünen yüzeyidir ve "ışıkküre" diye adlandırılır. G ü neş`in taşınım hücrelerinin büyüklüklerine, hızlarına ve biçimlerine ilişkin dolaysız veriler, ışıkküredeki taşınımı andıran hücresel hareketlerle ilgili gözlemlerden çıkarılabilir. Bulgurcuk (granül) denilen küçük ölçekli hücreler, yaklaşık 1 000 km çapındadır ve aşağı doğru akan daha soğuk gazların çevrelediği, yukarı doğru akan kızgın gazlardan oluşur; yaklaşık hızı saniyede 1 km`dir. Süperbulgurcuklar, çapı kabaca 30 000 km olan daha büyük bir çokgen hücreler dizisi oluşturur; bunlar, yaklaşık 0,5 km/saniye olan yatay hızlarıyla belirlenir.Güneş gazlarının taşınım hareketlerinin, ısı iletimine ek olarak, Güneş`in dönüşü, magnetizması ve ışıkküre- nin yukarısındaki dış tabakaların yapısı açısından da önemli sonuçları olduğu düşünülmektedir. Taşınım, Güneş ışıkküresindeki gazların bütün olarak dönmediği (ekvatordaki açısal hızın, 75 derece enlemlerindeki hızdan % 50 daha çok olduğu) yolundaki gözlemin açıklanmasına yardımcı olabilir. Güneş`in bu temel özelliğine ilişkin doyurucu bir kuram henüz geliştirilememiş olmakla birlikte, dönen, taşınım hareketi yapan kabuklarla ilgili akışkan mekaniği modellerinin ortaya koyduğuna göre, Güneş ekvator bölgesinde gözlenen >cîkl.ışık 2^ günlük yıldız hızıyla ekseni çevresinde dönerken, yükselen ve alçalan taşınım gazlarına etkiyen kuvvetlerden dolayı bu tür hız farkları ortaya çıkabilir. A yrıca, iç bölümlerde, en azından ışıkkürenin hemen altında, açısal dönme hızının arttığı ve bu artışın ilk 15000 km`de % 5 olduğu sanılmaktadır.Güneş`in ışıkkürede gözlenen magnetik alanında, Yer yüzeyindeki yersel magnetik alanda gözlenen çift kutuplu temel kuzey-güney bakışımı yoktur. G ü n eş`teki alan çizgileri, Güneş`in dönme ekseni çevresine sarılmış gibi görünmektedir ve kabaca, boylam çizgilerini değil, sabit enlem çizgilerini izler. Bu özellik, iki kutuplu güneş lekesi gruplarında gözlenen magnetik kutupların almaşık değişmesinden çıkarsamr. Böyle grupların magnetik çift kutup eksenleri, doğu-batı doğrultusuna yönelme eğilimi taşır ve belli bir yarıkürede (Güneş ekvatorunun üstünde ya da altında), bütün çift kutupların batı yarısı genellikle aynı magnetik kutupsallığı taşır. Kuzey ve güney yarıkürelerdeki çift kutupların kutupsallığı birbirine karşıttır. Kutupların almaşık değişmesiyle ile ilgili bu yasa, "Hale-Nicholson yasası" diye adlandırılır.Güneş`in taşınım kuşağındaki plazm a, aşağı yukarı, oda sıcaklığı koşullarındaki bakır tel kadar iyi bir iletkendir. Önemli miktarda bakır tel, güneş taşınımında olduğu gibi, bir magnetik alandan geçtiğinde, büyük bir elektrik akımı oluşturur; bu akım da özgün alanı bozarak, hareketle birlikte yer değiştirmesine yol açar. Magnetik alanların ve hareket halindeki plazmaların karşılıklı etkisi, magnetohidrodinamik (M H D ) diye adlandırılır. M H D araştırmalarının gösterdiğine göre, G ü neş`in farklı hızlardaki dönüşü, magnetik alan çizgilerini uzatarak, gözlenen toroidal (simit yüzeyli) geometriye çekm e eğilimi taşıyacaktır.Işıkküre yakınındaki bilinen sıcaklık, ortalama molekül ağırlığı ve güneş çekimi ivmesi, yoğunluğun, merkezden dışa doğru kabaca her 1 000 km `de 10`un katlarından oluşan büyük bir oranda hidrostatik olarak azaldığını göstermektedir. Bu hızlı azalm a, teleskopla bakıldığında bile görülen Güneş`in keskin kenarını (ya da kolunu) açıklam aktadır; çünkü gazın mat durumdan saydam duruma geçtiği kabuğun kalınlığı 1 000 km`den azdır ve Yer`den bakıldığında, karşısında yer aldığı yay, 1 yay saniyeden azdır. Güneş kursunun m erkezine bakıldığında görülebilen güneş atmosferinin derinliği, bakış doğrultusunun ışıkküreye daha çok teğet olduğu kola doğru bakıldığında görülebilen derinlikten daha fazladır. Sıcaklık, ışıkkürenin aşağısında içeri doğru arttığı için, kursun merkezi yönündeki bakış doğrultusu, daha sıcak, dolayısıyla da daha parlak tabakaları görür. Işık- kürenin fotoğraflarında görülen belirgin kenar kararmasını bu olgu açıklamaktadır.Güneş ışığının tayfçizim inde, birçok koyu soğurma çizgisinin yer aldığı parlak bir zemin sürekliliği görülür. Bu sürekliliğin gözle görülebilen ve 4 000-7 000 Â arasında olan ışınımı, nisbeten kolay iyonlaşan ağır elementlerin saldığı elektronlar yüksüz hidrojen atomları tarafından yakalandığı zaman yayılır. Belirli dalga boylarındaki ışık, ışıkkürenin yoğunluğunda ve sıcaklığında bol bulunan belirli yüksüz atom ya da iyon türleri tarafından öncelikli olarak dağıtıldığı zam an, iyonlaşmış kalsiyumun H ve K çizgileri gibi koyu Fraunhofer çizgileri oluşur. Işıkküreden bu dalga boylarında çıkan ışık, atomlardan saçılan fotonlar ve hızla hareket eden elektronlar tarafından frekans değişikliğine uğratılır ve bu yolla sürekli olarak yayılır.Renkküre. Işıkkürenin yukarısında sıcaklık, asgari yaklaşık 4 500 K`ye düşer ve sonra, yeterince belirgin olarak, yükselm eye başlar. Tam güneş tutulması sırasındaki birkaç saniyede, kenar çevresinde yer alan yaklaşık 10000 km kalınlığındaki ince`bir halkanın kırmızımsı bir renkle parladığı görülür; bu nedenle bu tabaka renkküre (kromosfer) diye adlandırılır. Teleskopla ve yüksek çözünürlüklü tayfgörürle incelendiğinde, renkküredeki yayımın büyük bölümünün, dışa doğru hareket eden çok ince gaz fıskiyelerinden geldiği görülür. İğne (spi- kül) denilen bu fıskiyelerin sıcaklığı yaklaşık 15 000 K, yoğunluğuysa yaklaşık 1011 p arçacık/cm 3`tür. Bir iğnenin süresi yaklaşık 5-10 dakika, yüksekliği 6 000 km, kalınlığıysa bunun belki onda biri kadardır. G a zla r, yaklaşık 10 km/saniye hızla dışa doğru hareket etmektedir. Taç. Tam güneş tutulması sırasında ya da bir korona- grafla incelendiğinde, Güneş`in atmosferinin, ışıkküre kenarından öteye, güneş yarıçapının birkaç katı kadar soluk bir parıltı halinde uzandığı görülür; bu kuşağın parlaklığı, kursun parlaklığından yaklaşık bir milyon kat azdır. Tacın (koronanın) yüksekliği, bir süre, bilim adamlarının içinden çıkamadıkları bir konu olmuştur: Çünkü, göründüğü kadarıyla, yoğunluk öyle hızlı düş- meliydi ki, kenarın yukarısında, güneş yarıçapının çok küçük bir bölümü kadar olan uzaklıklarda bile taç diye bir şeyin görülmemesi gerekiyordu. Bu uyuşmazlığın açıklaması 1940`ta bulundu: Tacın tayfında görülen ve tanımlanamayan bazı çizgilerin, birkaç milyon K`lik sıcaklıkları temsil eden yaklaşık 13 kat iyonlaşmış demirdeki geçişlerden kaynaklandığı gösterildi. Sıcak bir gazın, üstte yer alan tabakaların ağırlığıyla, soğuk bir gaza oranla daha az sıkıştırılması beklendiği için, yüksek taç sıcaklığı, kenarın yukarısındaki beklenenden çok.daha büyük uzaklıklarda niçin tacın görülebildiğini açıklıyordu.Tacın böylesine yüksek bir sıcaklığa kadar ısınmasına yol açan özgül mekanizm a henüz anlaşılamamıştır ve bu sorun, uydulardan yapılan Güneş araştırmalarının çoğunun odak noktasını oluşturmaktadır. Güneş`e yakın olan taç gazı, tutulmalar sırasında çıplak gözle görülebilir; çünkü plazmadaki elektronlardan ışıkküresel ışık saçar. Hızla hareket eden elektronlar, ağır elem entlerin iyonlarıyla çarpıştığı zam an, kızgın taç plazması da kendi morüstü ve X ışınlarını yayar. Sözgelimi, 9 kez iyonlaşmış magnezyum ve 11 kez iyonlaşmış silisyum çizgileri, morüstü tayfta belirgindir. Tacın ısınması, yalnızca daha soğuk olan ışıkküreden gerek iletim, gerek taşınım, gerek ışınım yoluyla ısı akışına bağlanamaz; çünkü böyle bir ısı akışı, termodinamiğin ikinci yasasına aykırıdır. Büyük bir olasılıkla, ışıkküredeki gaz hareketlerinin yarattığı akustik (ses) ya da öbür dalga biçim leri, taç ortamına enerji taşıyarak burada ısıya dönüşmekte ve böylece taçta oluşan yitimi dengeleyebilm ektedir. Başka bir seçenekse, tıpkı joule ısınmasının bayağı bir direncin sıcaklığını artırması gibi, son derece iletken olan taç plazmasında elektrik akımlarının dağılmasıdır. Güneş rüzgârı. Sıcak taçtaki gaz basıncının dışa doğru gradyanı, Güneş`in çekim gücüyle dengelenem eyecek kadar yüksek olduğu için, atmosferin bu en dıştaki tabakası uzaya doğru genişler; Pioneer 10 uydusu 1983`te bilinen Güneş sisteminden çıktığı zam an, bu güneş rüzgârında parçacıklar saptamayı sürdürmüştür. Yer`in yörüngesinde güneş rüzgârının dışa doğru hızı 300-700 km/saniye arasındadır, ama yoğunluğu 1-10 parçacık/ c m 3 arasında değişir; bu nedenle yıllık kütle akışı yalnızca yaklaşık 10 `13 güneş kütlesidir. Yine de, güneş rüzgârının dünya atmosferi üstünde gözlem lenebilir etkileri vardır; yüksek enlem lerde görülen aydınlanmalar (au- roralar) bu etkinin sonucudur.GÜNEŞ ETKİNLİĞİGüneş`in iç bölümünde oluşan şiddetli magnetik alanlar, ışıkkürenin, renkkürenin ve tacın fiziksel yapısını, topluca "Güneş etkinliği" diye tanımlanan karmaşık ve zamana bağlı bir biçimde etkiler.Güneş lekeleri, benekler ve püskürtüler. Magnetik alanlar, görülebilen tabakalarda, çapları 100 000 km `ye ulaşan toroidal (simit yüzeyli) magnetik akı ilmekleri biçiminde ortaya çıkar. Bunların ışıkküredeki en göze çarpan etkisi, etkin bir bölge oluşturan parlak güneş beneklerini ve koyu güneş lekelerini yaratmalarıdır. Düşünüldüğü gibi, merkezden dışa doğru yönelen şiddetli alanlar taşınımı engelliyorsa ve b öylece, ışıkküreye ısı aktarımı sağlayan başat sürecin verimliliğini azaltıyorsa, güneş lekelerinin düşük sıcaklığı ve nispeten karanlık oluşları açıklanabilir. Şiddetli alanların, benzer koşullar altında nasıl parlak net benekler oluşturduğu henüz anlaşılamamıştır.İlmek ortaya çıkarken, yatay olarak etkin bir bölge büyür; başlangıçta 5 000 km`den az olan çapı, 10 gün içinde 100 000 km`yi aşar. Bu hızlı büyüme dönem inde, "güneş püskürtüsü" denilen göz alıcı püskürmenin ortaya çıkma olasılığı en yüksektir. Büyük bir püskürtü- nün ayırıcı özelliği, etkin bir bölgedeki büyücek bir alanın birkaç dakika içinde hızla 5 - 10 kat parlaklaşmasıdır; hidrojenin H alfa çizgisi gibi renkküresel ışınımlarda bu olay görülür. Parlak ışıkkürenin oluşturduğu fon üstündeki bütünleşik beyaz ışıkta, ancak en büyük püskürtüler saptanabilir. Ama püskürmenin en şiddetli ve en göz alıcı etkileri, yukarıdaki taçta ortaya çıkar. Bu bölgede, lekelerin ve beneklerin yukarısındaki bir dizi magnetik ilmek, X ışını ve morüstü ışınım parlaklığını 100 kat, hattâ daha çok artırabilir. Yüklü parçacıklar hızlanarak göreli enerjilere ulaşırlar ve genellikle güçlü santimetre-dalga yayımı saptanır.Ayrıca bazı püskürtüler, güçlü metre-dalgalı radyo patlamaları da yaratır ve çoğunlukla, "sprey" diye adlandırılan büyük miktarda kızgın plazm a, 617 km/saniyeyi aşan kaçış hızlarıyla Güneş`in çekim alanından kurtularak uzaya fırlar. Bu etkileyici olay, yaklaşık 1 0 33/ergi bulan bir enerji saldıktan sonra,Ihenüz pek iyi anlaşılamayan ve günümüzdeki araştırmaların odak noktasını oluşturan bir m ekanizm ayla, birkaç saati bulan bir sürede daha yavaş olarak yatışır.Güneş lekeleri genellikle birkaç hafta sürerler; en inatçı büyük lekelerin ömrü 2-3 aydır. Benekler, biraz daha uzun süre, etkin bir bölgeyi işaretlemeyi sürdürürler. Sonunda, ışıkküre yakınındaki rastgele taşınım hareketlerinin, magnetik ilmeği kopararak daha küçük öğelere ayırdığı ve yüzeye dağıttığı görülür.Etkin bölgelerin uzağında, şiddeti yaklaşık aynı (1 000-2 000 gauss arası) olan daha dar alanlar ölçülür; ama bunlar, yukarda değinilen süperbulgurcuklu taşı6 GÜNEŞnım hücrelerinin kenarlarıyla çakışan çokgen bir ağla sınırlıdır.ilmekler, fışkırmalar ve taç delikleri. Işıkkürenin yukarısında, etkin bir bölgenin üstündeki magnetik alanlar, renkkürede ve taçta sıcaklık ve yoğunluk dağılımına yaptıkları etki nedeniyle görülebilir. Bu bölgede, X ışınlarında ve morüstü ışıkta gözlenen belirgin ilmek biçiminde yapılar, alan çizgilerinin bir leke üstünde 100000 km ya da daha çok yükseldiklerini ve sonra, genel-, likle aynı geniş etkinlik alanı içinde yeniden ışıkküreyle bağlantı kurduklarını gösterir. Tacın öbür bölgelerinde, nispeten soğuk (tacın 1-3 milyon K olan sıcaklığına oranla 10 000 K) yoğuşuk plazmadan oluşan ve "fışkırma" diye adlandırılan dev boyutlu tabakalar, 200 000 km`yi bulan yüksekliklere çıkar."Taç delikleri" diye adlandırılan büyük alanlarda, taç yayımı önemli ölçüde azalır; bu da milyon derecelik plazmanın düşük yoğunlukta bulunduğunu gösterir. Araştırmaların ortaya koyduğuna göre, bu bölgelerde alan çizgileri, m erkezden dışa doğru sürer ve ilm eklerde ya da fışkırmalarda olduğu gibi kapalı yapılar oluşturmaz. Kızgın tacın, ondan sonra, gezegenlerarası uzaya daha kolay akabildiğini ve taç gereci açığına neden olduğunu, modeller üstünde yapılan çalışmalar göstermektedir. Kapalı alanlı etkin bölgelerin hiç gözlenmediği güneş kutuplarında, böyle deliklere özellikle sık rastlanır.Güneş etkinliği çevrimi. Güneş etkinliği, yaklaşık 22 yıl süren bir çevrim sergiler; bu çevrimin en kolay gözlenen özelliği, güneş lekelerinin sayısında yaklaşık 11 yılda bir ortaya çıkan değişmedir. Yeni bir çevrim in başlangıcında, ilk gruplar, 35 - 40 dereceler arasındaki enlemlerde ortaya çıkar; bunların kutup özellikleri, birön- ceki çevrimde ilgili yarıkürede bulunan son grupların kutup özelliklerine karşıttır. Dolayısıyla, belli bir güneş lekesi sayısına ve belli bir kutupsallığa geri dönülmesi için, arka arkaya iki 11 yıllık çevrim gereklidir. Daha gelip geçici, lekesiz magnetik bölgelere, atmosfer akım larına ve tacın daha parlak bölümlerine ilişkin gözlem ler, bu kalıbı daha da karmaşıklaştırır; bütün bunların çevrimsel kalıpları, 22 yıllık çevrim lerin gerçekte çakışabileceğim düşündürmektedir. Kuram cılar, Güneş`in taşınım kuşağındaki kutupların yakınında oluşan ve ekvator yönünde hareket eden girdapların, çevrim lere temel oluşturabileceğini ileri sürmüşlerdir.XIX. yy`ı da kapsayan uzunca bir süredir, 22 yıllık çevrim oldukça düzenli görünmektedir; tarihsel verilerin ortaya koyduğuna göre, "Maunder M inimumu" adı verilen yaklaşık 1640 - 1710 yılları arasındaki dönem de, hemen hiç leke görülmemiştir. Ne var ki, 680 milyon yıl öncesinden kaldığı belirlenen Avustralya göl tabanı çökeltilerinde araştırma yapan bilim adamları, güneş lekesi çevrimlerinin hiç aksamasız 19 000 yıl sürdüğü bir dönem le ilgili bulgular elde etmişlerdir. Bundan anlaşıldığına göre, Maunder Minimumu gibi dönem ler, henüz açıklanamamış anormalliklerden başka şey değildir.Güneş etkinliğindeki uzun dönemli düzensizlikler, uygulamada ilgi çekici olaylardır; çünkü Güneş`ten kaynaklanan yüklü parçacık akılarını ve morüstü ışınımı, doğrudan doğruya, etkin bölgeler, püskürtüler ve taç delikleri aracılığıyla güneş etkinliği düzeyi denetler. Bu yayımlarda oluşan değişmelerin, üst atmosferi etkilediği bilinmektedir ve iklim üstünde de önemli etkileri olabileceği düşünülmektedir.YENİ GELİŞMELERGüneş`in hâlâ çözülem em iş birçok gizi vardır. Sözgelimi, güneş enejisinin en büyük kaynağı olduğu düşünü len proton-proton tepkimesinin, "nötrino" diye adlandırılan belirli sayıda parçacık da üretiyor olması gerekir; ama günümüze kadar yapılan araştırmalarda, kuramın öngördüğünden çok daha az nötrino belirlenmiştir. İleri sürülen köktenci bir önerm eye göre, Güneş, beklendiğinden daha az nötrino üretir; çünkü toplam kütlesinin yaklaşık.% 0,5`ini oluşturan demir-plazma bir çekirdeği vardır. Bazı fizikçilerse, büyük birleşme kuramlarında öngörülen ve bazen evrendeki "kayıp madde" olduğu ileri sürülen zayıf etkileşimli çok büyük p arçacıkların (//W im p"lerin) Güneş`in derinliklerinde var olabilecekleri ve Güneş`in sıcaklığını, nötrinoların olmayışını açıklayacak kadar düşürebilecekleri biçiminde bir kuram geliştirmişlerdir. Başka bir öneriye göre de, G ü neş`in çekirdeğindeki elektron türü nötrinolar, yüzeye doğru ilerlerken, günümüzdeki detektörlerle gözlene- meyen muon türü nötrinolara dönüşmektedir.1960 yıllarının başlarında, ışıkkürenin ışınım salınım- ları (osilasyon) belirlenmiştir; o tarihten bu yana söz konusu salınımlar, Güneş`in taşınım kuşağını oluşturan belirli tabakalar arasında "ses dalgalarının rezonant yakalanması" diye açıklanmaktadır. A B D Ulusal Güneş G özlem evi`nin öncülüğüyle, Küresel Salınım Ağı G ru bu, bu salınımları yakından araştırmaktadır. Bu tür araştırmalar sayesinde bilimadamları, ışıkkürenin altında gizlenen Güneş tabakalarının yoğunluk, sıcaklık ve hız kalıplarını irdeleme olanağını elde etmektedirler: Bili- madamları, yaklaşık 80 yıllık bir çevrim le Güneş`in ça pının, ortalama çapın.aşağı yukarı % 0,01 `i kadardalga- landığını da gözlemişlerdir. Daha uzun dönemli genleşip büzülmelerin de söz konusu olabileceği düşünülmektedir.
turan güneş
Türk siyasetçisi (Kandıra 1921-Çanakkale 1982). G a la tasaray Lisesi`ni ve İstanbul Hukuk Fakültesi`ni bitiren (1945) Turan Güneş, Paris`te hukuk doktorasını verdi. İstanbul Üniversitesi Hukuk Fakültesi`nde Anayasa doçentliğine yükselip (1954), Demokrat Parti`den milletvekilliğine seçildi (1954). Basına ispat hakkı isteyenler arasında yeraldığı için partiden çıkarılınca, Hürriyet Partisi`nin kurucu üyeleri arasında yeralıp, Hürriyet Par- tisi`nin kapatılması (1957) üstüne C H P `y e geçti. Avrupa Konseyi Danışma Meclisi üyeliği, 27 Mayıs`tan sonra Kurucu Meclistüyeliği yaptı ve yeni Anayasa`yı hazırlayan kurulda görev aldı. 1961`de seçilem eyince üniversiteye dönüp, Ankara Siyasal Bilgiler Fakültesi`nde idare hukuku profesörlüğüne yükseldi. CH P`deki etkinliklerini de sürdürerek "Ortanın solu" siyasetinin savunucularından .
“Türk siyasetçisi (Kandıra 1921-Çanakkale 1982). G a la tasaray Lisesi`ni ve İstanbul Hukuk Fakültesi`ni bitiren (1945) Turan Güneş, Paris`te hukuk doktorasını verdi. İstanbul Üniversitesi “
Türk siyasetçisi (Kandıra 1921-Çanakkale 1982).
Türk siyasetçisi (Kandıra 1921-Çanakkale 1982). G a la tasaray Lisesi`ni ve İstanbul Hukuk Fakültesi`ni bitiren (1945) Turan Güneş, Paris`te hukuk doktorasını verdi. İstanbul Üniversitesi Hukuk Fakültesi`nde Anayasa doçentliğine yükselip (1954), Demokrat Parti`den milletvekilliğine seçildi (1954). Basına ispat hakkı isteyenler arasında yeraldığı için partiden çıkarılınca, Hürriyet Partisi`nin kurucu üyeleri arasında yeralıp, Hürriyet Par- tisi`nin kapatılması (1957) üstüne C H P `y e geçti. Avrupa Konseyi Danışma Meclisi üyeliği, 27 Mayıs`tan sonra Kurucu Meclistüyeliği yaptı ve yeni Anayasa`yı hazırlayan kurulda görev aldı. 1961`de seçilem eyince üniversiteye dönüp, Ankara Siyasal Bilgiler Fakültesi`nde idare hukuku profesörlüğüne yükseldi. CH P`deki etkinliklerini de sürdürerek "Ortanın solu" siyasetinin savunucularından biri oldu. 1973`te yeniden milletvekilliğine seçilip, Ecevit başkanlığındaki koalisyon hükümetinde Dışişleri bakanlığına getirilerek (1974), Kıbrıs bunalımı sırasında önemli rol oynadı; Birinci ve ikinci Cenevre Konferansı`nda Türkiye`yi temsil etti. 5 Haziran 1975 seçimlerinden sonra Ecevit`in kurmayı denediği azınlık hükümetinde görev aldıysa da, hükümet güvenoyu alamadı. İkinci Milliyetçi Cephe hükümetinin düşürülm esinden (31 Aralık 1977) sonra kurulan Demokratik Par- ti-Cumhuriyetçi Güven Partisi ve bağımsızlar koalisyon hükümetinde görev almadı.
güneş saati
Yerkürenin saydam olduğu ve m erkezinde bir gözlem ci bulunduğu varsayılırsa, bu gözlemci için, zamanın ölçülmesi bir sorun yaratm az. D ünya`nın, G ü neş`e göre kendi ekseni çevresinde dönmesi sonucu G üneş, 24 saatte ancak bir kez aynı boylam çizgisini keser. Yalnız, 24 saatte bir yinelenen bu kesim noktası, mevsim değişikliklerinden ötürü, biraz daha kuzeyde ya da güneyde yeralabilir. Güneş`in hareketini izlem ek için, 24 eşit saat aralığına bölünmüş dairesel bir kadran, ekvator düzlemine oturtulur ve m erkezine düşey bir çubuk (dünyanın dönme eksenine paralel) yerleştirilir. Artık mevsim ne olursa olsun, çubuk gölgesinin ucu, her gün aynı saatte aynı doğrultuyu gösterecektir.Ne var ki, Güneş hareketinin yıl boyunca değiştiği, bu yüzden de güneş saatinin, duyarlı bir mekanik saatle karşılaştırıldığında .
“Yerkürenin saydam olduğu ve m erkezinde bir gözlem ci bulunduğu varsayılırsa, bu gözlemci için, zamanın ölçülmesi bir sorun yaratm az. D ünya`nın, G ü neş`e göre kendi ekseni çevresinde “
Yerkürenin saydam olduğu ve m erkezinde bir gözlem
Yerkürenin saydam olduğu ve m erkezinde bir gözlem ci bulunduğu varsayılırsa, bu gözlemci için, zamanın ölçülmesi bir sorun yaratm az. D ünya`nın, G ü neş`e göre kendi ekseni çevresinde dönmesi sonucu G üneş, 24 saatte ancak bir kez aynı boylam çizgisini keser. Yalnız, 24 saatte bir yinelenen bu kesim noktası, mevsim değişikliklerinden ötürü, biraz daha kuzeyde ya da güneyde yeralabilir. Güneş`in hareketini izlem ek için, 24 eşit saat aralığına bölünmüş dairesel bir kadran, ekvator düzlemine oturtulur ve m erkezine düşey bir çubuk (dünyanın dönme eksenine paralel) yerleştirilir. Artık mevsim ne olursa olsun, çubuk gölgesinin ucu, her gün aynı saatte aynı doğrultuyu gösterecektir.Ne var ki, Güneş hareketinin yıl boyunca değiştiği, bu yüzden de güneş saatinin, duyarlı bir mekanik saatle karşılaştırıldığında on beş dakika kadar ileri ya da geri olduğu görülür. Bunun nedeni, Yer`in G üneş çevresindeki yörüngesinin tam bir daire değil, bir elips biçim inde olmasıdır. Güneş, elipsin m erkezlerinden biri üstünde bulunmaktadır. X V II. yy`da Kepler`in ortaya koyduğu gibi, Ye r, G ü neş`e yakınken daha hızlı hareket eder. Dolayısıyla Güneş, bazen ortalama yerinin ilerisinde, bazen de gerisinde kalır. Normal saat zamanı ile güneş saati zamanı arasında ortaya çıkan bu farka, "zaman dengelemesi" denir. Zaman dengelemesindeki değişiklikler her yıl aynıdır ve hesaplanabilir.İlk bakışta karmaşık görünmesine karşın, en yalın güneş saati düzenlerinden biri, halkalı güneş saatidir. Bir küre iskeleti biçimindeki halkalı güneş saatinin, merkezden geçen ekseni eğiktir. Eğimli eksen, saat milidir. Zam an aralıkları eşit bölm eler halinde bir halkaya işaretlenmiş ve saat miline dik bir düzlem içine yerleştirilmiştir. Mil, o yerdeki enlem açısına eşit bir eğimle, ku- zey-güney doğrultusunda yerleştirilir. 0u durumda mil, Yer`in dönme eksenine paraleldir. Bu tür güneş saatinin bir olumsuz yanı vardır: Halka dikkatli yapılmamışsa, Güneş`in tam ekvator üstünde bulunduğu, mart ve e y lül aylarında (gece ile gündüzün eşit olduğu zamanlar), saat birkaç gün çalışm az. Ekvatorla çakıştırılmış olan halka, gece ile gündüzün eşit olduğu günlerde (ılım) kendi ışığının önünü keser. Dolayısıyla halkalar ya tam olarak kapatılmazlar ya da deliklerden bir miktar ışık geçebilecek biçimde düzenlenirler.İstenilen bir yüzey üstüne, mil ile birlikte zaman işaretlerinin de izdüşümü aktarılarak, düzlemsel güneş saatleri yapılabilir. Batı ülkelerinde birçok eski kilisenin duvarında, doğrudan doğruya G üneş`e bakmayan güneş saatleri bulunur. Bunlarda da saat mili, Yer`in dönme eksenine paralel kalacak bir açıyla duvara yerleştirilmiştir. Mil gölgesinin yalnız uç noktasının okunduğu yerlerde, mil, duvara dik açılı olarak da yerleştirilebilir.Güneş saatleri, çok eski dönem lerden başlanarak kullanılmıştır. İlk örneklerine eski Mısır`da raslanır. Romalıların da yarıküre biçiminde güneş saatleri yaptıkları, ayrıca, taşınabilir güneş saatleri de kullandıkları bilinmektedir: Daha sonraları yapılan taşınabilir güneş saatleri, enleme göre ayarlanabiliyor ve meridyeni bulmak için pusulayla birlikte kullanılıyordu Ama Romalılar, kuzeyin nasıl bulunduğunu bilmediklerinden, zam anı, düşey gölge çubuğunun gölgesinin uzunluğuyla ölçmüşlerdir. Verilen bir enlem de G üneş, yılda ancak iki kez gökyüzünde aynı noktada bulunduğundan, yılın farklı zamanları için farklı ölçekler kullanılmıştır.
güneştopu
.
“Gelincikgiller ailesinden bitki cinsi (Bil. a. Eschscholzia).Anayurtları Kuzeybatı Amerika olan biryıllık ve çokyıllık bitkiler içeren güneştopu cinsinin örnek türü güneştopu (Eschscholzia “
Gelincikgiller ailesinden bitki cinsi (Bil. a. Eschscholzia).Anayurtları
Gelincikgiller ailesinden bitki cinsi (Bil. a. Eschscholzia).Anayurtları Kuzeybatı Amerika olan biryıllık ve çokyıllık bitkiler içeren güneştopu cinsinin örnek türü güneştopu (Eschscholzia californica), turuncu ve sarı renkli çiçe kleri için süsbitkisi olarak yetiştirilir.