Güneş

Güneş, Güneş Sistemi'nin merkezindeki yıldızdır. Çekirdeğindeki nükleer füzyon reaksiyonları tarafından akkor hale gelene kadar ısıtılmış, büyük, neredeyse mükemmel bir sıcak plazma küresidir ve yüzeyinden enerjiyi çoğunlukla görünür ışık ve kızılötesi radyasyon olarak, 'u ise ultraviyole enerji olarak yayar. Dünya'daki yaşam için açık ara en önemli enerji kaynağıdır. Güneş, birçok kültürde bir tapınma nesnesi olmuştur. Antik çağlardan beri astronomik araştırmaların merkezi bir konusu olmuştur.


Güneş, Galaktik Merkez'in etrafında 24.000 ila 28.000 ışık yılı uzaklıkta yörüngede döner. Dünya'dan uzaklığı astronomik birimi tanımlar ve bu da yaklaşık 1,496×108 kilometre veya yaklaşık 8 ışık dakikasıdır. Çapı yaklaşık 1.391.400 km'dir (864.600 mil), Dünya'nın çapının 109 katıdır. Güneş'in kütlesi Dünya'nın kütlesinin yaklaşık 330.000 katıdır ve Güneş Sistemi'nin toplam kütlesinin yaklaşık �,86'sını oluşturur. Güneş'in kütlesinin yaklaşık dörtte üçü hidrojenden (~s) oluşur; geri kalanı çoğunlukla helyumdan (~%) oluşur ve oksijen, karbon, neon ve demir gibi daha ağır elementlerin çok daha küçük miktarları vardır.


Güneş, ışığı aslında beyaz olmasına rağmen, gayri resmi olarak sarı cüce olarak adlandırılan bir G tipi ana dizi yıldızıdır (G2V). Yaklaşık 4,6 milyar[a] yıl önce, büyük bir moleküler bulut bölgesindeki maddenin yerçekimsel çöküşünden oluşmuştur. Bu maddenin çoğu merkezde toplanmıştır; geri kalanı Güneş Sistemi'ni oluşturan yörüngedeki bir diske yassılaşmıştır. Merkezi kütle o kadar sıcak ve yoğun hale gelmiştir ki sonunda çekirdeğinde nükleer füzyon başlatmıştır. Güneş'in çekirdeği her saniye yaklaşık 600 milyar kilogram (kg) hidrojeni helyuma dönüştürür ve 4 milyar kg maddeyi enerjiye dönüştürür.


Yaklaşık 4 ila 7 milyar yıl sonra, Güneş'in çekirdeğindeki hidrojen füzyonu Güneş'in artık hidrostatik dengede olmadığı noktaya kadar azaldığında, çekirdeği yoğunluk ve sıcaklıkta belirgin bir artış yaşayacak ve bu da dış katmanlarının genişlemesine neden olacak ve sonunda Güneş'i kırmızı bir deve dönüştürecektir. Kırmızı dev evresinden sonra, modeller Güneş'in dış katmanlarını dökeceğini ve yoğun bir soğuyan yıldız türü (beyaz cüce) haline geleceğini ve artık füzyonla enerji üretmeyeceğini, ancak belki de trilyonlarca yıl boyunca parlayacağını ve önceki füzyonundan ısı yayacağını öne sürüyor. Bundan sonra, ihmal edilebilir düzeyde enerji yayan süper yoğun bir kara cüceye dönüşeceği teorize ediliyor.


Etimoloji

İngilizce sun kelimesi Eski İngilizce sunne kelimesinden türemiştir. Batı Frizce sinne, Felemenkçe zon, Aşağı Almanca Sünn, Standart Almanca Sonne, Bavyera Sunna, Eski İskandinav sunna ve Gotça sunnō gibi diğer Cermen dillerinde de benzer sözcükler görülmektedir. Tüm bu kelimeler Proto-Cermen *sunnōn kelimesinden gelmektedir.[17][18] Bu kelime nihayetinde Hint-Avrupa dil ailesinin diğer dallarındaki sun kelimesiyle ilişkilidir, ancak çoğu durumda n'deki genitif kök yerine l'li nominatif kök bulunur, örneğin Latince sōl, Antik Yunanca ἥλιος (hēlios), Galce haul ve Çekçe slunce kelimelerinde ve (*l > r ile) Sanskritçe स्वर् (svár) ve Farsça خور (xvar) kelimelerinde olduğu gibi. Gerçekten de, l kökü Proto-Cermen dilinde de *sōwelan olarak varlığını sürdürdü ve bu da Gotça sauil'in (sunnō'nun yanında) ve Eski İskandinavca düzyazı sól'un (şiirsel sunna'nın yanında) ortaya çıkmasına ve onun aracılığıyla modern İskandinav dillerinde güneş için kullanılan kelimelerin oluşmasına yol açtı: İsveççe ve Danca sol, İzlandaca sól, vb.[18]

İngilizcede Güneş için kullanılan başlıca sıfatlar sunny (güneş ışığı) ve teknik bağlamlarda solar (/ˈsoʊlər/),[3] Latince sol kelimesinden gelir.[19] Yunanca helios kelimesinden nadir görülen heliac (/ˈhiːliæk/) sıfatı gelir.[20] İngilizcede, Yunanca ve Latince kelimeler şiirde Güneş'in kişileştirilmiş hali olarak görülür, Helios (/ˈhiːliəs/) ve Sol (/ˈsɒl/),[2][1], bilim kurguda ise Sol, Güneş'i diğer yıldızlardan ayırt etmek için kullanılabilir. Küçük s harfiyle sol terimi, gezegen gökbilimciler tarafından Mars gibi başka bir gezegendeki bir güneş günü süresi için kullanılır.[21]


Güneş'in astronomik sembolü, ortasında nokta olan bir dairedir.[22] M☉ (Güneş kütlesi), R☉ (Güneş yarıçapı) ve L☉ (Güneş parlaklığı) gibi birimler için kullanılır.[23][24] Güneş'in bilimsel çalışmasına helioloji denir.[25]

Genel özellikler


Güneş'in, Güneş Sistemi'ndeki sekiz gezegenin, diğer gök cisimlerinin ve bazı daha büyük yıldızların boyut karşılaştırması. Güneş 1,4 milyon kilometre (4,643 ışık saniyesi) genişliğindedir, Dünya'dan yaklaşık 109 kat daha geniştir veya Ay mesafesinin dört katıdır ve tüm Güneş Sistemi kütlesinin �,86'sını içerir.


Güneş, Güneş Sistemi'nin kütlesinin yaklaşık �,86'sını oluşturan G tipi ana dizi yıldızıdır.[26] Mutlak büyüklüğü 4,83'tür ve Samanyolu'ndaki yıldızların yaklaşık �'inden daha parlak olduğu tahmin edilmektedir; bunların çoğu kırmızı cücedir.[27][28] 7 pc (23 ly) içindeki yıldızların �'inden daha kütlelidir.[29] Güneş, Popülasyon I veya ağır element açısından zengin[b] bir yıldızdır.[30] Yaklaşık 4,6 milyar yıl önce oluşumu, yakındaki bir veya daha fazla süpernovadan gelen şok dalgaları tarafından tetiklenmiş olabilir.[31][32] Bu, Güneş Sistemi'nde altın ve uranyum gibi ağır elementlerin bolluğunun, sözde Popülasyon II, yani ağır element açısından fakir yıldızlardaki bolluğa kıyasla yüksek olmasıyla öne sürülmektedir. Ağır elementler en makul şekilde bir süpernova sırasında endotermik nükleer reaksiyonlar veya büyük bir ikinci nesil yıldızın içinde nötron emilimi yoluyla dönüşüm yoluyla üretilmiş olabilir.[30]


Güneş, -26,74'lük görünür büyüklüğüyle Dünya semalarındaki en parlak nesnedir.[33][34] Bu, -1,46'lık görünür büyüklüğüyle bir sonraki en parlak yıldız olan Sirius'tan yaklaşık 13 milyar kat daha parlaktır.[35]


Bir astronomik birim (yaklaşık 150 milyon kilometre; 93 milyon mil), Güneş ile Dünya merkezleri arasındaki ortalama mesafe olarak tanımlanır. Anlık mesafe, Dünya yaklaşık 3 Ocak'ta perihelion'dan yaklaşık 4 Temmuz'da afelion'a hareket ederken yaklaşık ±2,5 milyon kilometre (1,6 milyon mil) değişir.[36] Ortalama mesafesinde, ışık Güneş'in ufkundan Dünya'nın ufkuna yaklaşık 8 dakika 20 saniyede ulaşırken[37], Güneş ve Dünya'nın en yakın noktalarından gelen ışık yaklaşık iki saniye daha az zaman alır. Bu güneş ışığının enerjisi, fotosentez yoluyla Dünya'daki hemen hemen tüm yaşamı[c] destekler[38] ve Dünya'nın iklimini ve havasını yönlendirir.[39]



Güneş'in kesin bir sınırı yoktur, ancak yoğunluğu fotosferin üzerindeki yükseklik arttıkça üssel olarak azalır.[40] Ölçüm amacıyla, Güneş'in yarıçapı, merkezinden fotosferin kenarına, yani Güneş'in görünür yüzeyine olan mesafe olarak kabul edilir.[41] Güneş'in yuvarlaklığı, ekvatorundaki Req ve kutbundaki Rpol yarıçapı arasındaki bağıl farktır ve basıklık olarak adlandırılır,[42]Δ⊙=(Req−Rpol)/Rpol.


Değerin ölçülmesi zordur. Atmosferik bozulma, ölçümün uydularda yapılması gerektiği anlamına gelir; değer çok küçüktür, bu da çok hassas bir tekniğin gerekli olduğu anlamına gelir.[43]

Basıklığın bir zamanlar Merkür'ün günberi devinim hareketini açıklamak için yeterli olduğu öne sürülmüştü ancak Einstein genel göreliliğin küresel bir Güneş kullanarak devinimi açıklayabileceğini öne sürdü.[43] Basıklığın yüksek hassasiyetli ölçümleri Güneş Dinamikleri Gözlemevi[44] ve Picard uydusu[42] aracılığıyla elde edildiğinde ölçülen değer beklenenden bile daha küçüktü,[43] 8,2 x 10−6 veya milyonda 8 parça. Bu ölçümler Güneş'in şimdiye kadar gözlemlenen mükemmel bir küreye en yakın doğal nesne olduğunu belirledi.[45] Basıklık değeri güneş ışınımı değişikliklerinden bağımsız olarak sabit kalır.[42] Gezegenlerin gelgit etkisi zayıftır ve Güneş'in şeklini önemli ölçüde etkilemez.[46]


Rotasyon

Ana madde: Güneşin dönüşü

Güneş, ekvatorunda kutuplarından daha hızlı döner. Bu farklı dönüş, ısı taşınımından kaynaklanan konvektif hareket ve Güneş'in dönüşünden kaynaklanan Coriolis kuvveti tarafından oluşturulur. Yıldızlar tarafından tanımlanan bir referans çerçevesinde, dönüş periyodu ekvatorda yaklaşık 25,6 gün ve kutuplarda 33,5 gündür. Güneş'in etrafında dönerken Dünya'dan bakıldığında, Güneş'in ekvatorundaki görünen dönüş periyodu yaklaşık 28 gündür.[47] Kuzey kutbunun üzerindeki bir bakış noktasından bakıldığında, Güneş dönüş ekseninin etrafında saat yönünün tersine döner.[d][48]

Güneş analoglarının incelenmesi, erken Güneş'in bugün olduğundan on kat daha hızlı döndüğünü gösteriyor. Bu, yüzeyi çok daha aktif hale getirmiş ve daha fazla X-ışını ve UV emisyonu sağlamış olurdu. Güneş lekeleri yüzeyin %5-30'unu kaplamış olurdu.[49] Güneş'in manyetik alanı dışarı akan güneş rüzgarıyla etkileşime girdiğinde, dönüş hızı manyetik frenlemeyle kademeli olarak yavaşlatıldı.[50] Bu hızlı ilkel dönüşün bir izi, haftada bir kez dönen Güneş'in çekirdeğinde hala varlığını sürdürüyor; bu, ortalama yüzey dönüş hızının dört katıdır.[51][52]



Kompozisyon

Ayrıca bakınız: Yıldızlardaki moleküller

Güneş esas olarak hidrojen ve helyum elementlerinden oluşur. Güneş'in bu yaşam döneminde, fotosferdeki Güneş kütlesinin sırasıyla %74,9'unu ve %23,8'ini oluştururlar.[53] Astronomide metaller olarak adlandırılan tüm daha ağır elementler kütlenin %2'sinden daha azını oluşturur ve oksijen (Güneş'in kütlesinin yaklaşık %1'i), karbon (%0,3), neon (%0,2) ve demir (%0,2) en bol olanlardır.[54]

Güneş'in orijinal kimyasal bileşimi, oluştuğu yıldızlararası ortamdan miras alınmıştır. Başlangıçta yaklaşık %71,1 hidrojen, %27,4 helyum ve %1,5 daha ağır elementlerden oluşmuş olurdu.[53] Güneş'teki hidrojen ve helyumun çoğu, evrenin ilk 20 dakikasında Büyük Patlama nükleosentezi tarafından üretilmiş olurdu ve daha ağır elementler, Güneş oluşmadan önceki yıldız nesilleri tarafından üretilmiş ve yıldız yaşamının son aşamalarında ve süpernova gibi olaylarla yıldızlararası ortama yayılmıştır.[55]

Güneş oluştuğundan beri, ana füzyon süreci hidrojenin helyuma dönüşmesini içeriyordu. Geçtiğimiz 4,6 milyar yıl boyunca, helyum miktarı ve Güneş içindeki konumu kademeli olarak değişti. Çekirdek içindeki helyum oranı füzyon nedeniyle yaklaşık $'ten yaklaşık `'a yükseldi ve helyum ve ağır elementlerin bir kısmı yerçekimi nedeniyle fotosferden Güneş'in merkezine doğru yerleşti. Daha ağır elementlerin oranları değişmedi. Isı, konveksiyonla değil radyasyonla Güneş'in çekirdeğinden dışarıya aktarılır (aşağıdaki Radyasyon bölgesine bakın), bu nedenle füzyon ürünleri ısıyla dışarıya kaldırılmaz; çekirdekte kalırlar[56] ve yavaş yavaş kaynaştırılamayan bir helyum iç çekirdeği oluşmaya başladı çünkü şu anda Güneş'in çekirdeği helyumu kaynaştırmak için yeterince sıcak veya yoğun değil. Mevcut fotosferde helyum fraksiyonu azalır ve metallik, çekirdekteki nükleer füzyon başlamadan önceki protoyıldız evresindekinin yalnızca �'üdür. Gelecekte, helyum çekirdekte birikmeye devam edecek ve yaklaşık 5 milyar yıl içinde bu kademeli birikim sonunda Güneş'in ana diziden çıkmasına ve kırmızı bir dev haline gelmesine neden olacaktır.[57]


Fotosferin kimyasal bileşimi normalde ilkel Güneş Sistemi'nin bileşimini temsil ettiği düşünülür.[58] Tipik olarak, yukarıda açıklanan güneş ağır element bollukları hem Güneş'in fotosferinin spektroskopisi kullanılarak hem de erime sıcaklıklarına kadar ısıtılmamış meteoritlerdeki bollukların ölçülmesiyle ölçülür. Bu meteoritlerin protoyıldız Güneş'in bileşimini koruduğu ve bu nedenle ağır elementlerin çökmesinden etkilenmediği düşünülmektedir. İki yöntem genellikle iyi bir şekilde uyuşmaktadır.[59]



Çekirdek

Ana madde: Güneş çekirdeği

Güneş'in çekirdeği merkezden güneş yarıçapının yaklaşık %20-25'ine kadar uzanır.[60] 150 g/cm3'e kadar[61][62] yoğunluğa (suyun yoğunluğunun yaklaşık 150 katı) ve yaklaşık 15,7 milyon kelvin (K) sıcaklığa sahiptir.[62] Buna karşılık, Güneş'in yüzey sıcaklığı yaklaşık 5800 K'dir. SOHO görev verilerinin yakın zamanda yapılan analizi, çekirdeğin dışındaki radyasyon bölgesinden daha hızlı döndüğü fikrini desteklemektedir.[60] Güneş'in yaşamının çoğu boyunca, enerji çekirdek bölgesinde proton-proton zinciri aracılığıyla nükleer füzyonla üretilmiştir; bu süreç hidrojeni helyuma dönüştürür.[63] Şu anda, Güneş'te üretilen enerjinin %0,8'i CNO döngüsü adı verilen başka bir füzyon reaksiyonları dizisinden gelmektedir; Güneş yaşlandıkça ve daha parlak hale geldikçe CNO döngüsünden gelen oranın artması beklenmektedir.[64][65]

Çekirdek, füzyon yoluyla önemli miktarda termal enerji üreten Güneş'in tek bölgesidir; Güneş'in gücünün �'u yarıçapının en içteki $'ünde üretilir ve yarıçapın 0'unun ötesinde neredeyse hiç füzyon gerçekleşmez. Güneş'in geri kalanı, bu enerji birçok ardışık katmandan dışarıya aktarılırken, sonunda radyasyon (fotonlar) veya taşınım (büyük parçacıklar) yoluyla uzaya kaçtığı güneş fotosferine aktarılırken bu enerji tarafından ısıtılır.[66][67]


Proton-proton zinciri çekirdekte her saniye yaklaşık 9,2×1037 kez meydana gelir ve her saniye yaklaşık 3,7×1038 protonu alfa parçacıklarına (helyum çekirdeği) dönüştürür (Güneş'teki toplam ~8,9×1056 serbest protondan) veya yaklaşık 6,2×1011 kg/s. Ancak, her protonun (ortalama olarak) PP zincirini kullanarak bir diğeriyle kaynaşması yaklaşık 9 milyar yıl sürer.[66] Dört serbest protonu (hidrojen çekirdeği) tek bir alfa parçacığına (helyum çekirdeği) kaynaştırmak, kaynaşmış kütlenin yaklaşık %0,7'sini enerji olarak serbest bırakır[68], bu nedenle Güneş, 4,26 milyar kg/s kütle-enerji dönüşüm oranında (600 milyar kg hidrojen gerektirir[69]), 384,6 yottawatt (3,846×1026 W)[5] veya saniyede 9,192×1010 megaton TNT için enerji salar. Güneş'in büyük güç çıkışı, esas olarak çekirdeğinin devasa boyutundan ve yoğunluğundan (Dünya ve Dünya üzerindeki nesnelerle karşılaştırıldığında) kaynaklanır ve metreküp başına yalnızca oldukça az miktarda güç üretilir. Güneş'in iç yapısına ilişkin teorik modeller, çekirdeğin merkezinde yaklaşık 276,5 watt/metreküp maksimum güç yoğunluğu veya enerji üretimi olduğunu gösteriyor[70], Karl Kruszelnicki'ye göre bu, bir kompost yığınının içindeki güç yoğunluğuna hemen hemen aynı.[71]


Çekirdekteki füzyon oranı kendi kendini düzelten bir dengededir: biraz daha yüksek bir füzyon oranı, çekirdeğin daha fazla ısınmasına ve dış katmanların ağırlığına karşı hafifçe genişlemesine neden olur, bu da yoğunluğu ve dolayısıyla füzyon oranını azaltır ve bozulmayı düzeltir; ve biraz daha düşük bir oran, çekirdeğin soğumasına ve hafifçe büzülmesine neden olur, yoğunluğu ve füzyon oranını artırır ve tekrar şimdiki oranına döndürür.[72][73]



Rediatif Bölge


Radyasyon bölgesi, 0,45 güneş yarıçapında Güneş'in en kalın tabakasıdır. Çekirdekten yaklaşık 0,7 güneş yarıçapına kadar termal radyasyon, enerji transferinin birincil yoludur.[74] Sıcaklık, çekirdekten uzaklaştıkça yaklaşık 7 milyon kelvinden 2 milyon kelvine düşer.[62] Bu sıcaklık gradyanı, adiabatik düşüş oranının değerinden daha azdır ve dolayısıyla konveksiyonu yönlendiremez; bu, enerjinin bu bölge üzerinden transferinin termal konveksiyon yerine radyasyonla olmasının nedenini açıklar.[62] Hidrojen ve helyum iyonları, diğer iyonlar tarafından yeniden emilmeden önce yalnızca kısa bir mesafe kat eden fotonlar yayar.[74] Yoğunluk, 0,25 güneş yarıçapı ile radyasyon bölgesinin tepesi olan 0,7 yarıçap arasında yüz kat düşer (20.000 kg/m3'ten 200 kg/m3'e).[74]


Takoklin

Ana madde: Takoklin

Radyasyon bölgesi ve konveksiyon bölgesi, bir geçiş tabakası olan takoklin ile ayrılır. Bu, radyasyon bölgesinin düzgün dönüşü ile konveksiyon bölgesinin farklı dönüşü arasındaki keskin rejim değişiminin ikisi arasında büyük bir kaymaya neden olduğu bir bölgedir; ardışık yatay katmanların birbirinin yanından kaydığı bir durumdur.[75] Şu anda, bu tabaka içindeki bir manyetik dinamo veya güneş dinamosunun Güneş'in manyetik alanını ürettiği varsayılmaktadır.[62]



Konvektif bölge

Ana madde: Konveksiyon bölgesi

Güneş'in konveksiyon bölgesi 0,7 güneş yarıçapından (500.000 km) yüzeye yakın olana kadar uzanır. Bu katmanda, güneş plazması içerideki ısı enerjisini radyasyon yoluyla dışarıya aktaracak kadar yoğun veya sıcak değildir. Bunun yerine, plazmanın yoğunluğu konvektif akımların gelişmesine ve Güneş'in enerjisini dışarıya, yüzeyine doğru hareket ettirmesine izin verecek kadar düşüktür. Takoklin'de ısıtılan malzeme ısıyı alır ve genişler, böylece yoğunluğunu azaltır ve yükselmesine izin verir. Sonuç olarak, kütlenin düzenli hareketi, ısının çoğunu yukarıdaki Güneş'in fotosferine taşıyan termal hücrelere dönüşür. Malzeme fotosferik yüzeyin hemen altında difüz ve radyasyonel olarak soğuduğunda, yoğunluğu artar ve konveksiyon bölgesinin tabanına batar, burada tekrar radyasyon bölgesinin tepesinden ısı alır ve konvektif döngü devam eder. Fotosferde sıcaklık 350 kat düşerek 5.700 K'ye (9.800 °F) ve yoğunluk sadece 0,2 g/m3'e (deniz seviyesindeki havanın yoğunluğunun yaklaşık 1/10.000'i ve konvektif bölgenin iç tabakasının yoğunluğunun 1 milyonda biri) düşmüştür.[62]


Konveksiyon bölgesinin termal sütunları, Güneş'in yüzeyinde bir iz oluşturarak ona en küçük ölçekte güneş granülasyonu ve daha büyük ölçeklerde süpergranülasyon adı verilen granüler bir görünüm kazandırır. Güneş iç kısmının bu dış kısmındaki türbülanslı konveksiyon, Güneş'in yüzeye yakın hacmi üzerinde "küçük ölçekli" dinamo eylemini sürdürür.[62] Güneş'in termal sütunları Bénard hücreleridir ve kabaca altıgen prizmaların şeklini alırlar.[76]


Fotosfer

Güneş'in görünür yüzeyi, fotosfer, Güneş'in görünür ışığa karşı opak hale geldiği katmandır.[77] Bu katmanda üretilen fotonlar, üstündeki şeffaf güneş atmosferinden geçerek Güneş'ten kaçar ve güneş radyasyonu, güneş ışığı haline gelir. Opaklıktaki değişim, görünür ışığı kolayca emen H− iyonlarının azalan miktarından kaynaklanır.[77] Tersine, algılanan görünür ışık, elektronların H− iyonları üretmek için hidrojen atomlarıyla reaksiyona girmesiyle üretilir.[78][79]


Fotosfer onlarca ila yüzlerce kilometre kalınlığındadır ve Dünya'daki havadan biraz daha az opak. Fotosferin üst kısmı alt kısmından daha soğuk olduğu için, Güneş'in görüntüsü, kenar kararması olarak bilinen bir olguda, güneş diskinin kenarından veya kenarından daha parlak görünür.[77] Güneş ışığının spektrumu, yaklaşık olarak 5.772 K'de (9.930 °F) yayılan bir kara cismin spektrumuna sahiptir[12], fotosferin üstündeki ince katmanlardan gelen atomik emilim çizgileriyle serpiştirilmiştir. Fotosferin parçacık yoğunluğu ~1023 m−3'tür (deniz seviyesinde Dünya atmosferinin hacim başına parçacık sayısının yaklaşık %0,37'si). Fotosfer tam olarak iyonize değildir - iyonlaşma derecesi yaklaşık %3'tür ve hidrojenin neredeyse tamamını atomik formda bırakır.[80]


Devamını oku


Referanslar

  1. "Sol". Oxford İngilizce Sözlüğü (Çevrimiçi ed.). Oxford University Press. (Abonelik veya katılımcı kurum üyeliği gereklidir.)
  2. ^ Yukarı atla:
  3. a b "Helios". Lexico UK İngilizce Sözlüğü. Oxford University Press. 27 Mart 2020 tarihinde orijinalinden arşivlendi.
  4. ^ Yukarı atla:
  5. a b "solar". Oxford İngilizce Sözlüğü (Çevrimiçi baskı). Oxford University Press. (Abonelik veya katılımcı kurum üyeliği gereklidir.)
  6. ^ Pitjeva, EV; Standish, EM (2009). "Üç büyük asteroitin kütleleri için öneriler, Ay-Dünya kütle oranı ve Astronomik Birim". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. 103 (4): 365–372. Bibcode:2009CeMDA.103..365P. doi:10.1007/s10569-009-9203-8. ISSN 1572-9478. S2CID 121374703. 9 Temmuz 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. 13 Temmuz 2019 tarihinde erişildi.
  7. ^ Yukarı atla:
  8. a b c d e f g h i j k l m n o p Williams, DR (1 Temmuz 2013). "Sun Fact Sheet". NASA Goddard Uzay Uçuş Merkezi. 15 Temmuz 2010 tarihinde orijinalinden arşivlendi. 12 Ağustos 2013'te erişildi.
  9. ^ Zombeck, Martin V. (1990). Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 2. baskı. Cambridge University Press. 3 Şubat 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Ocak 2016.
  10. ^ Asplund, M.; Grevesse, N.; Sauval, AJ (2006). "Yeni güneş bollukları - Bölüm I: gözlemler". Asteroseismolojide İletişimler. 147: 76–79. Bibkodu:2006CoAst.147...76A. doi:10.1553/cia147s76. ISSN 1021-2043. S2CID 123824232.
  11. ^ "Eclipse 99: Sıkça Sorulan Sorular". NASA. 27 Mayıs 2010 tarihinde orijinalinden arşivlendi. 24 Ekim 2010 tarihinde erişildi.
  12. ^ Francis, Charles; Anderson, Erik (Haziran 2014). "Galaktik Merkeze olan uzaklığın iki tahmini". Kraliyet Astronomi Derneği Aylık Duyuruları. 441 (2): 1105–1114. arXiv:1309.2629. Bibcode:2014MNRAS.441.1105F. doi:10.1093/mnras/stu631. S2CID 119235554.
  13. ^ Hinshaw, G.; Weiland, JL; Hill, RS; Odegard, N.; Larson, D.; ve diğerleri. (2009). "Beş yıllık Wilkinson Mikrodalga Anizotropi Sondası gözlemleri: veri işleme, gökyüzü haritaları ve temel sonuçlar". Astrofizik Dergisi Ek Dizisi. 180 (2): 225–245. arXiv:0803.0732. Bibcode:2009ApJS..180..225H. doi:10.1088/0067-0049/180/2/225. S2CID 3629998.
  14. ^ Yukarı atla:
  15. a b c d e f "Güneş Sistemi Araştırması: Gezegenler: Güneş: Gerçekler ve Rakamlar". NASA. 2 Ocak 2008 tarihinde orijinalinden arşivlendi.
  16. ^ Yukarı atla:
  17. a b c Prša, Andrej; Harmanec, Petr; Torres, Guillermo; ve diğerleri. (1 Ağustos 2016). "SEÇİLMİŞ GÜNEŞ VE GEZEGEN MİKTARLARI İÇİN NOMİNAL DEĞERLER: IAU 2015 ÇÖZÜNÜRLÜK B3 * †". Astronomi Dergisi. 152 (2): 41. arXiv:1510.07674. Bibcode:2016AJ....152...41P. doi:10.3847/0004-6256/152/2/41. ISSN 0004-6256.
  18. ^ Yukarı atla:
  19. a b Bonanno, A.; Schlattl, H.; Paternò, L. (2002). "Güneş'in yaşı ve EOS'deki göreli düzeltmeler". Astronomi ve Astrofizik. 390 (3): 1115–1118. arXiv:astro-ph/0204331. Bibcode:2002A&A...390.1115B. doi:10.1051/0004-6361:20020749. S2CID 119436299.
  20. ^ Connelly, JN; Bizzarro, M.; Krot, AN; Nordlund, Å.; Wielandt, D.; Ivanova, MA (2 Kasım 2012). "Güneş Protoplanetary Diskindeki Katıların Mutlak Kronolojisi ve Isıl İşlemi". Science. 338 (6107): 651–655. Bibcode:2012Sci...338..651C. doi:10.1126/science.1226919. PMID 23118187. S2CID 21965292.(kayıt gerekli)
  21. ^ Gray, David F. (Kasım 1992). "Güneşin Çıkarımsal Renk Endeksi". Pasifik Astronomi Derneği Yayınları. 104 (681): 1035–1038. Bibkodu:1992PASP..104.1035G. doi:10.1086/133086.
  22. ^ "Güneş'in Hayati İstatistikleri". Stanford Güneş Merkezi. 14 Ekim 2012 tarihinde orijinalinden arşivlendi. 29 Temmuz 2008'de erişildi. Eddy, J. (1979)'den alıntı. Yeni Bir Güneş: Skylab'dan Güneş Sonuçları. NASA. s. 37. NASA SP-402. 30 Temmuz 2021 tarihinde orijinalinden arşivlendi. 12 Temmuz 2017'de erişildi.
  23. ^ Barnhart, RK (1995). Barnhart Özlü Etimoloji Sözlüğü. HarperCollins. s. 776. ISBN 978-0-06-270084-1.
  24. ^ Yukarı atla:
  25. a b Orel, Vladimir (2003). Cermen Etimolojisi El Kitabı. Leiden: Brill. s. 41. ISBN 978-9-00-412875-0 – İnternet Arşivi aracılığıyla.
  26. ^ Little, William; Fowler, HW; Coulson, J. (1955). "Sol". Oxford Evrensel Tarihsel İlkeler Sözlüğü (3. basım). ASIN B000QS3QVQ.
  27. ^ "heliac". Oxford İngilizce Sözlüğü (Çevrimiçi basım). Oxford University Press. (Abonelik veya katılımcı kurum üyeliği gereklidir.)
  28. ^ "Opportunity's View, Sol 959 (Dikey)". NASA. 15 Kasım 2006. 22 Ekim 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. 1 Ağustos 2007'de erişildi.
  29. ^ Allen, Clabon W.; Cox, Arthur N. (2000). Cox, Arthur N. (ed.). Allen'ın Astrofizik Miktarları (4. basım). Springer. s. 2. ISBN 978-0-38-798746-0.
  30. ^ "güneş kütlesi". Oxford Referansı. Erişim tarihi: 26 Mayıs 2024.
  31. ^ Weissman, Paul; McFadden, Lucy-Ann; Johnson, Torrence (18 Eylül 1998). Güneş Sistemi Ansiklopedisi. Akademik Basın. s. 349, 820. ISBN 978-0-08-057313-7.
  32. ^ "heliology". Collins Sözlüğü. Collins. Erişim tarihi: 24 Kasım 2024.
  33. ^ Woolfson, M. (2000). "Güneş sisteminin kökeni ve evrimi" (PDF). Astronomy & Geophysics. 41 (1): 12. Bibcode:2000A&G....41a..12W. doi:10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x. 11 Temmuz 2020 tarihinde orijinalinden arşivlendi (PDF). 12 Nisan 2020'de erişildi.
  34. ^ Than, K. (2006). "Astronomers Had it Wrong: Most Stars are Single". Space.com. 21 Aralık 2010 tarihinde orijinalinden arşivlendi. 1 Ağustos 2007'de erişildi.
  35. ^ Lada, CJ (2006). "Yıldız çokluğu ve başlangıç kütle fonksiyonu: Çoğu yıldız tektir". Astrophysical Journal Letters. 640 (1): L63 – L66. arXiv:astro-ph/0601375. Bibcode:2006ApJ...640L..63L. doi:10.1086/503158. S2CID 8400400.
  36. ^ Robles, José A.; Lineweaver, Charles H.; Grether, Daniel; Flynn, Chris; Egan, Chas A.; Pracy, Michael B.; Holmberg, Johan; Gardner, Esko (Eylül 2008). "Güneş'in Diğer Yıldızlarla Kapsamlı Bir Karşılaştırması: Öz Seçim Etkilerini Aramak". Astrofizik Dergisi. 684 (1): 691–706. arXiv:0805.2962. Bibcode:2008ApJ...684..691R. doi:10.1086/589985. hdl:1885/34434. Erişim tarihi: 24 Mayıs 2024.
  37. ^ Yukarı atla:
  38. a b Zeilik, MA; Gregory, SA (1998). Giriş Astronomi ve Astrofizik (4. basım). Saunders College Yayınları. s. 322. ISBN 978-0-03-006228-5.
  39. ^ Connelly, James N.; Bizzarro, Martin; Krot, Alexander N.; Nordlund, Åke; Wielandt, Daniel; Ivanova, Marina A. (2 Kasım 2012). "Güneş Protoplanetary Diskindeki Katıların Mutlak Kronolojisi ve Isıl İşlemi". Bilim. 338 (6107): 651–655. Bibcode:2012Sci...338..651C. doi:10.1126/science.1226919. PMID 23118187. S2CID 21965292.
  40. ^ Falk, SW; Lattmer, JM; Margolis, SH (1977). "Süpernovalar güneş öncesi taneciklerin kaynakları mıdır?". Nature. 270 (5639): 700–701. Bibcode:1977Natur.270..700F. doi:10.1038/270700a0. S2CID 4240932.
  41. ^ Burton, WB (1986). "Yıldız parametreleri". Uzay Bilimi İncelemeleri. 43 (3–4): 244–250. doi:10.1007/BF00190626. S2CID 189796439.
  42. ^ Bessell, MS; Castelli, F.; Plez, B. (1998). "Model atmosferleri geniş bant renkleri, bolometrik düzeltmeler ve O–M yıldızları için sıcaklık kalibrasyonları". Astronomi ve Astrofizik. 333: 231–250. Bibkodu:1998A&A...333..231B.
  43. ^ Hoffleit, D.; ve diğerleri (1991). "HR 2491". Bright Star Kataloğu (5. Gözden Geçirilmiş baskı). CDS. Bibkodu:1991bsc..kitap.....H.
  44. ^ "Ekinokslar, Gündönümleri, Perihelion ve Aphelion, 2000–2020". ABD Deniz Gözlemevi. 31 Ocak 2008. 13 Ekim 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. 17 Temmuz 2009'da erişildi.
  45. ^ Cain, Fraser (15 Nisan 2013). "Güneş ışığının Dünya'ya ulaşması ne kadar sürer?". phys.org. 2 Mart 2022 tarihinde orijinalinden arşivlendi. 2 Mart 2022 tarihinde erişildi.
  46. ^ "Güneş'in Enerjisi: Dünya Sisteminin Temel Bir Parçası". Bilim Eğitimi Merkezi. Erişim tarihi: 24 Mayıs 2024.
  47. ^ "Güneş'in İklim Üzerindeki Etkisi". Princeton University Press. 23 Haziran 2015. Erişim tarihi: 24 Mayıs 2024.
  48. ^ Beer, J.; McCracken, K.; von Steiger, R. (2012). Kozmojenik Radyonüklidler: Karasal ve Uzay Ortamlarında Teori ve Uygulamalar. Springer. s. 41. ISBN 978-3-642-14651-0.
  49. ^ Phillips, KJH (1995). Güneşe Rehber. Cambridge Üniversitesi Yayınları. s. 73. ISBN 978-0-521-39788-9.
  50. ^ Yukarı atla:
  51. a b c Meftah, M.; Irbah, A.; Hauchecorne, A.; Corbard, T.; Turck-Chièze, S.; Hochedez, J.-F.; Boumier, P.; Chevalier, A.; Dewitte, S.; Mekaoui, S.; Salabert, D. (Mart 2015). "Güneş Oblatlığının Belirlenmesi ve Sabitliği Üzerine". Güneş Fiziği. 290 (3): 673–687. Bibcode:2015SoPh..290..673M. doi:10.1007/s11207-015-0655-6. ISSN 0038-0938.
  52. ^ Yukarı atla:
  53. a b c Gough, Douglas (28 Eylül 2012). "Güneş Ne Kadar Basıktır?". Science. 337 (6102): 1611–1612. Bibcode:2012Sci...337.1611G. doi:10.1126/science.1226988. ISSN 0036-8075. PMID 23019636.
  54. ^ Kuhn, JR; Bush, R.; Emilio, M.; Scholl, IF (28 Eylül 2012). "Kesin Güneş Şekli ve Değişkenliği". Bilim. 337 (6102): 1638–1640. Bibkodu:2012Sci...337.1638K. doi:10.1126/science.1223231. ISSN 0036-8075. PMID 22903522.
  55. ^ Jones, G. (16 Ağustos 2012). "Güneş doğada şimdiye kadar gözlemlenen en mükemmel küredir". The Guardian. 3 Mart 2014 tarihinde orijinalinden arşivlendi. 19 Ağustos 2013'te erişildi.
  56. ^ Schutz, BF (2003). Yerden yukarıya doğru yerçekimi. Cambridge University Press. s. 98–99. ISBN 978-0-521-45506-0.
  57. ^ Phillips, KJH (1995). Güneşe Rehber. Cambridge Üniversitesi Yayınları. s. 78–79. ISBN 978-0-521-39788-9.
  58. ^ "The Anticlock Solar System". Australian Space Academy. 7 Ağustos 2020 tarihinde orijinalinden arşivlendi. 2 Temmuz 2020 tarihinde erişildi.
  59. ^ Guinan, Edward F.; Engle, Scott G. (Haziran 2009). Zaman içinde Güneş: Güneş ve güneş tipi yıldızların yaşı, dönüşü ve manyetik aktivitesi ve barındırılan gezegenler üzerindeki etkileri. Yıldızların Yaşları, Uluslararası Astronomi Birliği Bildirileri, IAU Sempozyumu. Cilt 258. ss. 395–408. arXiv:0903.4148. Bibcode:2009IAUS..258..395G. doi:10.1017/S1743921309032050.
  60. ^ Pantolmos, George; Matt, Sean P. (Kasım 2017). "Güneş Benzeri ve Düşük Kütleli Yıldızların Manyetik Frenlenmesi: Koronal Sıcaklığa Bağımlılık". Astrofizik Dergisi. 849 (2). id. 83. arXiv:1710.01340. Bibcode:2017ApJ...849...83P. doi:10.3847/1538-4357/aa9061.
  61. ^ Fossat, E.; Boumier, P.; Corbard, T.; Rektör, Yargıç; Salabert, D.; Schmider, FX; Cebrail, AH; Grec, G.; Renaud, C.; Robillot, JM; Roca-Cortés, T.; Türk-Chièze, S.; Ulrich, RK; Lazrek, M. (Ağustos 2017). "Asimptotik g modları: Güneş çekirdeğinin hızlı bir şekilde döndüğüne dair kanıt". Astronomi ve Astrofizik. 604. aynı. A40. arXiv:1708.00259. Bibkodu:2017A&A...604A..40F. doi:10.1051/0004-6361/201730460.
  62. ^ Darling, Susannah (1 Ağustos 2017). "ESA, NASA'nın SOHO'su Hızla Dönen Güneş Çekirdeğini Ortaya Çıkardı". NASA. Erişim tarihi: 31 Mayıs 2024.
  63. ^ Yukarı atla:
  64. a b Lodders, Katharina (10 Temmuz 2003). "Güneş Sistemi Bollukları ve Elementlerin Yoğunlaşma Sıcaklıkları" (PDF). Astrofizik Dergisi. 591 (2): 1220–1247. Bibcode:2003ApJ...591.1220L. CiteSeerX 10.1.1.666.9351. doi:10.1086/375492. S2CID 42498829. 7 Kasım 2015 tarihinde orijinalinden arşivlendi (PDF). 1 Eylül 2015 tarihinde erişildi.Lodders, K. (2003). "Elementlerin Bollukları ve Yoğunlaşma Sıcaklıkları" (PDF). Meteoritics & Planetary Science. 38 (ek): 5272. Bibcode:2003M&PSA..38.5272L. 13 Mayıs 2011 tarihinde orijinalinden arşivlendi (PDF). 3 Ağustos 2008'de erişildi.
  65. ^ Hansen, CJ; Kawaler, SA; Trimble, V. (2004). Yıldız İç Mekanları: Fiziksel İlkeler, Yapı ve Evrim (2. baskı). Springer. s. 19–20. ISBN 978-0-387-20089-7.
  66. ^ Hansen, CJ; Kawaler, SA; Trimble, V. (2004). Yıldız İç Mekanları: Fiziksel İlkeler, Yapı ve Evrim (2. baskı). Springer. s. 77–78. ISBN 978-0-387-20089-7.
  67. ^ Hansen, CJ; Kawaler, SA; Trimble, V. (2004). Yıldız İç Mekanları: Fiziksel İlkeler, Yapı ve Evrim (2. baskı). Springer. § 9.2.3. ISBN 978-0-387-20089-7.
  68. ^ Iben, Icko Jnr. (Kasım 1965). "Yıldız Evrimi. II. Ana Diziden Çekirdek Helyum Yanmasına Kadar 3 M☉ Yıldızın Evrimi". Astrofizik Dergisi. 142: 1447. Bibcode:1965ApJ...142.1447I. doi:10.1086/148429.
  69. ^ Aller, LH (1968). "Güneş'in ve güneş sisteminin kimyasal bileşimi". Avustralya Astronomi Derneği Bildirileri. 1 (4): 133. Bibkodu:1968PASA....1..133A. doi:10.1017/S1323358000011048. S2CID 119759834.
  70. ^ Basu, S.; Antia, HM (2008). "Helioseismology and Solar Abundances". Fizik Raporları. 457 (5–6): 217–283. arXiv:0711.4590. Bibcode:2008PhR...457..217B. doi:10.1016/j.physrep.2007.12.002. S2CID 119302796.
  71. ^ Yukarı atla:
  72. a b García, R.; ve diğerleri (2007). "Güneş yerçekimi modlarını izleme: güneş çekirdeğinin dinamikleri". Bilim. 316 (5831): 1591–1593. Bibkodu:2007Sci...316.1591G. doi:10.1126/science.1140598. PMID 17478682. S2CID 35285705.
  73. ^ Basu, Sarbani; Chaplin, William J.; Elsworth, Yvonne; New, Roger; Serenelli, Aldo M. (2009). "Güneş çekirdeğinin yapısı hakkında yeni fikirler". Astrofizik Dergisi. 699 (2): 1403–1417. arXiv:0905.0651. Bibcode:2009ApJ...699.1403B. doi:10.1088/0004-637X/699/2/1403. S2CID 11044272.
  74. ^ Yukarı atla:
  75. a b c d e f g "NASA/Marshall Solar Physics". Marshall Uzay Uçuş Merkezi. 18 Ocak 2007. 29 Mart 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. 11 Temmuz 2009'da erişildi.
  76. ^ Broggini, C. (2003). Çarpışmadaki Fizik, XXIII Uluslararası Konferansı Bildirileri: Güneş Enerjisinde Nükleer İşlemler. XXIII Çarpışmalardaki Fizik Konferansı. Zeuthen, Almanya. s. 21. arXiv:astro-ph/0308537. Bibcode:2003phco.conf...21B. 21 Nisan 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. 12 Ağustos 2013 tarihinde erişildi.
  77. ^ Goupil, MJ; Lebreton, Y.; Marques, JP; Samadi, R.; Baudin, F. (2011). "Güneş benzeri salınımlı ana dizi yıldızlarının iç kısımlarını araştırmada açık konular 1. Güneş'ten neredeyse güneşlere". Fizik Dergisi: Konferans Dizisi. 271 (1): 012031. arXiv:1102.0247. Bibcode:2011JPhCS.271a2031G. doi:10.1088/1742-6596/271/1/012031. S2CID 4776237.
  78. ^ Borexino İşbirliği (2020). "Güneş'teki CNO füzyon döngüsünde üretilen nötrinoların deneysel kanıtı". Nature. 587 (?): 577–582. arXiv:2006.15115. Bibcode:2020Natur.587..577B. doi:10.1038/s41586-020-2934-0. PMID 33239797. S2CID 227174644. 27 Kasım 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. 26 Kasım 2020 tarihinde erişildi.
  79. ^ Yukarı atla:
  80. a b c Phillips, KJH (1995). Güneşe Rehber. Cambridge Üniversitesi Yayınları. s. 47–53. ISBN 978-0-521-39788-9.