Koronal Madde Atılımları ve Güneş Leke Çevrim İndeksleri

... konulu sunumlar: "Koronal Madde Atılımları ve Güneş Leke Çevrim İndeksleri"— Sunum transkripti:

1 Koronal Madde Atılımları ve Güneş Leke Çevrim İndeksleri
By MFÖ

2 Koronal Madde Atımı (CME)
Güneşimizde; granülasyon içinde görünen hareketteki en küçük değişim, süpergranülasyon, büyük ölçekli güneş lekeleri, güneş rüzgarları gibi kronal madde atımlarını, plazmasını ve manyetik alanını madde hareketlerinin spektrumunda açıkça görülür.

3 Bu bölümde, Dünyamızı doğrudan etkiliyen koronal kütle atımlarını tartışacağız.

4 CME‘lerin Morfolojisi ve Gelişimi
Koronal Kütle Atımları temelde Güneş yüzeyinden dışa doğru yüksek hızlarda hareket eden güneş plazmasının manyetik yığınıdır. Büyük bir kabarcık gibi görünen bu yapı; hızlıca genişleyen ve gezegenlerarası uzayda 300 ile 2000 km/sn arasında değişen hızlarla milyarlarca kilometre uzaklara giden büyük kütleli, sıcak güneş plazmasıdır. 10 ile 100 km/sn hızlara sahip atımlarda mevcuttur.

5

6 CME‘nin dünyaya ulaşması ortalama 100 saat alır, yaklaşık olarak 1013 kg’dan daha fazla madde fırlatılabilir, kinetik enerjileri büyük flare’lerın toplam enerjiden daha fazla olabilir(1032 erg) ve hacimleri güneşin birkaç yüz katı olabilir. Kütle aktarım oranı Koronal Madde Atımında yaklaşık 2x108 kg/sn olur. Bu gibi büyük miktarda güneş plazması Dünya’ya çarptığında bazı geomanyetik ve yersel sonuçlar oluşur

7 CME’nin öndeki parlak kenarının ardından, nispeten karanlık bölgeler olan ve plazma yoğunluğunun azalmasından kaynaklanan “Kovuk” yapılar gelir. Bu yapıların ardından genellikle prominens olabilecek parlak düğümler oluşur. CME'nin öndeki kenarı gezegenler arası ortama ulaştığında bir ‘öncü şok’ ön kısımda oluşur.

8 Güneş maksimumu boyunca CME‘nin ortaya çıkmasının ortalama frekansı yaklaşık 3.5 etkinlik/gün civarındadır, minimum boyunca bu 0.2 etkinlik/gün'e kadar iner. CME‘lerin ortaya çıkma frekansları 11 yıllık güneş çevrimini takip eder. CME'lerin güneş yüzeyinden salınmasının her seferinde, koronal materyalin 5x1012 ile 5x1013 kg kadarını uzay boşluğuna atar. Günde 2 CME gerçekleştiğini varsayarsak güneş her yıl 36x1014 ile 36x1016 kg civarında materyal kaybetmektedir.

9 Koronal Kütle Atımları genelde loopların kesişen kısımları gibi, kabuk ya da kabarcık gibi eğrisel şekillere sahiptir ve kapalı manyetik yapılara benzerlik gösterir. Manyetik loopların üst kısmı müthiş yüksekliklere ulaşabilir. Plazma manyetik alan çizgileriyle birlikte uzaya doğru yükselir. Ne zaman manyetik alan çizgilari artık tutamayacak duruma gelirse, o zaman CME‘ler ortaya çıkar. CME‘ler şok dalgaları ve bol miktarda yüksek hızlı parçaçıkla yayılır.

10 Tipik büyük bir CME yaklaşık 1032 erg enerji yayar bu büyük bir flare‘e denktir.
CME‘lerin hacmi cm-3 olabilir. CME'lar üzerindeki çalışmalar arttırılmıştır bunun nedeni CME‘lerin Güneş ve Dünya ürerindeki etkisidir. Örneğin, büyük ölçekli solar manyetik alanların tekrar yapılanması, yeni akının oluşumu, patlayan prominensler, disparition brusque(aniden yok olmalar), flareler, geomanyetik etkiler gibi.

11 Uzay gözlemleri CME‘lerin oluşumu, evrimi, yayılımı hakkında bize daha sağlıklı ve yeni bilgiler sunmaktadır. CME'lerin nerede ve nasıl oluştuğu, oluşumunu sağlayan etkenlerin ne olduğu tam olarak bilinmemekte ve günümüzde araştırılmaktadır.

12

13 Koronal kütle atılımı bölgelerinin kaynakları
Koronal kütle atımı genellikle Güneş in koronasında manyetik alan karışımları nedeniyle oluşan ve uzaya büyük kütlede plazma fırlatılması olayıdır. Koronada manyetik alan bir balon gibi şişer, kapalı bir şemsiye gibi yükselir ve Güneş rüzgarları ile yüksek enerjili maddeyi gezegenler arası boşluğa yayar.

14 Koronal kütle atılımlarının enlemsel dağılımları ve süreleri, koronal ışık hüzmeleri, prominensler ve filamentlere göre farklılıklar gösterir. CME ler genellikle bağımsız olaylar olmakla beraber çıkış noktası flare lere dayandırılır. Bu tür fırlatmaların nedeni olarak manyetik alanların birleşimi gösterilmektedir. Fırlatılan plazma başlıca elektronlar, protonlar ve az miktarda da helyum, oksijen ve demir gibi ağır elementlerden oluşur.

15 CME lerin sıklığı Güneşin etkinliğine bağlıdır.
Güneş minimumunda , maximununa göre daha az görünürler. 1994 yılında Feynman ve Martin tarafından Büyük Ayı Güneş gözlem evinden arasında alınan flamentlerin Hα görüntülerini incelerken CME lerle ilgili bağıntılar elde ettiler.

16 Burdan yola çıkarak bazı orta yoğunluklu flare lerin CME lerle ilgili oldugu bulundu.
CME lerle ilgili son dönemdeki iddalar flareler yada flament patlamalarıyla birebir bağıntılı olmadığıdır. Öyleki gözlenen flarelerin sadece yüzde 40 nın CME lerle ilgili olduğu görülmüşdür. CME ler flare lerin oluşum sürcinde ,öncesinde veya sonrasında vuku bulabilirler. Yani lokal bir flare olayı CME ye neden olan kesin bir olay değildir.

17 Koronal kütle atılımına neden olan mekanizmalar
Koronal kütle atılımı ve oluşumu, Atılan kütlenin karakteri, Bu olayın gerçekleşmesini harekete geçiren mekanizmalar, Ve uzun dönem evrimle ilgili bazı farklı sorularıda birlikte getirmiştir. Güneşin bukadar büyük miktarda manyetik akıyı uzayın derinliklerine doğru atmasının nasıl ve neden gercekleştiği hala tam manasıyla bilinmemektedir.

18 YOHKOH uydusundan alınan koronal haritalar ve x-ray fotograflarından,
GMM( Gineş Yüksek Heyeti ) tarafından yapılan gözlemler sonucu, manyetik alanın korona içerisinde sürekli olarak güçlendiğini ve aniden serbest bırakıdığını öne sürmüşlerdir.

19 Burada soru şudur; Korona içerisindeki manyetik akı nasıl güçlenir ve neden aniden patlayıcı bir tutumla gözden kaybolur? İlk sorunun cevabı ; konveksiyon bölgesindeki manyetik dalgaların oluşumu ve taşınımına dayandırılabilir. Akı tüpleriyle taşınan manyetik alan yüzey üzerinde manyetik itme gücü gösterir. Bütün manyetik alan yüzey üzerinden fotosfere geri dönmezse , korona içine manyetik alan büyümesi gerçekleşir. Pratikde bütün akı güneşin içine geri dönemez,bundan dolayı manyetik akının corona da büyümesini açıklayan en muhtemel süreç budur.

20 Hareket ettirici mekanizmalar
Koronal kütle atılımının gercekleşmesine neden olarak gösterilen en önemli harekete geçirici mekanizma olarak manyetik alan kuvveti kabul görmüşdür. Koronal kütle atılımını harekete geçiren iki ana tip mekanizma vardır. Bunlardan birincisi; konveksiyon bölgesindeki büyük ölçekli bir hareket yada fotosferde bir manyetik lop boyunca hareket eden akımdır. Bir diğeri ise; saatler veya günler sonraki periyotta, manyetik enerji koronada depolanır ve aniden MHD( manyetohidrostatik) dengede serbest bırakılır. Birçok koronal kütle atılımı gözlemleri sonucu ;geniş çaplı manyetik alanların yeniden yapılanmasının ,koronal kütle atılımını harekete geçirdiği kabul edilmişdir.

21 5.9.5 X-Işını Püskürmeleri CME’ler bir şekilde parlamalarla, prominenslerle, filamentlerle veya aktif alanlarla alakalıdır diye bilinir. Fakat güvenilir gözlemlerle sabittirki CME’ler bunların hiçbiriyle alakalı değildir. YOHKOH uydusundan alınan soft-X-ışını görüntüleri bunu ispatlar.

22 Normalde CME’leri beyaz ışıkta görülen bir olgu diye biliriz ama X-ışını görüntüleri de (püskürme gibi olan) CME’leri gösterir. CME’lerin %10-17’si parlamalarla alakalı %30-40’ı patlamaya hazır prominenslerle ve filamentlerle alakalı %30-48’i ise güneş yüzeyindeki optik olgularla alakasızdır.

23 Bu durum Bhatnagar(1996)’ı harekete geçirmiş ve hiçbir optiksel gözlemle alakası olmayan soft X-ışınında yapılan CME gözlemlerini(XBO) araştırmaya sevketmiş. Mayıs 1992 ile Kasım 2003 arasında YOHKOH uydusuyla 15 (soft X-ışınımında) CME tespit edilmiş. Bu olaylar öncesinde ve sonrasında ne fotosferde ne de kromosferde bir aktivite gözlenmemiştir. Koronal delikler sınırında (veya sınır boyunca) ve manyetik nötr çizgilerin üzerinde XBO’lar gözlenmiş. Peki bu soft X-ışınımı püskürmelerini tetikleyen nedir? Bilmiyoruz!!! Bildiğimiz şu: filament içindeki plazma maddesi ve koronal delik çıkışları X-ışınımı formatında olduğu.

24 Çevrim İndeksleri 1-TSI 2-Radyo Akısı 3-Leke sayıları
4-Flare (Parlama) indeksi 5-aa ve Kp indeks

25 Parlama İndeksi H-alpha’da yapılan gözlemlerden elde edilir.
Kleczek (1952) ortaya koyduğu indekstir. Q=i x t Yayına B.U. Kandilli Rasathanesi hazırlar . 1975’ten beri GOES uydu verileri (X-ışınımında) ile takip ediliyor.

26

27 Leke İndeksi R=k(10g+f) 1848 yılında R.Wolf adındaki bilimadamının ortaya koyduğu bir indeks. Zamanla modifiye edilmiştir. Leke alanları: AM = sunspot area in millionths of the Sun's visible hemisphere, = the angular distance on the surface of the Sun from the centre of the disk to the group, AS = measured sunspot area (e.g. square mm or square inch), R = radius of solar drawing (e.g. mm or inches), B = heliographic latitude of sunspot group (degrees), L = heliographic longitude of sunspot group (degrees) and L0 = heliographic longitude of the centre of the disk (degrees).

28

29 Radyo Akısı indeksi 10.7 cm (2800 MHz) dalgaboyunda yapılır kayıtlar. Disk endekslidir. 1946’dan beri kayıt alınır. Her türlü hava koşulunda gözlem yapılabileceği için diğerlerine göre daha avantajlıdır. Leke sayısı ile olan ilişkisi:

30

31 Tüm Güneş Işınımı (TSI)
Total Solar Irradiance. Güneşten tüm dalgaboylarında yapılan ışınımın bir göstergesidir. Günümüzde farklı uydular tarafından alınan veriler birleştirilerek yapılmaktadır.

32 ap ve Kp İndeksi Aa indeksi günlük hesaplanan jeomanyetik alan değişimleridir. (nT) İngiltere ve Avustralya’da kurulu iki istasyon verileri sağlar. Kp indeks anlık (ve 3 saatlik) jeomanyetik değişimleri verir.

33

34 Kaynaklar http://solarphysics.livingreviews.org
Fundamentals of Solar Astronomy; A. Bhatnagar, W.Livingston