GÜNEŞ RÜZGARI

Yukarıda belirtildiği üzere Güneş'ten güneş rüzgarı şeklinde sürekli bir madde akıntısı dış uzaya doğru yayılmaktadır. Korona, plazmanın aşırı derecede yapısallaştığı bir bölgedir. Bu yapıyı Güneş'in yüzeyinden dış koronaya kadar uzanan Güneş'in manyetik alanı şekillendirir. Korona pozitif yüklü çekirdekler ve negatif yüklü elektronlar topluluğu olduğundan mükemmel bir elektriksel iletkenliğe sahiptir. Bu iletkenliğin sonucu olarak koronal plazma manyetik alan çizgileri boyunca hareket edebilir. Manyetik alan çizgilerinin kapalı ve açık olmak üzere iki tipi vardır. Kapalı alan çizgilerinin ayakları fotosferde iki noktada demirlenmiş olarak koronaya bir ilmek veya bir yay şeklinde uzanmaktadır. Bu manyetik alan çizgilerin görünür tezahürü prominenslerin hareketinde açıkca görülebilir.

Açık manyetik alan çizgileri fotosferde sadece bir noktada demirlenmiştir ve gezegenler arası uzaya kadar uzanabilir. İşte bu koronadaki açık manyetik alan bölgeleri bir güneş rüzgarı oluşturacak şekilde dış uzaya doğru uzanır. Genişleyen koronal gaz veya güneş rüzgarı gezegenlerarası uzayı doldurur. Plazmanın içine gömülmüş vaziyette bulunan manyetik alanlar gezegenlerarası manyetik alanı (GMA) oluşturmak üzere güneş rüzgarı ile uzaya taşınır. Yaklaşık 15-20 güneş yarıçapından sonra Güneş'in manyetik alanı güneş rüzgarı akıntısı tarafından idare edilmekte ve hemen hemen radyal bir doğrultuda Güneş'ten uzaklaşmaktadır. Ancak açık manyetik alanların bir ayağı fotosferde demirlenmiş olduğundan ve Güneş'te ekseni etrafında döndüğünden, bu doğrultu Güneş'ten uzaklaştıkça radyallikten sapar ve bir bahçe fiskiyesinden çıkan suyun çizdiği spiral örneğe benzer tarzda bir yayılım gösterir. Radyallikten sapma bir astronomik uzaklıkta, Dünya civarında, yaklaşık 45 dereceye ulaşır, daha ilerlerde alan hemen hemen radyal doğrultuyla 90 derecelik bir açı yapacak kadar eğilir. Güneş rüzgarının bir astronomik birim (1 AB= 150 milyon km) uzaklıktaki ortalama hızı 400 kms-1 dir. Bu hız sabit değildir. Hız, Güneş aktivite çevriminin evresine bağlı olmakla beraber, aktif bir bölgede meydana gelen bir parlama veya koronal kütle atımı gibi aktif olaylarla da direk olarak bağlantılıdır. Güneş rüzgarının hızı 1000 kms-1 'yi geçebildiği gibi 300 kms-1 'ye kadar da yavaşlayabilir. Yakın uzay çevremizde güneş rüzgarının ortalama yoğunluğu santimetreküpte yaklaşık 7 protondır. Dünya'nın manyetik alanı tarafından hapsedilen güneş rüzgarı geomanyetik fırtına ve aurora gibi olaylara neden olur. Güneş rüzgarı yayınlanırken yoğunluğu uzaklığın karesi ile ters orantılı olarak düşer. Rüzgar Güneş'ten yeteri kadar uzaklaştığında helyopause olarak isimlendirilen bir bölgeye gelir ve bu noktadan ileriye gitmesi engellenmeye başlar, ve yerel yıldızlararası ortamın manyetik alanı ve partikülleri güneş rüzgarının hızını 400 kms-1 'den 20 kms-1 'ye kadar düşürür. Bu geçiş bölgesinin yeri tam olarak bilinmemekle beraber direk uzaygemisi ölçümlerinden elde edilen sonuçlardan bölgenin en azından 50 astronomik birimden daha uzakta olduğu yönündedir. 1993'de Voyager 1 ve 2 'den gelen 3 kHz radyasyon gözlemleri bunun durdurucu şoktaki bir radyo patlamasından ortaya çıktığı şeklinde izah edilmişti. Bu patlama Voyager 2 tarafından gözlenen güneş rüzgarındaki bir olayla tetiklenmiş olabileceği şeklinde yorumlanmıştır. Tetiklenme olayı ve 3 kHz radyasyonun gözlenmesi arasındaki zaman gecikmesinden durdurucu şokun uzaklığının 130 ila 170 AB arasında olabileceği sonucu çıkmıştır

Alıntıdır