Koronal delik nedir?

NASA'nın Güneş Dinamikleri Gözlemevi (SDO) aracılığıyla aşırı ultraviyole dalga boyunda 193 veya 211 Ångström, Güneş'in dış atmosferinin sıcak dış tabakalarını görebiliriz. Güneş'in en dış tabakası korona olarak adlandırılır ve Güneş'in manyetik alanı, bu görüntülerde gördüğümüz şeyler açısından önemli bir rol oynar. Bu görüntülerdeki parlak alanlar, Güneş'in manyetik alanı tarafından yakalanan sıcak ve yoğun gazları gösterir. Karanlık ve boş görünen alanlar ise Güneş'in manyetik alanının uzaya kadar uzandığı ve bu sıcak gazların kaçabileceği yerlerdir. Bu alanlar, çevrelerine göre daha düşük sıcaklık ve yoğunluklara sahiptir, bu da koronal deliklerin karanlık görünmesine neden olur. Bu nedenle koronal delikler, Güneş'teki gerçek delikler değillerdir, sadece belirli aşırı ultraviyole dalga boylarında öyle görünürler!

Bir koronal delikteki manyetik alan, güneşin geri kalanından farklıdır. Bu manyetik alan çizgileri yüzeye geri dönmek yerine açıkta kalır ve uzaya doğru uzanır. Şu anda nereye bağlandığını henüz bilmiyoruz. Bu açık manyetik alan hatları, sıcak gazları bir arada tutmak yerine, güneş rüzgarının yüksek hızda kaçabileceği bir koronal delik oluşmasına neden olur. Bir koronal delik, Dünya'ya doğru konumlandığında, artan aurora aktivitesiyle Dünya üzerinde manyetik bozulmalara neden olan bu sıcak gazlar, artmış aurora aktivitesi ile Dünya'da manyetik bozulmalara neden olur. Disk üzerindeki koronal deliğin boyutuna ve konumuna bağlı olarak, daha fazla veya daha az aurora aktivitesi beklenir. Geniş koronal delikler, küçük koronal deliklerden daha hızlı güneş rüzgarına neden olur. Koronal delikler genellikle orta enlemlerdeki aurora izleyicileri için ilginç değildir ve yalnızca ara sıra manyetik fırtına koşullarına neden olur.

Koronal delikler herhangi bir zamanda ve güneşin herhangi bir konumunda gelişebilir. Güneş'in kutuplarındaki koronal delikler özellikle güneş minimumu yıllarında en istikrarlı olanlardır, ancak nadiren gezegenimizi etkilerler. Sadece bu kutup koronal delikleri daha alçak enlemlere doğru büyürse, bazen bu kutup koronal deliklerinden gelen yüksek hızlı güneş rüzgarı akışını deneyimleriz. Bu daha alçak enlemlere doğru uzanmalar bazen kutup koronal deliğinden ayrılıp kendine özgü bir yapı haline gelebilir. Koronal delikler genellikle haftalar veya aylar boyunca varlıklarını sürdürür ve zamanla şekil ve boyutları değişir. Koronal delikler, genellikle güneş minimumdan önce ve sonra gelişen izole şekillerde de gelişebilirler.

Bir koronal delik akışını nasıl tanıyabilirim?

Koronal kütle atılımı haricinde, koronal delik yüksek hızlı akışı (CH HSS) yavaşça gelişir ve ilk olarak birkaç saat boyunca güneş rüzgarı yoğunluğunda sürekli bir artış gözlemlenir. Bu artış, daha hızlı güneş rüzgarının önündeki daha yavaş güneş rüzgarı parçacıklarını sıkıştırması nedeniyle meydana gelir. Bu fenomen genellikle bir Akış Etkileşim Bölgesi (SIR) veya bir Ko-rotasyonel Etkileşim Bölgesi (CIR) olarak adlandırılır ve hemen hemen her zaman gezegen manyetik alanının toplam gücündeki (Bt) bir artışla ilişkilidir. Bu sıkıştırılmış güneş rüzgarı sınırı Dünya'dan geçtiğinde, güneş rüzgarı hızının artmaya başladığını, gezegen manyetik alanın toplam gücü (Bt) ve güneş rüzgarı yoğunluğunun azaldığını gözlemleriz.

<< Önceki sayfaya git