Güneş
Güneş, Güneş sisteminin merkezinde yer alan, 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 çekim gücü, kızgın Güneş gazlarının hızla genleşerek yıldızlar arası uzayın göreli boşluğuna kaçmasını önler. Güneş, 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, Gökadamız'daki (Samanyolu) bütün yıldızların ortalama kütlesine ve büyüklüğüne yakındır; çünkü birçok yıldız Yer'den daha küçük ve daha hafiftir. Güneş, tayfı, yüzey sıcaklığı ve rengi nedeniyle, astronomlar tarafından kullanılan tayf türleri şemasında "G2 cüce" diye de sınıflandırılır. Yüzey gazlarının yaydığı ışığın tayf şiddeti, 5000 Â'ya yakın dalga boylarında en büyüktür; güneş ışığının niteleyici sarı rengi bundan ileri gelmektedir.
Güneş'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 belirleme, 1684'te yapıldı; bu belirlemede, Fransız Akademisi'nin 1672'de Mars'ın Yer'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 yorumunun yapılması, güneş astrofiziği çağını başlattı; bu dönemde, Güneş'i oluşturan maddelerin fiziksel durumunu ve kimyasal bileşimini etkili olarak inceleme olanağı doğdu. 1908'de George Ellery Hale, güneş lekelerinin güçlü magnetik alanlarını belirledi; 1939'da Hans Bethe, güneş enerjisinin oluşumunda nükleer füzyonun oynadığı rolü aydınlattı.
Yeni gelişmeler, bilim adamlarının Güneş'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 YAPISI
Güneş, en içteki çekirdeğinden tacına ve Yer'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 suyun yoğunluğunun yaklaşık 100 katına, merkezdeki sıcaklığıysa yaklaşık 15 milyon K'ye çıkarır. Güneş'in iç bölgesinde atomlar sık sık ve gazı iyonlaştırmaya yetecek bir enerjiyle çarpışır; böylece iyonlaşan gaz, "plazma" diye adlandırılır (Bk. PLAZMA FİZİĞİ). Güneş'in üçte birini oluşturan iç bölümde, iyonlar arasındaki çarpışmaların, nükleer tepkimelere 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 tepkimeler dizisi, "proton-proton tepkimesi" adı verilen özgül tepkimeler zincirini izleyerek, hidrojenin yanıp helyuma dönüşmesinden oluşur. Eldeki verilerden anlaşıldığı kadarıyla, Güneş'in merkezindeki nükleer yanma bölgesinde yer alan plazma, dış kabuklardaki maddelerle karışmaz. Bu nedenle, proton-proton tepkimesi, ancak, Güneş kütlesinin yaklaşık % 10'unu oluşturan merkezdeki 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 elektronlar, 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, merkezdeki 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 biçimidir. 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. Güneş'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 ışıkkürenin 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 yaklaşık 25 günlük yıldız hızıyla ekseni çevresinde dönerken, yükselen ve alçalan taşınım gazlarına etkiyen kuvvetlerden dolayı bu tür hız far.kları ortaya çıkabilir. Ayrıca, iç bölümlerde, en azından ışıkkürenin hemen altında, açısal dönme hızının arttığı ve bu artışın ilk 15 000 km'de % 5 olduğu sanılmaktadır.
Güneş'in ışıkkürede gözlenen magnetik alanında, Yer yüzeyindeki yersel magnetik alanda gözlenen çift kutuplu temel kuzey-güney bakışımı yoktur. Güneş'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 çıkarsanır. 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 plazma, aşağı yukarı, oda sıcaklığı koşullarındaki bakırtel kadar iyi bir iletkendir. Önemli miktarda bakırtel, 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 (MHD) diye adlandırılır. MHD araştırmalarının gösterdiğine göre, Güneş'in farklı hızlardaki dönüşü, magnetik alan çizgilerini uzatarak, gözlenen toroidal (simit yüzeyli) geometriye çekme 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 azalma, teleskopla bakıldığında bile görülen Güneş'in keskin kenarını (ya da kolunu) açıklamaktadır; 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 merkezine 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. Işıkkürenin fotoğraflarında görülen belirgin kenar kararmasını bu olgu açıklamaktadır.
Güneş ışığının tayfçiziminde, birçok koyu soğurma çizgisinin yer aldığı parlak bir zemin sürekliliği görülür. Bu sürekliliğin gözle görülebilen ve 4 000-7 000 Â arasında olan ışınımı, nispeten 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 zaman, 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, yükselmeye başlar. Tam güneş tutulması sırasındaki birkaç saniyede, kenar çevresinde yer alan yaklaşık 10 000 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 (spikül) denilen bu fıskiyelerin sıcaklığı yaklaşık 15 000 K, yoğunluğuysa yaklaşık 1011 parçacık/cm³'tür. Bir iğnenin süresi yaklaşık 5-10 dakika, yüksekliği 6 000 km, kalınlığıysa bunun belki onda biri kadardır. Gazlar, yaklaşık 10 km/saniye hızla dışa doğru hareket etmektedir. Taç. Tam güneş tutulması sırasında ya da bir koronagrafla 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 düşmeliydi ki, kenarın yukarısında, güneş yarıçapının çok küçük bir bölümü kadar olan uzaklıklarda bile taç diye bir şeyin görülmemesi gerekiyordu. Bu uyuşmazlığın açıklaması 194Q'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 mekanizma 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 elementlerin iyonlarıyla çarpıştığı zaman, 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 biçimleri, taç ortamına enerji taşıyarak burada ısıya dönüşmekte ve böylece taçta oluşan yitimi dengeleyebilmektedir. 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 dengelenemeyecek kadar yüksek olduğu için, atmosferin bu en dıştaki tabakası uzaya doğru genişler; Pioneer W uydusu 1983'te bilinen Güneş sisteminden çıktığı zaman, bu güneş rüzgârında parçacıklar saptamayı sürdürmüştür. Yer'in yörüngesinde güneş rüzgârının dışa doğru hızı 300-700 km/saniye arasındadır, ama yoğunluğu 1-10 parçacık/ cm³ arasında değişir; bu nedenle yıllık kütle akışı yalnızca yaklaşık 10-13güneş kütlesidir. Yine de, güneş rüzgârının dünya atmosferi üstünde gözlemlenebilir etkileri vardır; yüksek enlemlerde görülen aydınlanmalar (auroralar) bu etkinin sonucudur.
GÜNEŞ ETKİNLİĞİ
Güneş'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 püskürtülen 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 böylece, 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 döneminde, "güneş püskürtüsü" denilen göz alıcı püskürmenin ortaya çıkma olasılığı en yüksektir. Büyük bir püskürtünün 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 plazma, 617 km/saniyeyi aşan kaçış hızlarıyla Güneş'in çekim alanından kurtularak uzaya fırlar. Bu etkileyici olay, yaklaşık 1033 ergi bulan bir enerji saldıktan sonra, henüz pek iyi anlaşılamayan ve günümüzdeki araştırmaların odak noktasını oluşturan bir mekanizmayla, 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 taşınım 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 100 000 km ya da daha çok yükseldiklerini ve sonra, genellikle 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, merkezden dışa doğru sürer ve ilmeklerde ya da fışkırmalarda olduğu gibi kapalı yapılar oluşturmaz. Kızgın tacın, ondan sonra, gezegenlerarası uzaya daha kolay akabildiğim 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 çevrimin başlangıcında, ilk gruplar, 35 - 40 dereceler arasındaki enlemlerde ortaya çıkar; bunların kutup özellikleri, bir önceki 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 akımlarına ve tacın daha parlak bölümlerine ilişkin gözlemler, bu kalıbı daha da karmaşıklaştırır; bütün bunların çevrimsel kalıpları, 22 yıllık çevrimlerin gerçekte çakışabileceğim düşündürmektedir. Kuramcılar, Güneş'in taşınım kuşağındaki kutupların yakınında oluşan ve ekvator yönünde hareket eden girdapların, çevrimlere temel oluşturabileceğini ileri sürmüşlerdir.
XIX. yy'ı da kapsayan uzunca bir süredir, 22 yıllık çevrim oldukça düzenli görünmektedir; tarihsel verilerin ortaya koyduğuna göre, "Maunder Minimumu" adı verilen yaklaşık 1640 - 1710 yılları arasındaki dönemde, 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 dönemle ilgili bulgular elde etmişlerdir. Bundan anlaşıldığına göre, Maunder Minimumu gibi dönemler, henüz açıklanamamış anormalliklerden başka şey değildir.
Güneş etkinliğindeki uzun dönemli düzensizlikler, uygulamada ilgi çekici olaylardır; çünkü Güneş'ten kaynaklanan yüklü parçacık akdarını 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 GELİŞMELER
Güneş'in hâlâ çözülememiş birçok gizi vardır. Sözgelimi, güneş enejisinin en büyük kaynağı olduğu düşünülen 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 önermeye 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 parçacıkların ("Wimp"lerin) Güneş'in derinliklerinde var olabilecekleri ve Güneş'in sıcaklığını, nötrinoların olmayışını açıklayacak kadar düşürebilecekleri biçiminde bir kuram geliştirmişlerdir. Başka bir öneriye göre de, Güneş'in çekirdeğindeki elektron türü nötrinolar, yüzeye doğru ilerlerken, günümüzdeki detektörlerle gözlenemeyen muon türü nötrinolara dönüşmektedir.
1960 yıllarının başlarında, ışıkkürenin ışınım salınımları (osilasyon) belirlenmiştir; o tarihten bu yana söz konusu salınımlar, Güneş'in taşınım kuşağını oluşturan belirli tabakalar arasında "ses dalgalarının rezonant yakalanması" diye açıklanmaktadır. ABD Ulusal Güneş Gözlemevi'nin öncülüğüyle, Küresel Salınım Ağı Grubu, bu salınımları yakından araştırmaktadır. Bu tür araştırmalar sayesinde bilimadamları, ışıkkürenin altında gizlenen Güneş tabakalarının yoğunluk, sıcaklık ve hız kalıplarım irdeleme olanağını elde etmektedirler: Bilimadamları, yaklaşık 80 yıllık bir çevrimle Güneş'in çapının, ortalama çapın aşağı yukarı % 0,01 'i kadar dalgalandığını da gözlemişlerdir. Daha uzun dönemli genleşip büzülmelerin de söz konusu olabileceği düşünülmektedir.