Günəş: Redaktələr arasındakı fərq

[[Süd Yolu|Bizim Qalaktikanın]] qalaktikasında bilinənməlum olan təqribən 200 [[1000000000 (ədəd)|milyard]] ulduzundan biri olan Günəşin kütləsinin mütləq əksəriyyəti isti qazlardan ibarətdir. Günəş ətrafına istilik və işıq şəklində radiasiya yayır. Yerlə müqayisədə Günəşin diametri 109 dəfə, həcmi 1,3 milyon dəfə, kütləsi isə 333000 dəfə daha çoxdur.<ref>Woolfson, M. (2000). "The origin and evolution of the solar system". Astronomy & Geophysics. 41 (1): 12. Bibcode:2000A&G....41a..12W. doi:10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x.</ref> Günəşin sıxlığı Yerin sıxlığının 1/4-ü qədərdir. Günəş öz oxu ətrafında saatda 70000&nbsp;km sürətlə hərəkət edir və bir dövrəsini təqribən 25 gündə tamamlayır. Günəşin səthinin istiliyi 5500 [[Selsi şkalası|C°]], nüvəsinin istiliyi isə 15,6 milyon C°-dir. Günəşdən ayrılan enerjinin 2,2 milyardda biri Yerə çatır. Qalan enerji boşluqda yox olur. Günəşin şüaları 8,44 dəqiqəyə Yerə çatır. Günəş Yerə ən yaxın ulduzdur. Günəşin [[cazibə qüvvəsi]] Yerin cazibə qüvvəsindən 28 dəfə çoxdur.

Günəş kütləsinin 74%-ni və həcminin 92%-ni təşkil edən [[hidrogen]], kütləsinin 24-25%-ni<ref>Basu, Sarbani; Antia, H. M. (2007). [http://front.math.ucdavis.edu/0711.4590 "Helioseismology and Solar Abundances"]. Physics Reports.</ref> və həcminin 7%-ni təşkil edən [[helium]] başda olmaqla [[dəmir|Fe]], [[nikel|Ni]], [[oksigen|O]], [[silisium|Si]], [[kükürd|S]], [[maqnezium|Mg]], [[karbon|C]], [[neon|Ne]], [[kalsium|Ca]] və [[xrom|Cr]] kimi elementlərdən ibarətdir.<ref>Manuel O. K. and Hwaung Golden (1983), Meteoritics, Cild 18, №3</ref> Günəşin daxil olduğu [[ulduz sinfi]] G2V-dir. G2 Günəşin səth istiliyinin təqribən 5780 [[Kelvin|K]] olması və bu səbəbdən də onun ağ rəngə sahib olması mənasına gəlir. Günəş şüaları [[atmosfer]]dən keçərkən qırılır və bu səbəbdən də Günəş Yerdən baxan müşahidəçi üçün sarı rəngdə görünür. Buna səbəb [[Reyli səpilməsi]] nəticəsində yetərli səviyyədə göy işığın qırılması səbəbindən geridə sarı görünən işığın qalmasıdır. [[Spektr]]i içində [[ion]]laşmış və neytral [[metal]]lar olması ilə yanaşı çox zəif hidrogen xətləri də vardır. V isə Günəşin də çox ulduz kimi [[əsasHersşprunq-Ressel|Baş qolardıcıllıq]]<nowiki/>da olduğunu göstərir.

Enerjisini [[hidrogen]] nüvələrinin [[nüvə birləşməsi]] reaksiyası nəticəsində [[helium]]a çevrilməsindən əldə edir. Günəş [[hidrostatik tarazlıq]] vəziyyətindədir. Saniyədə 600 milyon ton hidrogen heliuma çevrilir. Bu da Günəşin hər saniyə 4,5 milyon ton yüngülləşməsinə səbəb olur. Günəşdəki nüvə birləşməsi reaksiyaları nəticəsində qızılı-qırmızımtıl alov 15-20 min kilometr yüksəlir və Günəş fırtınası meydana gəlir. [[Süd Yolu|Bizim Qalaktikada]] qalaktikasında 100 milyondan artıq G2 sinfinə daxil olan ulduz vardır. Günəş Süd Yolundakı ulduzların 85%-dən daha parlaqdır. Günəşdən daha sönük olan ulduzların çoxu [[qırmızı cırtdan]] ulduzlardır.<ref>Than, Ker (January 30, 2006). [http://www.space.com/1995-astronomers-wrong-stars-single.html "Astronomers Had it Wrong: Most Stars are Single"]. SPACE.com.</ref>

Günəş sistemi ilə birlikdə SüdBizim Yolu qalaktikasınınqalaktikanın mərkəzi ətrafında hərəkət edir və ondan təqribən 25-28 min [[işıq ili]] uzaqlıqda yerləşir. Günəş qalaktika mərkəzi ətrafındakı bir dövrünü təqribən 225-250 milyon ildə bir tamamlayır. Qalaktika mərkəzi ətrafındakı sürəti təqribən saniyədə 220 kilometrdir. Bu da hər 1400 ildə bir [[işıq ili]]nə bərabər məsafə qət etməsi deməkdir.<ref>Kerr, F. J.; Lynden-Bell D. (1986). [http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1986MNRAS.221.1023K&data_type=PDF_HIGH&type=PRINTER&filetype=.pdf "Review of galactic constants"] (PDF). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 221: 1023–1038.</ref>

Günəş [[Süd Yolu|Bizim Qalaktikanın]]nun daha böyük qolları olan [[Persey qolu|Persey]] və [[Oxatan qolu|Oxatan qolları]] arasında qalan [[Orion qolu]]nun iç hissəsində, [[Yerli ulduzlararası bulud]]da yerləşən [[Yerli qabarcıq]]da yerləşir.

Günəşin ulduz inkişafının kompüter modelləşdirməsi və nüvə kosmoxronologiyası metodlarından<ref>Bonanno, A.; Schlattl, H.; Paternò, L. (2008). "The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS". Astronomy and Astrophysics. 390 (3): 1115–1118. arXiv:astro-ph/0204331free to read. Bibcode:2002A&A...390.1115B. doi:10.1051/0004-6361:20020749.</ref> istifadə olunaraq [[əsasHersşprunq-Ressel|Baş qolardıcıllıq]]<nowiki/>da hesablanan yaşının 4,57 milyard il olduğu düşünülür.<ref>Bonanno, A.; Schlattl, H.; Patern, L. (2002). "The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS" (PDF). Astronomy and Astrophysics 390: 1115–1118.</ref> Günəşin [[hidrogen]] [[molekulyar bulud]]un çökməsi ilə üçüncü nəsil [[T Tauri ulduzu]] kimi meydana gəldiyi düşünülür. Bu yeni yaranan ulduzun [[Süd Yolu|Bizim Qalaktikanın]] mərkəzindən 25-28 min [[işıq ili]] uzaqlıqdakı demək olar ki, dairəvi orbitinə daxil olduğu ehtimal olunur.

Günəş əsas qoldakı ulduz təkamülü mərhələsini yarılayıb. Bu mərhələdə nüvədə baş verən [[nüvə birləşməsi]] reaksiyası nəticəsində [[hidrogen]] [[helium]]a çevrilir. Günəşin nüvəsində maddənin enerjiyə çevrilməsi nəticəsində [[neytrinneytrino]]lərlə<nowiki/>larla radiasiya meydana çıxır. Günəş təqribən 10 milyard il əsas[[Hersşprunq-Ressel|Baş qol ulduzu olaraq varlığına davamardıcıllıq]]<nowiki/>da edəcəkdirqalacaqdır.<ref>Goldsmith, D.; Owen, T. (2001). [https://books.google.az/books?id=Q17NmHY6wloC&pg=PA96&redir_esc=y&hl=en The search for life in the universe]. University Science Books. p. 96. ISBN 978-1-891389-16-0.</ref>

Günəş [[ifrat yeni ulduz]] şəklində partlayacaq kütləyə sahibmalik deyildir. Günəş təqribən 5-6 milyard il sonra [[qırmızı nəhəng]] mərhələsinə daxil olacaqdır.<ref>Nola Taylor Redd. [http://www.space.com/22471-red-giant-stars.html "Red Giant Stars: Facts, Definition & the Future of the Sun"]. space.com.</ref><ref name="Schröder, K 2008">Schröder, K. -P.; Connon Smith, R. (2008). "Distant future of the Sun and Earth revisited". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 386: 155–163. arXiv:0801.4031free to read. Bibcode:2008MNRAS.386..155S. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x.</ref> Günəş [[hidrogen]] yanacağı tükəndikcə xarici təbəqələr genişlənəcək, nüvəsi büzülərək isinəcəkdir. Nüvə istiliyi 100 MK-ə çatdıqdan sonra [[helium]] nüvə birləşməsi reaksiyası<ref name="Schröder, K 2008"/> başlayacaq və [[Karbon]]la [[Oksigen]] formalaşmağa başlayacaqdır. Bu yolla Günəş asimptotik nəhəng mərhələsinə daxil olaraq daxili istiliyindəki sabitliyin pozulması səbəbindən səthindən kütlə itirməyə başlayacaqdır. Günəşin xarici təbəqələrinin genişlənərək [[Yer]]in orbitinə çatacağı düşünülürdü. Son tədqiqatlara görə Günəş qırmızı nəhəng mərhələsinin əvvəllərində olduğu zaman itirdiyi kütlə səbəbindən Yerin orbiti Günəşdən uzaqlaşacaq və onun xarici təbəqələri tərəfindən udulmayacaqdır.<ref name="A">Pogge, Richard W. (1997). [http://web.archive.org/web/20151106232148/http://www.astronomy.ohio-state.edu/~pogge/Lectures/vistas97.html "The Once and Future Sun"] (lecture notes). New Vistas in Astronomy. The Ohio State University (Department of Astronomy)</ref> Buna baxmayaraq Yer üzərindəki su bütünlüklə buxarlanacaq və [[atmosfer]]in çox hissəsi boşluqda yox olacaqdır. Günəşin istiliyinin artması səbəbindən 900 milyon il sonra Yer hal hazırkı həyatı dəstəkləməyəcək dərəcədə isinəcəkdir.<ref>Guillemot, H.; Greffoz, V. (Mars 2002). "Ce que sera la fin du monde" (French). Science et Vie N° 1014.</ref> Bir neçə milyard il sonra isə Yer səthində olan su tamamilə yox olacaqdır.<ref>Carrington, Damian . [http://news.bbc.co.uk/2/hi/sci/tech/specials/washington_2000/649913.stm "Date set for desert Earth"]. BBC News.</ref>

Günəş [[sarı cırtdan]] tipli ulduzdur. Günəş demək olar ki, mükəmməl kürə formasındadır. Qütblərdən basıqlığı 9 milyonda birə bərabərdir, yəni qütblərdən olan diametri ilə [[ekvator]]unun [[diametr]]i arasındakı fərq 10&nbsp;km-ə bərabərdir.<ref>Godier, S.; Rozelot J.-P. (2000). [http://aa.springer.de/papers/0355001/2300365.pdf "The solar oblateness and its relationship with the structure of the tachocline and of the Sun's subsurface"] (PDF). Astronomy and Astrophysics 355: 365–374.</ref> Günəş [[plazma]] şəklindədir və qatı deyildir. Bu səbəbdən də öz oxu ətrafında hərəkət edərkən hissələri arasında hərəkət fərqləri yaranır. Günəşin ekvator hissəsi qütblərinə nəzərən daha sürətlə öz oxu ətrafında hərəkət edir. Həqiqi dönüşünfırlanmanın bir dövrəsidövrü ekvatorda 25 gün, qütblərdə isə 35 gün çəkir. Buna baxmayaraq [[Yer]] Günəş ətrafında daima hərəkətdə olduğu üçün müşahidə nöqtəmiz dəyişdiyindən, Günəşin görünən dönüşüfırlanması ekvatorda 28 gün çəkir. Bu yavaş dönüşün fırlanmanın[[mərkəzəqaçma təcili]]nin təsiri Günəşin ekvatorunda səth cazibəsindən 18 milyon dəfə daha zəifdir. Bundan başqa planetlərin səbəb olduğu [[qabarma və çəkilmə]] təsiri Günəşin formasına ciddi təsir göstərmir.

Günəşin nüvəsi mərkəzindən 0,2 Günəş radiusuna qədər davam edir.<ref>García, R.; et al. (2007). "Tracking solar gravity modes: the dynamics of the solar core". Science. 316 (5831): 1591–1593. Bibcode:2007Sci...316.1591G. doi:10.1126/science.1140598. PMID 17478682.</ref> Nüvənin sıxlığı təqribən 150000 kq/m³ ([[Yer]]in sıxlığından 150 dəfə çox), istiliyi isə 15,6 milyon [[Selsi şkalası|°C]]-dir. SOHO missiyasından ({{Dil-en|Solar and Heliospheric Observatory}}) əldə olunan məlumatlara görə nüvə şüalanma bölgəsinəzonasına nəzərən daha sürətlə dönürfırlanır.<ref>Garcia R. A. et al. [http://science.sciencemag.org/content/316/5831/1591 "Tracking Solar Gravity Modes: The Dynamics of the Solar Core"], Science, 316, 5831, 1591 - 1593 (2007)</ref> Günəşin enerjisi [[nüvə birləşməsi]] reaksiyası səbəbindən [[hidrogen]]in [[helium]]a çevrilməsi nəticəsində yaranır.<ref>Broggini, C. (2003). [http://www.slac.stanford.edu/econf/C030626/ Physics in Collision, Proceedings of the XXIII International Conference: Nuclear Processes at Solar Energy.] XXIII Physics in Collisions Conference. Zeuthen, Germany. p. 21. arXiv:astro-ph/0308537free to read. Bibcode:2003phco.conf...21B.</ref> Nüvədə gedən reaksiya səbəbindən burada yüksək dərəcədə istilik yaranır. Günəşin digər qatları nüvədən ayrılan istilik nəticəsində isinir. Günəşin mərkəzindən ayrılan istilik qatları keçərək səthə çatır və buradan Günəş işığı və hissəciklərin kinetik enerjisi şəklində boşluğa yayılır.<ref>Phillips, K. J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. pp. 47–53. ISBN 978-0-521-39788-9.</ref><ref>Zirker, J. B. (2002). Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press. pp. 15–34. ISBN 978-0-691-05781-1.</ref>

Nüvə reaksiyaları nəticəsində meydana çıxan yüksək enerjili [[foton]]lar Günəş [[plazma]]sının bir neçə millimetri tərəfindən udulur və yenidən təsadüfi istiqamətlərdə çox az enerji itirərək yayılır. Bu səbəbdən də onların Günəşin səthinə çatması uzun müddət çəkir. Bu müddət 10.000 ildən 170.000 ilə qədər davam edə bilər.<ref>[http://web.archive.org/web/20150622204518/http://sunearthday.nasa.gov:80/2007/locations/ttt_sunlight.php "The 8-minute travel time to Earth by sunlight hides a thousand-year journey that actually began in the core"].</ref> Konveksiya bölgəsindənzonasından səthə doğru istiqamətləndikdən sonra, fotonlar görünən işıq olaraq səthdən ayrılır. [[Neytrin|Neytrinolar]]lər dəda nüvədəkinüvə reaksiyalarreaksiyaları nəticəsində meydana çıxır, ancaq fotonların əksinə olaraq nadir hallarda maddə ilə reaksiyaya girir. Bu səbəbdən də demək olar ki, hamısı Günəşdən ayrıla bilir. Uzun illər boyunca Günəşdən ayrılan neytrinneytrino miqdarının həcmi nəzəri olaraq düşünülən miqdardan 3 dəfə daha az ölçülürdü. Bu uyğunsuzluq neytrinlərinneytrinoların titrəmə təsirlərinin kəşf olunması ilə həllini tapdı. Günəş həqiqətən də nəzəri olaraq düşünülən miqdarda neytrinneytrino meydana çıxarır, ancaq neytrinneytrino ölçən cihazlar bunların ⅔-ni ölçə bilmir. Bunun səbəbi neytrinlərinneytrinoların [[kvant mexanikası|kvant]] saylarını dəyişdirməsidir.<ref>Schlattl, H. (2001). "Three-flavor oscillation solutions for the solar neutrino problem". Physical Review D. 64 (1): 013009. arXiv:hep-ph/0102063free to read. Bibcode:2001PhRvD..64a3009S. doi:10.1103/PhysRevD.64.013009.</ref>