|
== Quruluşu ==
[[Şəkil:Sun diagram.svg|350px|thumb||Günəşin quruluşu.<br/> <small>1.Nüvə, 2.Şüalanma zonası, 3.Konveksiya zonası, 4.Fotosfer, 5.Xromosfer, 6.Günəş tacı, 7.Günəş ləkələri, 8.Qranula, 9.ProturbulansProtuberans.</small>]]
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 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 fırlanmanın bir dövrü ekvatorda 25 gün, qütblərdə isə 35 gün çəkir. Buna baxmayaraq [[Yer]] Günəş ətrafında daima hərəkətdə olduğu üçün müşahidə nöqtəmiz dəyişdiyindən, Günəşin görünən fırlanması ekvatorda 28 gün çəkir. Bu yavaş 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 neytrino problemi ===
Uzun müddət ərzində [[Yer]]də müşahidə edilən Günəşdən gələn [[neytrinneytrino]]lərin<nowiki/>ların sayı standart Günəş modelinə görə düşünülən sayın yarısı ilə üçdə biri arasında dəyişirdi. Bu zidd nəticəziddiyyət ''Günəş neytrinneytrino problemi'' olaraq tanınır. Problemi həll etmək üçün təqdim edilən nəzəriyyələr ya Günəşin daxili istiliyini azaldaraq daha az neytrinneytrino axışını izah etməyə çalışırdı ya da Günəşdən [[Yer]]ə çatana qədər neytrinlərinneytrinoların dəyişikliyə uğrayaraq məlum olmayan tau və muon neytrinneytrino hissəciklərinə çevrildiyini iddia edirdi.<ref>Haxton, W. C. (1995). "The Solar Neutrino Problem" (PDF). Annual Review of Astronomy and Astrophysics 33: 459–504.</ref> 1980-ci illərdə neytrinneytrino axışını mümkün qədər dəqiq ölçmək üçün Sadberi və Kamiokande kimi neytrinneytrino müşahidə rəsədxanaları inşa edildi. Bu rəsədxanalardan əldə olunan nəticələr neytrinlərinneytrinoların çox az dincliksükunət kütləsinə sahibmalik olduğunu və həqiqətən də çevrildiklərini göstərdi.<ref>Schlattl, H. (2001). "Three-flavor oscillation solutions for the solar neutrino problem". Physical Review D 64 (1).</ref> Hətta [[2001]]-ci ildə Sadberi Neytrin Rəsədxanası birbaşa üç növ neytrinineytrinonu də aşkarlamağı bacardı və Günəşin neytrinneytrino axışının standart Günəş modelinə uyğun olduğunu müəyyən etdi. NeytrinNeytrino enerjisi səbəbindən Yerdə müşahidə olunan neytrinlərinneytrinoların üçdə biri elektron neytrinlərdirneytrinolarıdır. Bu nisbət maddədə neytrinneytrino çevrilməsini izah edən, maddə təsiri olaraq da tanınan Mixayev-Smirnov-Volfenşteyn təsiri ilə təxmin edilən nisbətə uyğundur. Buna görə də Günəş neytrinneytrino problemi artıq həll olmuşdur.
=== Günəş tacının isinmə problemi ===
Günəşin optik səthi olan [[Fotosfer]] təqribən 6000 [[Kelvin|K]] istiliyə sahibdirmalikdir. Onun üzərində istiliyi 1-2 milyon [[Kelvin]]ə çatan [[Günəş tacı]] yerləşir. Günəş tacının bu qədər isti olmasının səbəbi kimi Fotosferdən aldığı istiliklə yanaşı, başqa mənbənin də olduğu göstərilir.
Günəş tacını isitmək üçün lazım olan enerjinin Fotosferin altında olan Konveksiya bölgəsindəkizonasındakı turbulanslar olduğu düşünülmüş və Günəş tacının necə isindiyi ilə bağlı iki əsas gedişatnəzəriyyə təklif olunmuşdur. Bunlardan birincisi dalğa isinməsidir. Konveksiya bölgəsindəkizonasındakı turbulanslı hərəkət səs, cazibə qüvvəsi və maqnetik hidrodinamik dalğalar meydana çıxarır. Bu dalğalar yuxarı doğru hərəkət edir və Günəş tacında dağılaraq enerjilərini mühitdəki qaza istilik olaraq ötürür.<ref name="erq">Alfvén, H. (1947). "Magneto-hydrodynamic waves, and the heating of the solar corona". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 107 (2): 211–219. Bibcode:1947MNRAS.107..211A. doi:10.1093/mnras/107.2.211.</ref> İkincisi isə maqnetik isinmədir. Bu nəzəriyyəyə görə [[Günəş tacı]] [[Fotosfer]]də hərəkətin daimi olaraq meydana gətirdiyi maqnetik enerjinin səbəb olduğu proturbulans və daha kiçik olan səbəblər nəticəsində isinir.<ref name="erq"/>
Hal hazırda dalğaların təsirli şəkildə istilik yayma funksiyası olub olmadığı aydın deyildir. Alfven dalğaları istisna olmaqla bütün dalğaların Günəş tacına çatmadan dağıldıqları məlum olmuşdur.<ref>Sturrock, P. A.; Uchida, Y. (1981). [http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1981ApJ...246..331S&data_type=PDF_HIGH&type=PRINTER&filetype=.pdf "Coronal heating by stochastic magnetic pumping"] (PDF). Astrophysical Journal 246: 331.</ref> Alfven dalğaları da, Günəş tacı da asanlıqla dağılmır. Hal hazırda tədqiqatlarda diqqət əsasən proturbulansprotuberanslar yolu ilə isinmələrə cəmlənmişdir. Günəş tacı isinməsini izah etmək üçün mümkün olan yanaşmalardan biri də kiçik və davamlı püskürmələrdir ki, onlar hələ də tədqiq olunmaqdadır.<ref>Parker, E. N. (1988). [http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1988ApJ...330..474P&data_type=PDF_HIGH&type=PRINTER&filetype=.pdf "Nanoflares and the solar X-ray corona"] (PDF). Astrophysical Journal 330: 474.</ref>
=== Sönük gənc Günəş problemi ===
== Maqnit sahəsi ==
[[Şəkil:Heliospheric-current-sheet.gif|thumbnail|200px||Günəşin dönən maqnit sahəsindən təsirlənən Heliosferik axın layları.]]
Günəşdəki bütün maddələr yüksək istilik səbəbindən [[qaz]] və [[plazma]] halındadır. Bu səbəbdən də Günəş [[ekvator]]da yuxarı enliklərə nisbətən daha sürətlə dönür. Ekvatorda bu dönüşfırlanma 25 gün, qütblərə yaxın enliklərdə isə 35 gün davam edir. Bu mərhələli dönüşfırlanma səbəbindən maqnit sahəsi xətləri zamanla qıvrılaraq maqnit sahəsi halqaları meydana gətirmişdir. Bu da [[Günəş ləkələri]]nin meydana gəlməsinə və Günəş proturbulanslarınınprotuberasların yaranmasına səbəb olur. Bu qıvrılma hərəkəti Günəş dinamosunun meydana gəlməsinə və 11 illik Günəş dövrəsi müddətində Günəşin maqnit sahələrinin dəyişməsinə səbəb olur.<ref>Zirker, J. B. (2002). Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press. pp. 119–120. ISBN 978-0-691-05781-1.</ref><ref>Lang, Kenneth R. (2008). The Sun from Space. Springer-Verlag. p. 75. ISBN 978-3540769521.</ref>
Günəşin dönən maqnit sahəsinin planetlərarası mühitdəki plazmaya təsiri Heliosferik axın laylarını meydana gətirir. Bu laylar fərqli istiqamətləri göstərən maqnit sahələrini ayırır. Əgər kosmos [[vakuum]] olsa idi, Günəşin 10<sup>−4</sup> [[Tesla (ölçü vahidi)|tesla]] dipol sahəsi uzaqlığın kubu ilə azalaraq 10<sup>−11</sup> olacaqdı. Buna baxmayaraq peyk müşahidələri bunun 100 dəfə daha güclü olduğunu və 10<sup>−9</sup> qiymətində olduğunu göstərməkdədir. Maqnitləşmiş Hidrodinamik (MHD) nəzəriyyə maqnit sahəsi içindəki keçirici mühitin yenə maqnit sahəsi yaradan elektrik axınlarına səbəb olduğunu bildirir. Buna görə də MHD dinamo kimi hərəkət edir.<ref>Russell, C. T. (2001). "Solar wind and interplanetary magnetic filed: A tutorial". In Song, Paul; Singer, Howard J.; Siscoe, George L. Space Weather (Geophysical Monograph) (PDF). American Geophysical Union. pp. 73–88. ISBN 978-0-87590-984-4.</ref>
| 