Yardım

Bu sayfada, uzay hava durumunun ne olduğuna dair bir genel bakış bulacaksınız. Daha detaylı bir açıklama için her paragrafın altında bulunan bağlantılara tıklamanızı öneririz. Eğer hala yanıtlanmamış bir sorunuz varsa, lütfen forumlarımıza bir mesaj bırakın ve size yardımcı olmak için elimizden geleni yapacağız.

Uzay Hava Durumu Temelleri

Uzay hava durumu Güneş'te başlar. Güneş, güneş sistemimizin ortasında parlayan sıcak bir küreden çok daha fazlasıdır. Güneş çok dinamik bir yapıdadır ve tüm Güneş Sistemi boyunca önemli bir rol oynar.

İlk olarak anlamamız gereken şey, uzayın göründüğü kadar boş olmadığıdır. Uzay, güneşten gelen yüksek yüklü parçacıklardan (elektronlardan) oluşan sürekli bir akışla doludur. Bu akışa güneş rüzgarı diyoruz. Gezegenimizi çevreleyen manyetik alan, burada yaşayan herkesi bu güneş rüzgarından korur. Eğer gezegenimiz etrafında manyetik bir alanımız olmasaydı, Dünya tam olarak Mars gibi olurdu: atmosfersiz, ıssız bir gezegen, insanlar hayatta kalamazdı. Gezegenimizi korumak için bu manyetik alanımızın olması harika bir şey olmasına rağmen, manyetik alanımız tamamen su geçirmez değil. Güneş rüzgarı, gezegenimizin manyetik kutupları etrafında oval bir şekilde zayıf noktalardan atmosferimize nüfuz edebilir. Güneş rüzgarı, atmosferimizi oluşturan oksijen ve azot atomlarıyla çarpışır ve bu çarpışma genellikle 80 ila 600 kilometre yüksekliklerde gerçekleşir. Güneş rüzgarının bu atomlarla çarpışması, atmosferimizdeki atomların geçici olarak enerji kazanmasına neden olur. Bu enerji, atmosferimizdeki atomların geçici olarak fotonda salınımına neden olur. Fotonlar, bizim gördüğümüz ışık olarak gördüğümüz bir enerji formudur. Atomlar, sakinleşene kadar bu ışığı yaymaya devam ederler. Bu atomların yaydığı ışık, gece gökyüzünde gördüğümüz auroradır.

Uzay hava durumunu tam olarak anlamak için bilinmesi gereken ilk parça, güneş rüzgarıdır. İkinci parça ise Güneş'in manyetik alanı ile ilgilidir. Buna gezegensel manyetik alan diyoruz. Gezegenlerarası manyetik alan, güneş rüzgarı tarafından güneş sistemi boyunca taşınır ve özellikleri sürekli olarak değişir. Gezegenlerarası manyetik alanın hem gücü hem de yönü sürekli olarak değişir. Aurora için, gezegenlerarası manyetik alanın toplam gücünün (Bt ile gösterilir) mümkün olduğunca yüksek olmasını ve gezegenlerarası manyetik alanın Z bileşeninin (Bz) güneye doğru dönmesini isteriz. Sitemizde bulabileceğiniz grafikte, gezegenlerarası manyetik alanın Z (Bz) bileşeninin güneye doğru döndüğü durumlarda negatif bir değer aldığını göreceksiniz.

Peki, neden gezegenlerarası manyetik alanın Z bileşeninin güneye doğru dönmesi bizim için çok önemli? Bu aslında oldukça kolay anlaşılabilir bir konudur, eğer hiç çubuk mıknatısla oynadıysanız. İki sıradan çubuk mıknatıs alıp kuzey (veya güney) kutuplarını bir araya getirmeye çalışırsanız, mıknatısların birbirinden uzaklaşmak istediğini göreceksiniz. Birbirlerini iterler. Kuzey ve güney kutupları bir araya getirdiğinizde ise birbirlerini çektiklerini göreceksiniz! Zıt kutuplar birbirini çeker! Aynı prensip, gezegenlerarası manyetik alan ile Dünya'nın manyetik alanının buluştuğu uzayda da gerçekleşir çünkü Dünya'nın manyetik alan çizgileri güneyden kuzeye doğru yönelir. Bu, Dünya'nın manyetik alanının Z bileşenidir ve her zaman kuzeye doğru işaret eder. Gezegenlerarası manyetik alanın Z bileşeni de kuzeye doğru işaret ederse, evlerimizdeki çubuk mıknatıslar gibi, güneş rüzgarı itilir ve Dünya'nın manyetik alanıyla bağlantı kuramaz, atmosferimize girmesi daha zor hale gelir.

Şimdi, gezegensel manyetik alanın Z bileşeninin (Bz) güneye doğru döndüğünü varsayalım. Artık Dünya'nın manyetik alanı kuzeye doğru işaret ettiğinden, güneye doğru bir Z bileşenine sahip gezegensel manyetik alanın, gezegenimizin manyetik alanıyla bağlantı kurması çok daha kolay olacaktır. Mıknatıslar gibi düşünün! Güney ve kuzey birbirlerini çeker! Bu bağlantı sayesinde, güneş rüzgarının atmosferimize girmesi çok daha kolay olacaktır. Sitemizde bulabileceğiniz grafikte negatif bir değer aldığını görmek isteriz. Bu, gezegenlerarası manyetik alanın Z bileşeninin (Bz) güneye doğru işaret ettiği anlamına gelir.

Güneş rüzgarı ve gezegenler arası manyetik alan güçleri, yönleri, yoğunlukları ve hızlarında sabit değildir. Bu değerler, her an çarpıcı biçimde farklı olabilir. Buradaki güneş rüzgarı, normal koşullarda yaklaşık 300 km / s hıza sahiptir. Bununla birlikte, bu hız Güneş'teki belirli olaylar sayesinde büyük ölçüde artarak 1.000 km / s'ye veya bazen daha fazlasına çıkabilir! Güneş rüzgârının yoğunluğu (santimetre kare başına düşen güneş rüzgarı parçacıklarının sayısı) da an be an tamamen farklı olabilir. Gezegenler arası manyetik alan bile, Dünya'nın manyetik alanıyla etkileşime girdiğinde çok daha dramatik bir tepkiye neden olabilecek güçte çarpıcı bir şekilde artabilir. Güneş rüzgârının yüksek hızı ve yoğunluğu ve güneye doğru yönlendirilmiş güçlü bir gezegenler arası manyetik alanla, Dünya'nın manyetik alanının güneş rüzgarı tarafından boğulduğunu ve bunun da giderek daha fazla güneş rüzgarı parçacığının atmosfere ulaşmasına neden olduğunu görebiliriz. Aurora daha parlak hale gelir ve auroral oval normalden daha düşük enlemlere genişler. Bu gerçekleştiğinde jeomanyetik bir fırtınadan bahsediyoruz. Buna daha sonra geri döneceğiz, çünkü önce bu gelişmiş uzay hava koşullarına neyin sebep olduğunu öğrenmemiz gerekiyor. Bunun nedenini bulmak için elbette dikkatimizi bir kez daha Güneşe odaklamamız gerekiyor. Öğrenmemiz gereken iki ayrı olgumuz var: koronal delikler ve koronal kitle atılımları.

Koronal delikler

Koronal deliklerle başlıyoruz. Koronal delik, Güneş'in manyetik alan çizgilerinin uzaya doğru uzandığı bir bölgedir. Bu, Güneşimizin en dış tabakası olan koronada bir delik oluşmasına neden olur. Bu koronal delikler, Güneş rüzgârının normalden daha yüksek bir hızda kaçabildiği Güneş üzerindeki bölgelerdir. Böyle bir alan Dünya'ya baktığı zaman, böyle bir koronal deliğin güneş rüzgarı, genellikle bir koronal delikten gelen güneş rüzgârından çok daha yavaş olan normal güneş rüzgârına yetişmeye başlayacaktır. Bu, güneş rüzgârının daha yüksek yoğunluğa sahip olduğu ve onunla birlikte çok daha güçlü bir gezegenler arası manyetik alan taşıdığı bir şok dalgasının oluşmasına neden olur. Şok dalgası geçtiğinde, yoğunluğun ve gezegenler arası manyetik alan kuvvetinin azaldığını ve güneş hızının arttığını göreceğiz. Koronal delikler, genellikle burada, Dünya'daki küçük ila orta dereceli jeomanyetik fırtınaların kaynağıdır.

Koronal Kütle Atılımı

En dramatik uzay hava olaylarından biri, koronal kütle atılımları olarak adlandırılan olaylardan kaynaklanır. Koronal kütle atılımı (veya kısaca CME), temelde bir güneş patlaması veya filament patlaması gibi dramatik olaylar sırasında Güneş tarafından atılan, Güneş plazmasıyla kaplı devasa bir bulut ve Güneş manyetik alan hatlarından oluşan bir bulut demetidir. Daha sonra solar patlamalar ve filament patlamalarının ne olduğuna bakacağız, ancak bu terimleri analizlerimizde sıkça duyacağınızı hatırlamakta fayda var!

Ancak şimdi koronal kütle atılımına daha derinlemesine bir bakalım. Bir koronal kütle atılımı (veya kısa adıyla CME), güneş patlamaları ve filament patlaması gibi dramatik olaylar sırasında Güneş tarafından atılan, güneş manyetik alan çizgileriyle kaplı devasa bir güneş plazması bulutudur. Böylesine bir koronal kütle atılımı içindeki gezegenlerarası manyetik alan genellikle çok güçlüdür. Gezegenlerarası manyetik alanın normalde Dünya'da yaklaşık 6 nanoTesla'lık bir toplam gücü (Bt) vardır, ancak bir koronal kütle atılımının içinde bu değer 40nT veya daha fazlasına kadar artabilir! Gezegenlerarası manyetik alanın gücü bu kadar arttığında, Dünya'nın manyetik alanının şiddetli bir şekilde tepki vermesi mümkündür!

Anlamamız gereken önemli bir şey, koronal kütle atılımlarının herhangi bir yönde başlayabileceğidir. Çoğu zaman Dünya'dan uzak yönlere yönelirler. Şanslıysak ve böyle bir plazma bulutunun gezegenimize doğru geldiğini fark edersek, şansımız varsa normalden çok daha düşük enlemlerde harika aurora gösterilerinin keyfini çıkarabiliriz.

Güneş lekeleri, güneş patlamaları ve filamentler

Artık bir koronal kütle atılımının ne olduğunu biliyoruz, ancak Güneş bu büyük plazma bulutlarını nasıl fırlatıyor? Bunun için tabii ki tekrar Güneş'e odaklanıyoruz. En güçlü koronal kütle atılımları neredeyse her zaman güneş lekelerinin karmaşık bölgelerinde gerçekleşen güneş patlamalarının sonucudur. Güneş patlamaları, Güneş'te meydana gelen yoğun patlamalardır. Bir güneş patlaması o kadar inanılmaz güçlüdür ki, güçlerini hayal etmekte zorlanıyoruz, milyonlarca nükleer bombanın gücüne eşdeğerdir. Bu patlamalar, bir güneş lekesi bölgesindeki manyetik alan hatlarını kırabilir ve Güneş atmosferinin (korona) bir kısmını uzaya fırlatabilir. Uzayda yolculuğuna başlayan plazma, bir koronal kütle atılımı olarak adlandırdığımız şeydir.

Ancak şimdi güneş lekeleri hakkında daha fazla konuşalım çünkü güneş lekeleri olmadan güneş lekelerimiz olmaz. Güneş lekeleri, güneş yüzeyindeki daha karanlık ve daha soğuk bölgelerdir ve güneşin içinden güneş yüzeyine doğru güçlü manyetik alan hatları çıktığında oluşurlar. Bu manyetik alan hatları birbirleriyle dolandığında ve koptuğunda, bir güneş patlaması olarak adlandırdığımız büyük bir enerji salarlar. Ancak güneş lekeleri her zaman güneşimizde bulabileceğimiz bir şey değildir, güneş yaklaşık 11 yıllık bir döngü izler ve güneş lekelerinin çok az olduğu dönemlerden, çok sayıda güneş lekesi olduğu dönemlere ve tekrar hiç güneş lekesi olmadığı dönemlere kadar ilerler. Buna güneş döngüsü diyoruz.

Filament patlamaları da birer koronal kütle atılımını uzaya fırlatabilir. Filamentler, zıt manyetik kutupların arasında güneş yüzeyi üzerinde oluşan iyonize gazların bulutlarıdır. Bir filament istikrarsız hale geldiğinde, genellikle çöker ve güneş tarafından yeniden emilir. Diğer bir olasılık ise patlaması ve güneşin yerçekiminden kaçmayı başarmasıdır, sonuçta oluşan plazma bulutuna ise, evet tahmin ettiğiniz gibi, bir koronal kütle atılımı denir.

Güneş patlamaları ve filament patlamaları gibi şiddetli güneş olayları bazen uzaya büyük miktarda yüklü parçacıklar fırlatır. En önemli parçacıklar protonlardır ve uydu hasarına neden olabilir ve hatta kutup enlemlerinde Yüksek Frekanslı radyo iletişimini zor veya imkansız hale getirebilir. Bu protonlar belirli bir eşiği aştığında, güneş radyasyon fırtınası olarak adlandırılır.

Kutup ışıkları

Artık Uzay hava durumu hakkında çok şey öğrendik. Uzay hava durumu, güneşten kaçan yüksek yüklü parçacıkların sürekli akışı olan güneş rüzgarının çıktığı yer olan Güneş'te başlar. Ara sıra, güneşten çıkan güneş rüzgarı miktarında dramatik bir artış görürüz: bunlar koronal delik güneş rüzgarı akımları ve koronal kütle atılımları. Güneş rüzgarı, Güneş'in manyetik alanını da beraberinde götürür ve buna gezegensel manyetik alan adını veririz. Gezegensel manyetik alanın Z bileşeni (Bz) güneye döndüğünde (negatif) bu, Dünya'nın manyetik alanı ile iyi bir bağlantı oluşturur ve güneş rüzgarının atmosferimize nüfuz etmesini kolaylaştırır. Bütün parçalar yerine oturduğunda ise auroral aktivitede dramatik bir artış görürüz ve bu da auroranın normalden daha düşük enlemlerde görülebilmesine neden olur. Buna da jeomanyetik fırtına deriz.

Bir jeomanyetik fırtına, koronal delik güneş rüzgarı akımı veya koronal kütle atılımının Dünya'ya ulaşmasının sonucudur. Gelişmiş bir aurora aktivitesi şansı olduğunu biliyorsak, manyetometrelerin bize ne söylediğini kontrol etme zamanı gelir. Manyetometreler, Dünya etrafındaki manyetik alanın bozulmasını ölçen çok hassas sensörlerdir ve tüm dünya çapında yerleştirilirler. İnternette manyetometrelerin dünya genelindeki grafiklerini bulabilir ve tüm bu verileri birleştirerek, şu anda bir jeomanyetik fırtınanın ne kadar güçlü olduğunu ve hangi enlemlerde aurora görebileceğimizi oldukça iyi tahmin edebiliriz. Bu manyetometrelerin verileri ile, jeomanyetik bozukluğa belirli bir Kp değeri verebilirsiniz. Kp endeksi 0'dan başlar ve 9'a kadar gider. Jeomanyetik fırtınalar, 5 Kp'de başlar, bu küçük bir geomanyetik fırtınadır ve Kp9'a kadar devam eder, bu da aşırı bir jeomanyetik fırtınadır. Kp endeksi, yani Kp değeri, bu nedenle aurora ovalinin ne kadar büyük olduğunu ve auroranın ne kadar güçlü olduğunu söylemek için temel bir yoldur.

Bilgisayarlar, güneş rüzgarı ve IMF verilerini kullanarak Kp endeksinin yakın gelecekte ne olacağını tahmin etmeye çalışırlar. Bu her zaman %100 güvenilir değildir, ancak yeni başlayanlar için yakın bir zamanda aurora şansı olup olmayacağına dair yaklaşık bir tahmin yapmak için mükemmel bir araçtır. Daha ayrıntılı yardım için, aşağıdaki makaleleri okumanızı öneriyoruz.

<< Önceki sayfaya git