GÜNEŞ TACI NEDİR?
Güneşin lam tutulmasında, Ay’ın kara renkli dairesinin çevresi gümüş renkli, parlak bir halkayla çevrilir. Buna taç ya da daha yaygın deyişle giineş tacı adı verilir. Kimi zaman güneş tacı göğe doğru yükselen ışık sütunları ile güzelleşir. Başlangıçta gökbilimciler bu ışığın güneşten mi yoksa Ay’dan mı yayıldığım ayırt edememişler ancak kısa sürede onun güneşten çıktığına karar vermişlerdir.
Güneş tacı gerçekte güneşin üst atmosferi olup parlaklığı, güneşin parlaklığının milyonda biri kadardır. Bu yüzden güneş, Ay tarafından tümüyle örtülmedikçe görülmez. Şu halde güneş tacı dolunayın yan parlaklığında bir ışık oluşturur ve tutulma olayı sırasında dünyayı tümüyle karanlıkta kalmaktan korur.
1931 yılında Fransız gökbilimcisi Bernard Ferdinand Lyot (1897-1952) güneşin parladığı anda bile, hiç değilse tacın içini ve parlak kesimlerini gözlememizi mümkün kılan taççeker (ya da koronagrof) adı verilen bir aygıtı icat etti. Bu aygıt da tacın, güneşin bir parçası olduğuna ilişkin son kanıtları (o sırada bu kanıtlar gerekliydi) sağladı.
Güneş tacımn tayfındaki çizgiler, yeryüzünde incelediğimiz maddelerinkinden gayrı olam da içermekteydi. 1868 yılında Hindistan’da gözlenen bir güneş tutulması sırasında Fransız gökbilimcisi Pierre J.C. Janssen (1824-1907) bu türden tuhaf çizgileri tayfta gözlemledi ve onları tayf üzerinde uzmanlaşmış İngiliz gökbilimcisi Joseph Norman Lockyer’e (1836-1920) haber verdi. Lockyer bu çizgilerin o zamana dek bilinmeyen bir elemente ilişkin olduklarına karar vererek elementi Eski Yunanca’daki güneş anlamına gelen sözcükten yararlanıp helyum adıyla adlandırdı. Bu öneri, 1895 yılına dek ciddiye alınmadı. Ama o yıl, İskoç kimyacısı William Ramsay (1852-1916) helyumun varlığını yeryüzünde de keşfetti. Helyum, varlığı dünyadan önce bir gökcisminde keşfedilen tek elementtir.
Güneş tacımn tayfında başka tuhaf çizgiler de vardı ama onlar bilinmeyen elementleri temsil etmiyordu. Bunun yerine, bilinen madde atomlarının daha küçük parçacıkları olan elektronların değişen sayısını göstermekteydi. Büyük ısı etkisi altında bu maddelerin bazı elektronları yitirilmişti. Bir ya da daha fazla elektronunu yitirmiş atomlar, bozulmamış atomlara göre farklı tayf çizgileri oluştururlar. 1942 yılında İsveçli fizikçi Bengt Edlen (1906)’e güneş tacımn tayfında bazı elektronlarını yitirmiş kalsiyum, demir ve nikel atomlarının çizgilerini tanımladı. Bunun olabilmesi için, tacın sıcaklığı milyonlarca dereceyle ifade edilebilecek kadar yüksek sıcaklıkta olmalıydı. Durum, güneş tacımn yüksek enerji ışınımı yapan (ya da röntgen) ışınımı yaymasına bağlandı. Bununla birlikte, yüksek sıcaklık derecesi yalmzca güneş tacımn bireysel atomlarının ya da atom parçacıklarının yüksek enerjili oluşu anlamına gelir. Bu atom parçacıkları çok büyük bir boşluğa yayılmışlardır ve sayıları o denli fazla değildir. Bu yüzden güneş tacımn toplam ısısı çok yüksek olmamalıdır.
Güneş tacının keskin hatlı dış sınırları bulunmamaktadır. Bu sınır iyice seyrekleşe seyrekleşe tüm güneş sistemi içinde uzanır. Ve sonunda öyle seyrekleşir ki, gezegenlerin devinimleri üzerinde dikkati çekecek kadar etki oluşturmaz. Oysa ki, güneşin ısı ve enerji yüklü parçacıkları her yöne doğru itilerek sürülür. Amerikalı fizikçi Eugene Newman Parker (1927) bu olayı 1959 yılında öngörmüştü. Daha soma 1962 yılında Venüs gezegenine varan Marinerl insansız uzay aracı olayı gerçekten saptamıştır.
Bu yüklü parçacıkları güneşten dışa doğru itip sürme olayına giineş rüzgarı denilir. Hızı saniyede 400 ila 700 kilometre arasında değişen güneş rüzgârı, kuyrukluyıldızların kuyruğunun güneşten uzaklaşır gibi görünmesine yardımcı olur. Bu rüzgârı taşıdığı yüklü parçacıklar atomların biriktiği gezegenlere de çarpar. Eğer gezegenin yeryüzünde olduğu gibi bir manyetik alanı varsa, yüklü parçacıklar kuzey manyetik kutbundan güneş manyetik kutbuna doğru uzanan manyetik hatlar boyunca tutulurlar.
Dünyanın çevresindeki böyle yüklü parçacıklar ilk kez 1958 yılında Amerikalı fizikçi James Alfred Van Ailen (1914) başkanlığında ki bir heyet tarafından uzaya gönderilen roketler tarafından saptandı. Bu yüzden onlara önce Van Ailen kuşaklan denildi. Ama sonra manyetosfer adıyla adlandırıldılar. Başlangıçta bunların uzay uçuşlarına engel olabilecekleri düşünüldü. Oysa, daha sonra açık seçik biçimde hiçbir engelleme yapmadıkları saptandı.
Böyle yüklü parçacıklar yeryüzünün atmosferine manyetik kutupların yakınından sızar ve oradaki moleküllerle birlikte renkli ışık akışları oluştururlar. Kutup bölgelerinde görülen bu yaygın ve donuk ışığa kutup ışığı denilmekte ayrıca kuzey kutup bölgesindekiler kuzey ışığı, güney kutup bölgesindekiler güney ışığı olarak adlandırılmaktadır.