gibi) ortamlarda füzyona uğrayarak helyuma dönüştürülebilir. Fakat elde edilen helyum, giren hidrojenlerden biraz daha hafiftir. Bu eksik kütle, Güneş’in enerji kaynağını oluşturur, çünkü Einstein’ın denklemine göre artık enerjiye dönüşmüştür. Güneş füzyon ile her saniyede, 620 milyon ton hidrojeni 616 milyon ton helyuma dönüştürüyor. Eksilen 4 milyon ton ise güneş ışığına dönüşüyor.
Güneş’in hidrojene karşı olan bitmek bilmez iştahına rağmen hâlâ 5 milyar yıl yetecek kadar yakıtı var. Dördüncü bölümde bu yakıt bittikten sonra neler olacağını göreceğiz.
Eddington, yirminci yüzyıl başlarındaki astronomi biliminin en önemli insanlarından biriydi. Kuzeybatı İngiltere’de doğdu, ailesi Quaker3 mezhebine mensuptu. I. Dünya Savaşı’na gitmemek için vicdani retçi olmayı düşünüyordu ki astronomik çalışmalarının önemi dolayısıyla zorunlu hizmetten muaf tutuldu.
Einstein, 1915 yılında savaş devam ederken, genel görelilik kuramını Almanca olarak yayımladığında, Eddington bu çalışmayı anlayabilen sayılı astronomdan biriydi ve çalışmanın kilit noktalarını İngilizce konuşan akademisyenlere yaymaya çalıştı. Eddington’ın genel göreliliği 1919 yılında bir tutulma aracılığıyla test etmesinin ardından Einstein, ünü herkesçe bilinen biri oldu. Eddington yıldızların yaşam döngüsünü anlamamıza yarayan birçok önemli çalışma yapmaya devam etti; bunlardan biri de bir yıldızın boyutuna göre ulaşabileceği maksimum parlaklığı açıklayan “Eddington limiti”dir.
Ne var ki her şeyi hatasız yaptığı söylenemez. 1930’lu yıllarda Hint astrofizikçi Subrahmanyan Chandrasekhar, genel göreliliği kullanarak karadeliklerin varlığını ileri sürdüğünde, Eddington bunun bir saçmalık olduğunu belirtmişti. Chandrasekhar, bu küçümsemeyi hiçbir zaman unutmadı, 1983 yılında Nobel Fizik Ödülü’nü alarak nihayet haklılığını kanıtlamış oldu.
1939 yılında Alman-Amerikan nükleer fizikçi Hans Bethe, hidrojenin helyuma nasıl dönüştüğünü açıklayan bir şablon yayımladı. Bu çalışmaya göre, dört proton (hidrojen çekirdekleri) sonunda birleşerek helyuma dönüşür, bu sürece proton-proton (pp) zinciri denir. Bu süreç, Güneş’in çekirdeğinde saniyede yaklaşık 90 trilyonun üç katı kere gerçekleşir, tekil protonların füzyona girmesi ise milyonlarca yıl sürebilir.
Güneş’in çekirdeğinde gerçekleşen bu proton-proton reaksiyonunu gözlemleyemiyoruz. Buna rağmen, eğer Güneş’e gücünü veren şey bu reaksiyonsa ortaya ne kadar enerjinin çıktığını tahmin edebiliriz. Üstelik iki sayı uyuşuyor.
Fakat 20. yüzyılın başlarındaki astronomların, kafalarını duvarlara vurmasına sebep olan inatçı bir problem vardı: Dünya’ya yeteri kadar Güneş nötrinosu ulaşmıyordu. Nötrinolar çok küçük, neredeyse kütlesiz atomaltı parçacıklardır. Bethe’nin bulduğu proton-proton reaksiyonunun bir ürünüdürler ve Güneş’ten uçuşarak Güneş sistemine yayılırlar. Fakat inanılmaz derecede asosyaldirler, aklınıza gelebilecek her türlü maddenin içinden (etkileşime girmeden) tıpkı hayalet gibi süzülüp geçebilirler. Geçen her saniyede, vücudunuzun her bir santimetre karesinden Dünya’nın nüfusu kadar nötrino geçiyor, fakat endişelenmenize gerek yok çünkü zararlı değiller.
1960’lı yıllardan beri fizikçiler, bu ünlü parçacıkların gezegenimizin içinden geçişini algılamak için özenle hazırlanmış deneyler yaptılar. Daha sonra fark ettiler ki ortada olması gerektiği kadar nötrino yoktu. Proton-proton reaksiyonu sonucu ortaya çıkan nötrinoların yalnızca üçte biri Dünya’ya ulaşıyordu. Bu duruma, nötrinoların Dünya’ya ulaşırken iki farklı tür nötrinoya dönüştüğü, yani bir nevi şekil değiştirdiği açıklaması getirildi. Yalnızca bir nötrino türüne duyarlı ilk nötrino deneyleri, diğer iki türü kaçırmış oldu. Bu yüzden algılamayı beklediklerinin yalnızca üçte biri kadar nötrinoyu algılayabildiler.
1998 ve 2006 yılları arasında Amerika ve Japonya’da yapılan deneyler gösterdi ki gerçekten üç tür nötrino var ve nötrinolar tür değiştirebiliyor. Tür değiştirmiş nötrinoları da hesaba katınca Dünya’ya ulaşan nötrino sayısı, proton-proton reaksiyonunun Güneş’in enerji kaynağı olması durumunda açığa çıkacak nötrino sayısıyla eşit.
Katmanlarını görebilmek için Güneş’i ortadan ikiye ayırdığınızı düşünün. Tam ortada, iç tarafın yaklaşık olarak çeyreğini kaplayan çekirdeği görürdünüz. Burada üst taraftaki maddeler tarafından uygulanan çekim basıncı, proton-proton reaksiyonu aracılığıyla hidrojeni helyuma dönüştüren füzyon için sıcaklık ve basıncı yükseltiyor. Sıcaklığı tam tamına 15 milyon derece (santigrat) olmasının yanında basınç da o kadar yüksek ki çekirdekteki madde, kurşundan 13 kat daha yoğun.
Işık, çekirdekten çıkıp Güneş’in genişliğinin yüzde 70’ini oluşturan ışınsal bölgeye gelir. Çekirdekten uzaklaştıkça sıcaklık düşmeye başlar ve ışınsal bölgenin ucuna geldiğinizde artık 1,5 milyon derecedir. Maddenin yoğunluğu da yavaş yavaş azalır, fakat parçacıklar çekirdeğe yakın yerlerde hâlâ tıklım tıklımdır. Ortalama olarak bir ışık parçacığı, herhangi bir şeyin üstüne sekmeden ve tabii ki geri yansıtılmadan bir santimetre bile yol alamaz.
Eğer tek bir ışık parçacığının (foton) izlediği yolu takip edecek olsanız bu ışığın, tilt oyununun (pinball) atmosferine benzeyen ışınsal bölgeden çıkması için 100.000-1.000.000 yıl arası beklemeniz gerekirdi. Ara sıra insanlardan, Güneş’ten gelen ışığın aslında sekiz dakikalık olduğunu, çünkü bu ışığın Dünya’ya ulaşmasının 8 dakika sürdüğünü duyarsınız. Ancak bu süre ışığın, Güneş’in kenarından bize ulaşması için gereken süredir; oysa ışık kenarda değil çekirdekte oluşur. Yani ışık, gözlerimizle etkileşime girdiğinde, aslında çoktan 100.000 yaşını aşmıştır.
Güneş, merkez çekirdekten dış taçküreye uzanan birçok katmana sahip.
Konvektif (taşıma) bölgesinden geçiş ise çok daha hızlıdır. Enerjinin buradan çıkışı genellikle üç ayı bulur. Işık, konvektif bölgeye ulaştığında gaz tarafından emilir. Bu, gazı ısıtır ve daha hafif bir hale gelmesini sağlar, böylece Güneş’in kenarlarına doğru yükselir. Orada soğuyarak sıcak maddeyi bırakır; sonra daha ağır bir hale gelir ve geri batar. Bu konvektif döngü, enerjiyi ışınımsal bölgeden Güneş’in görebildiğimiz dış katmanı olan ışıkküreye (fotosfer) taşır. Konvektif bölgenin ucundaki atomlar soğudukça enerjiyi ışık formunda serbest bırakırlar ki ışık, Güneş sistemini aydınlatmak için özgürleşsin.
Güneş ışığını yüzünüzde hissettiğiniz bir sonraki an biraz durun ve bu ışığın, Güneş’in çekirdeğinden size ulaşması için tamamladığı bir milyon yıla kadar sürebilen göksel yolculuğu bir düşünün.
Güneş’in yapısı ışıkküre ile son bulmuyor. Birkaç tane de çok daha ince bölge var, bu bölgeler renkküre (kromosfer) ve taçküre (korona) olarak adlandırılıyor. Renkküre, iğne (spikül) adı verilen 500 kilometre uzunluğundaki püskürmelerin yaşandığı yerdir. Güneş’te her an yüzlerce hatta binlerce püskürme meydana gelir.
Çekirdekten ışıkküreye ilerledikçe sıcaklık düşer, ancak ışık küreden de ilerlemeye başladığınızda sıcaklık tekrar yükselmeye başlar ve renkkürenin uçlarında