Napfizika Bevezető

Ezen az oldalon a fontosabb napfizikai fogalmak vázlatos és igen tömör áttekintése található, az anyagot folyamatosan bővíteni fogjuk és idővel ki fog egészülni a Debreceni Egyetemen oktatott tárgyak jegyzeteivel is.

Felépítése

A napfelszín alatt három nagyobb tartományt különíthetünk el. A sugár kb. egyharmadán belül található a kb 15 millió fokos hőmérsékletű centrális mag, melyben a termonukleáris energiatermelés zajlik. Ezen kívül helyezkedik el a sugárzási zóna, majd a sugár 0.71 részétől a felszínig tartó gömbhéj, a konvektív zóna. E zónák létére tisztán elméleti megfontolások alapján is következtetni lehet. A megfontolások arra vonatkoznak, hogy egy ilyen méretű és tömegű gázgömbnek kiszámítható a belső nyomás- ill. hőmérséklet-rétegződése, továbbá az, hogy az adott hőmérsékleteken és nyomásokon milyen fizikai folyamatok történhetnek. Mivel a Nap belsejéről optikai információ nem nyerhető, ezért ezt sokáig csak elméletileg vizsgálható jelenségkörnek tartották. Az utóbbi évtizedek hatalmas feljődése révén azonban ezek a belső struktúrák ma már empirikusan is vizsgálhatók, mivel két fajta fluxus áthatol a napanyagon: a neutrínóké és a nyomáshullámoké. A Nap látható felszíne feletti tartományok a naplégkör részei.

Energiatermelés

A centrumban uralkodó hatalmas hőmérsékleten és nyomáson a részecskék ütközései kikényszeríthetik összeolvadásukat - fúziójukat - mely energiafelszabadulással jár. Az energiaprodukció döntő forrása a p+p -> D+e⁺ +n_e folyamat, melynek során két proton egy deutériummaggá alakul, keletkezik egy pozitron és egy elektronneutrínó valamint maximum 420 kiloelektronvolt energia. E folyamat döntő fontossága egyrészt annak következménye, hogy a legnagyobb számban jelenlévő reagensek - a protonok - között zajlik, másrészt ennél a legkisebb a fúzió ellen ható ú.n. Coulomb-gát. Ezenkívül egy sor további nukleáris reakció zajlik a centrumban, amelyek szintén kiveszik a részüket az energiatermelésből. Néhányuk hozzájárulása csekély, de ha történetesen neutrínókibocsátással jár (mint a fent említett folyamat is), akkor annak hatalmas diagnosztikai jelentősége van, mivel e neutrínók detektálása révén lehet közvetve ellenőrizni a magra vonatkozó elsősorban elméleti eredményeket.

Energiatranszport

A magban termelt energia két különböző folyamat révén jut ki a felszínig, melyek térbelileg is elkülönülnek:


• A sugárzási zónában az energiát nagyenergiájú fotonok szállítják. Ezek az adott térrészben található részecskékkel ütköznek, azokon szóródnak, ami meglehetősen bonyolulttá teszi a pályájukat, egy foton kijutásának karakterisztikus ideje millió éves nagyságrendű.
• A konvektív zóna energiatovábbítási módja: a konvekció. Ez akkor kerül előtérbe, amikor a kifelé csökkenő hőmérséklet olyan értéket ér el, melynél a hőmozgás energiája már nem akkora, hogy az ütközések ionizált állapotban tarthatnák az anyagot, az ionok kezdenek rekombinálódni az elektronokkal, és így alkalmassá válnak arra, hogy elnyeljék a kifelé igyekvő fotonokat. A konvekció úgy valósul meg, hogy az enargiaelnyelés eredményeképpen egyes tartományok környezetüknél jobban felmelegszenek, tehát sűrűségük a környezetüknél kisebb és a keletkező felhajtóerő kifelé mozgatja az adott tartományt, szokásos nevén konvektív cellát. A többletenergia a felszínen szétsugárzódik, a cella lehűlt anyaga pedig átadja a helyét az újabb feltörekvő, forró cellának.

A légkör részei és struktúráik


• Fotoszféra - a néhány 100 km vastag, látható felszíni réteg. Innen származik a Nap sugárzási teljesítményének több mint 99% -a. Legjellegzetesebb struktúrája a granulációs szerkezet, mely a konvektív mozgástér felszíni megnyilvánulása. A fotoszférában láthatók a foltok és fotoszférikus fáklyák is.
• Kromoszféra - a felszín fölötti, néhány ezer km vastagságú légréteg. Hőmérséklete a felszín fölötti hőmérsékleti minimum fölött rohamosan növekszik, a kromoszféra (színgömb) elnevezést onnan kapta, hogy folytonos színképben nem figyelhető meg, de egyes spektrumvonalakban (köznapi szóhasználattal egyes színekben) előtűnnek jellegzetes struktúrái.
• Korona - külső határa pontosan nem húzható meg, általában a másfél-két napátmérőnyi távolságig tekinthetjük az atmoszférát a korona részének. A hőmérséklet itt már több millió fokos, aminek az elméleti magyarázata évtizedek óta komoly kihívás. Az elméleti problémát azzal a metaforával szokták érzékeltetni, hogy hogyan lehet a gyertyaláng fölötti levegő sokkal forróbb, mint maga a láng. A magyarázatot a korona mágneses tereinek dinamikájában véljük megtalálni. A korona anyaga már igen ritka plazma, ezért fénye a fotoszféráé mellett elenyészően halvány, így csak napfogyatkozások idején van esély arra, hogy sajátos alakzatait megfigyelhessük.
• Napszél - A koronában kifelé haladva eljutunk egy olyan tartományig, ahol a részecskék hőmozgásának sebessége felülmúlja a szökési sebességet, ettől kezdve a korona anyagára egy kifelé áramlás lesz jellemző, ezt nevezzük napszélnek. Az áramlás átlagos sebessége nyugodt Nap esetén kb. 400km/sec.

A mellékelt képanyag a naplégkör különböző rétegeit mutatja be.

Helymeghatározás a Nap felszínén

A Nap felszínéhez a földiéhez hasonló koordinátahálózat rendelhető. A felszínt az egyenlítőtől a pólusokig +-90 fok szélességi, valamint Kelet-Nyugati irányban 360 fok hosszúsági körökre osztjuk. A 0 szélességi kör értelemszerűen az egyenlítőhöz tartozik, a 0 hosszúsági kör rögzítése azonban egyezményes, hiszen a Nap felszínén nem lehet úgy rögzíteni egy vonalat, mint mondjuk a Földön a greenwich-i szélességet. Azt azonban meg lehet tenni, hogy a napfelszín átlagos szögsebességével forgó koordinátarendszert rendelünk a felszínhez, melyben Carrington nyomán a napkorong centrumán 1854 január 1-én (világidőben) 0 órakor átmenő hosszúsági kört tekintjük nulladiknak.
  A helymeghatározáshoz az szükséges, hogy az észlelt napkorongra a lehető legpontosabban rá tudjuk illeszteni a Carrington-féle koordinátarendszernek a látóirányra merőleges síkra vett vetületét. Ezt három paraméter figyelembevételével tehetjük meg, melyek minden időpontra meghatározhatók.


• L: a fent említett egyezményes 0 hosszúsági körnek a centrálmeridiántól való szögtávolsága (a meridiánok azok a gömbi főkörök, melyek a forgási pólusokon átmennek, a centrálmeridián pedig ezek közül az, melynek síkja a látóirányba esik, a centrálmeridiánt tehát a pólusokon és a napkorong centrumán átmenő egyenesnek látjuk ). Változásának kb hónapos ritmusa van a Nap rotációja miatt.
• B: a Nap egyenlítői síkja és a látóirány által bezárt szög, másképpen kifejezve a Nap centrumának látszólagos héliografikus szélessége (vagyis az a szélesség, ahol a centrumot és a megfigyelőt összekötő szakasz metszi a napfelszínt). Mivel a földpálya 7,25 fokos szöget zár be a Nap egyenlítőjével, ezért a B az év folyamán plusz és mínusz hét fok között változik, ugyanis közel fél évig az egyenlítői síktól délre, majd közel fél évig attól északra tartózkodunk.
• P: a földi észak-déli irány és a Nap forgástengelyének iránya által bezárt szög. Szintén éves váltakozása van a Föld keringése miatt.

A fenti L, B és P paraméterek értékei minden nap 0 óra világidőre megtalálhatók évkönyvekben, pl. a magyar Csillagászati Évkönyv köteteiben is.

Rotáció

Az adattáblázatban található rotációs periódus tulajdonképpen átlagolt érték. A napfelszín különböző héliografikus szélességű zónáiban illetve különböző mélységbeli tartományaiban a rotáció különböző szögsebességű, a felszíni egyenlítő rotációs periódusa 26 nap. Két fogalmat érdemes külön megemlíteni.


• Differenciális rotáció - a legnagyobb szögsebességű zóna az egyenlítőnél található, a pólusok felé haladva a zónák csökkenő szögsebességgel forognak. A jelenséget, a felszíni szögsebesség szélességfüggését az W =A+ Bsin²f formula segítségével szokták leírni, ahol W a f szélességű övezet szögsebessége, a konstansok legismertebb (Newton és Nunn klasszikus mérésein alapuló) értéke pedig A=14,368 fok/nap illetve B=-2,69 fok/nap. Újabb (globális oszcillációt vizsgáló) technikákkal már a differenciális rotáció mélységbeli változása is vizsgálható.
• Torziós oszcilláció - a differenciális rotáció finomszerkezete. Felfedezését az tette lehetővé, hogy hosszútávú észlelési programot végeztek a napfelszín mágneses teréről és e méréssorozat melléktermékeként rendelkezésre álltak a napperem különböző pontjainak látóirányú sebességei. E sebességadatok célszerű csoportosításával és átlagolásával kirajzolódott az ábra szerinti mintázat. Az ábrán látható módon mindkét (északi és déli) félgömbön található két olyan ú.n. nyírási szélesség, melytől pólusirányban nagyobb, egyenlítőirányban pedig kisebb szögsebességű rotációt mutat a napfelszín a simított átlagnál. Ezek a nyírási szélességek a pólus környékétől indulva kb két napciklus alatt jutnak el az egyenlítőig. E mintázat létét újabban a SOHO/MDI kísérlet is megerősítette.

Naptevékenység

Sokan nem értik, mi tanulmányozni való van egy fényes korongon. Süt és kész! Valójában a Nap jelenségeit két csoportba oszthatjuk, a nyugodt és aktív Napéra. A nyugodt Nap jelenségei azzal kapcsolatosak, hogy ha egy ilyen méretű gázgömb kialakul, akkor a belsejében létrejövő nyomás mindenképpen kikényszeríti azokat az energiatermelő folyamatokat, melyek révén képes a fenti táblázatban feltüntetett hatalmas energiaprodukcóra. A jelenségkört a fenti "felépítés", "energiatermelés" és "energiatranszport" című bekezdések ismertetik.

A Napot az teszi rövid időskálán is változékony égitestté, hogy anyaga plazma, ami azt jelenti, hogy jelentős részben töltött részecskékből áll. E töltött részek mozgásai, áramlásai mágneses tereket keltenek, melyek visszahatnak e mozgásokra. E folyamatok leírására a folyadékok és gázok dinamikájának elmélete nem elegendő, azokat az elektrodinamika Maxwell-egyenleteivel kiegészítve a magnetohidrodinamika (MHD) tárgyalja. A Napon működő sebesség- és mágneses terek folyamatosan zajló kölcsönhatásának jelenségeit nevezzük összefoglalóan naptevékenységnek. Ennek fontosabb jelenségei a következők:

Napfoltok

A legrégebben ismert naptevékenységi jelenségek. Nagyobb példányaik szabad szemmel is láthatók (természetesen csak jelentős fénygyengítés után, akár vastag légrétegen - a horizont környékén - vagy füstfelhőn keresztül is). Igen erős mágneses terek a fotoszférában, a térerősség eléri a 3000 Gauss értéket. Egy átlagos napfolt mérete összemérhető a Földével. A foltok legtöbbször csoportokban jelennek meg, melyek szabályos esetben két, ránézésre is jól elkülöníthető részcsoportra oszthatók. A két részcsoportot összekötő szakasz közelítőleg a rotáció érintőjének (a kerületi sebesség vektorának) irányába esik, ezért az elöl haladó részt vezető-, a másikat követő résznek nevezzük. A foltcsoportok élettartama az egynapostól a néhány (maximum kb. négy) hónaposig terjedhet. Az ábra egy nagyobb napfoltcsoportot mutat (Győri Lajos észlelése, Gyulai Megfigyelő Állomás).

Napciklusok

Régi felismerés, hogy a napfoltok megjelenésének gyakorisága időben nem egyenletes, körülbelül 11 évenként maximumot mutat, ilyenkor egyidőben akár húsz kisebb-nagyobb foltcsoport is látható a napkorongon, míg a közbenső minimum-időszakban előfordul akár két hét is egyetlen foltocska nélkül. Az ábra a napfoltok számának évi átlagait (t.i. a havi összegek éves átlagait) mutatja az 1700-1999 közötti időszakban, a rajz a boulderi NOAA adatai alapján készült. A napfoltok mellett egy sor egyéb napjelenség is (flerek, átlagos napszélsebesség stb.) hasonló változást mutat.

A Hale-szabály Tulajdonképpen szabálycsoport, a naptevékenység természetére vonatkozó legfontosabb empirikus eredmény, ami azzal kapcsolatos, hogy a foltokat mágneses terük polaritása is jellemzi. A Hale-szabály szerint 1.) a foltcsoportok vezető és követő része ellentétes polaritású foltokat tartalmaz; 2.) egy adott ciklusban az egyik (pl. az északi) félgömbön mindig egy adott polaritás a vezető (pl az északi) a másik félgömbön pedig a másik (tehát a déli félgömbön a déli polaritás); 3.) a következő 11 éves ciklusban pedig az említett polaritásviszonyok megfordulnak. Igy jön létre a Hale-ciklus, vagy 22 éves mágneses ciklus.

A napciklus lefolyásáról a differenciális rotáció és a Hale-szabály ismeretében a következő - meglehetősen egyszerűsített - képet alkothatjuk. Kiindulásként képzeljünk el egy olyan globális mágneses teret, melynek két mágneses pólusa van - jó közelítéssel - a forgástengely pólusainál (ez kb a naptevékenységi minimum állapota), ezt nevezzük poloidális állapotnak. A kiinduláskor pólustól pólusig húzódó erővonalak a differenciális rotáció miatt fokozatosan feltekerednek (ez az első látásra furcsa folyamat a plazmafizika Alfvén-féle befagyási tétele miatt megy végbe, mely nagy vezetőképességű plazmákra igaz, mint amilyen a Napé is). Eredményképpen kialakul két hatalmas mágneses gyűrű, más néven tórusz, ami miatt ezt toroidális állapotnak nevezzük, ez a naptevékenységi maximum időszakára jellemző. Ezután egy (elméletileg egyelőre csak kvalitatív módon leírt) folyamat révén a toroidális térből felépül az előzővel ellentétes polaritású poloidális tér és a folyamat ellenkező előjellel újraindul.

A Spörer-szabály értelmében az aktív vidékek átlagos szélessége a napciklus során egyre csökken és a ciklus végére az egyenlítő közelébe ér. Jelenleg nem világos, hogy a jelenségnek milyen kapcsolata van a fentebb említett torziós oszcillációval, ahol szintén egyenlítő-irányú tendencia zajlik. (Az ábra a boulderi NOAA ábrája alapján készült).

Flerek

A napkitörések angol eredetű neve (eredetileg: flare). Látványos jelenségek, melyek során rövid idő - maximum egy-másfél óra - alatt igen nagy energia szabadul fel. A jelenség oka egy adott aktív vidék feletti olyan instabil mágneses konfiguráció, mely rövid idő alatt egy stabilabb formációba megy át, a gyors folyamat során felszabaduló energia pedig az adott térrészben lévő részecskék mozgási energiájává alakul. Ezek egy része azután lefelé záporozik, felfűti a kromoszférát (ritkábban a fotoszférát, ekkor keletkezik az ú.n. fehér fler), ami látványos felfénylést okoz, más része pedig nagy sebességgel kifelé áramlik.

Fáklyák

Azon mágneses fluxuscsövek, melyek nem alkotnak nagy fluxussűrűségű napfoltokat, a fotoszférikus áramlások hatására laza halmazokba állnak össze az ún. szupergranulációs cellák határai mentén. Az ilyen fluxuscső-együttesek a fotoszférában a napperem környékén látszanak a környezetüknél fényesebbnek (fotoszférikus fáklyák), a fölöttük lévő kromoszféra pedig a fluxuscsövek által szállított magnetohidrodinamikai hullámok révén kap járulékos fűtést, ezért fényesebb környezeténél (kromoszférikus fáklya).

Protuberanciák

Látványos, hídszerű alakzatok a koronában, csak adott hullámhosszakon figyelhetők meg, leggyakrabban a hidrogén ú.n. H-alfa vonalában észlelik. A mágneses tér képes lehet arra, hogy a nem túl nagy sebességű plazmát megtartsa, és ez a fénylő plazma mintegy láthatóvá teszi a mágneses teret. A protuberanciák általában nyugodt alakzatok, akár hetekig is "élhetnek", de ha a plazma valahogy járulékos fűtést kap, akkor a stacionárius állapot megszakadhat, ilyenkor lép fel a robbanó protuberancia jelensége. A korongon a környezetükhöz képest sötétebbnek látszanak, ez a filament. Legtöbbször két különböző mágneses polaritású terület határán húzódnak (zéró filament).

CME-k

A flerek látványos kísérőjelensége lehet a CME - Coronal Mass Ejection, magyarul korona-anyagkidobódás, régebbi nevén koronatranziens. A flerek folyamán végbement erővonal-átrendeződésnek olyan következménye is lehet, hogy az aktív vidék fölötti mágneses fluxuskötegek elszakadnak a felszínhez közeli részeiktől és szabaddá válva óriásira (a napátmérő sokszorosára) fúvódnak fel majd nagy sebességgel eltávoznak a Naptól. A CME-k a naprendszer legnagyobb összefüggő alakzatainak tekinthetők. A felfúvódásnak az az oka, hogy az elszakadás után a fluxuskötegben uralkodó mágneses nyomással és az erővonalak görbültsége miatti feszültséggel immár semmi nem tart egyensúlyt. Az alakzat egy olyan gigantikus buborékként képzelhető el, melynek összetartó ereje nem a felületi feszültség, hanem a mágneses tér. Egy átlagos CME-vel kidobott anyag tömege kb. egymilliárd tonna lehet (a fenti táblázat alapján a nyugodt Nap ennyit kb. negyedóra alatt bocsát ki a napszél révén), sebessége 20 km s^-1 től 1200 km s^-1 -ig terjedhet. A "flerek" címszó alatti flerek és CME-k képanyagában az 1999 június 27-i és július 19-i flerekkel kapcsolatos CME-k filmjei is megtalálhatók.

Nap-Föld fizika, űridőjárás

A fenti jelenségek többségének van közvetlen vagy közvetett hatása a földi környezetre. A szoláris energiaáramnak van egy stacionárius (a nyugodt Napból is érkező) és egy naptevékenységtől függő összetevője. A részecskesugárzás stacionárius összetevőjét a napszél jelenti, a táblázatban említett sugárzási teljesítmény pedig a nyugodt nap elektromágneses sugárzását jellemzi. Emellett mindkét energiaáramhoz hozzáadódnak a naptevékenységi jelenségek különböző járulékai. A terület fontosabb témakörei a következők:


• Ûridőjárás - Viszonylag új fogalomkör, de jelenségei várhatóan hamarosan általánosan ismertek lehetnek, akár a földi időjáráséi. Ide tartoznak a fent említett napjelenségek közül mindazok, amelyek hatása elérheti a Föld környezetét, illetve az alább felsorolandó jelenségek, tehát a stacionárius elektromágneses és részecskesugárzás mellett a napkitörések, CME, napszélstruktúrák, kozmikus sugárzás, szoláris irradianciaváltozások, kölcsönhatások a földi magnetoszférával és ionoszférával, geomágneses aktivitás, sarkifény. A Föld kozmikus környezetében zajló folyamatok átfogó neve.
• Napállandó - A közepes Nap-Föld távolságban a radiális irányra merőleges sík egy négyzetméterén másodpercenként átáramló energia mennyisége, értéke 1366 watt/m² . Nevét akkor kapta, amikor még a mérési eljárás pontossága nem volt elegendő ahhoz, hogy változásait meghatározzák. Csak az űreszközökkel végzett mérésekkel derült ki, hogy értéke néhány ezrelékkel megváltozhat. A változások oka a naptevékenység során fellépő felszíni mágneses alakzatok intenzitásnövelő, illetve -csökkentő hatása.
• Napszél szerkezete - A korona külső tartományaiból kiinduló részecskeáram nem homogén, különböző struktúrákat mutat. A legfontosabb az a struktúra, amit a magával szállított mágneses tér alakít ki. Az északi és déli félgömb ellentétes polaritású mágneses erővonalait a kiáramló napszél kihúzza a végtelenbe. A két ellenkező polaritású térfelet az egyenlítői síkban elhelyezkedő ú.n. neutrális réteg, más néven áramréteg választja el egymástól. A Nap rotációja miatt a napszél-beli mágneses tér csavarvonal-alakot vesz fel, másrészt a neutrális réteg nem sík geometriájú, hanem a Nap eltérő irányú forgási- és mágneses tengelye, valamint felszínének nagyléptékű alakzatai miatt hullámos, úgy is mondhatnánk, hogy fodros, ezért formáját a szakirodalom szemléletesen "balerinaszoknya" -alakzatnak nevezi. További szerkezeti sajátság, hogy a korona nyílt (vagyis nem a napfelületen záródó) mágneses terű tartományai - a koronalyukak - a többiénél nagyobb sebességű napszél forrásai. Ezek a struktúrák a Nap rotációja miatt periodikusan lépnek kölcsönhatásba a Föld környezetével és 27 napos visszatérő - rekurrens - zavarokat okoznak.
• Magnetoszféra - a Föld mágneses környezete. A Föld saját mágneses tere a Nap részecskesugárzása nélkül forgásszimmetrikus lenne, azonban a Napból jövő plazmaáram jellegzetes alakúra deformálja, ez a magnetoszféra. A Nap felőli oldalon alakja összenyomott, az éjszakai oldalon viszont messzire nyúló, az üstökösökére emlékeztető farokrésze van. A napszél által szállított bolygóközi mágneses tér, illetve a földi mágneses tér közötti felület a magnetopoauza.
• Geomágneses aktivitás - a naptevékenység által előidézett, a földfelszínen mérhető mágneses változások gyűjtőneve. Mérésére többfajta paraméter használatos, a legismertebb az ú.n. K_p index, amely 0-tól 9-ig terjedő skálán jellemzi a geomágneses zavar mértékét. A geomágneses aktivitást előidéző tényezők a következők lehetnek: a szoláris plazma kölcsönhatásba lépve a magnetoszférával, annak nappali oldalát a földfelszínhez közelebb nyomja; a szoláris plazma által szállított mágneses tér megfelelő polaritásviszonyok esetén össze tud kapcsolódni a földi mágneses térrel; nagy sebességű áramok viszkózus kölcsönhatás, illetve instabilitások révén is kölcsönhatásba léphetnek a magnetoszférával.
• Ionoszféra - a felső légkörnek azon rétegei, melyekben a szoláris energia ionizáló hatására tartósan jelen van bizonyos számú pozitív és negatív komponens. Természetszerűleg a nyugodt Nap is létrehozza, éjszaka pedig - elsősorban alsóbb rétegei - rekombináció révén meggyengülnek, vagy eltűnnek. A naptevékenység hatása itt elsősorban a napkitörések alkalmával jelentősen intenzívebbé váló nagyenergiájú (rövid hullámhosszú) sugárzások révén érvényesül. Ilyenkor az ionizáció mértéke megnő, az alsóbb ionoszféra-rétegek is megerősödnek, amint azt a rövidhullámú rádióamatőrök is tapasztalják. Az ionoszféra létének (a nagyenergiájú sugárzások ionizáció révén való elnyelésének) hatalmas jelentősége van a földi életlehetőségek szempontjából.
• Sarkifény - a naptevékenység legrégebben ismert földi hatása, az északi népek számára megszokott éjszakai égi látvány. A szoláris plazmaáram részecskéi a mágneses pólusok gyűrűalakú környezetében juthatnak le olyan alacsony légrétegekig, ahol ütközések révén a földfelszínről is látható fényjelenséget idézhetnek elő. E jelenség alakja nemritkán jellegzetes függönyszerű formáció, mely a mágneses tér struktúráját tükrözi. Ha a beérkező CME energiája elég nagy, sebessége legalább 1000 km/sec, akkor a látvány alacsonyabb szélességeken - akár Magyarországon - is megfigyelhető.