Magyar Tudomány, 2004/6 689. o.

Az Univerzum, amelyben élünk

Kálmán Béla

MTA KTM CSKI Napfizikai Obszervatóriuma, Debrecen

Egy "közönséges" csillag



A Nap csak egy közönséges csillag, 
de szerencsére nappalra 
mindig visszaváltozik Nappá.

(Gyerekszáj)

Ha  a  Napon  nem  lennének 
mágneses  terek,  valóban olyan unalmas átlagcsillag lenne,
mint azt a csillagászok gondolják.

(Robert B. Leighton,
a CalTech professzora, a Mai fizika című könyvsorozat egyik társszerzője)

A Nap nagyon fontos az emberiség számára, több szempontból is. Egyrészt (a nukleáris energia kivételével) minden energiánk forrása (Kálmán 1986), másrészt a kutatók számára könnyen tanulmányozható átlagcsillag, amelyen ellenőrizhetők a csillagmodellek számításai, és - közelsége miatt - felszíni jelenségei is jól megfigyelhetők. Az 1800-as évek közepe óta tudjuk, hogy a naptevékenységnek földi következményei is vannak, mint erről 2003 őszén ismét meggyőződhettünk. A naptevékenység kutatása ezért a mindennapi élet számára is fontos. Az alábbiakban rövid általános áttekintés után a legújabb eredményekről számolunk be.

A Nap mint csillag

A Nap a csillagok között éppen az átlagot képviseli fizikai tulajdonságaival. Átmérője (1,4 millió km) félúton van az óriáscsillagok és a fehér törpék (vagy néhány kilométer átmérőjű neutroncsillagok) közt, tömege (2×1030 kg) és felszíni hőmérséklete (kb. 5800 K) szintúgy közepes a nála sokkalta nagyobb vagy kisebb tömegű és hőmérsékletű csillagokkal összehasonlítva. A hozzánk való közelsége az, ami számunkra különlegessé teszi. Az átlagos Nap-Föld távolság, amit csillagászati egységnek (CsE) is neveznek, 149 597 870,66 km. A Nap után legközelebbi csillag, a Proxima Centauri 158 823 csillagászati egységre van tőlünk. Az éjszakai csillagok látszó átmérője mind kisebb, mint 1 ívmásodperc, szemben a Nap kb. fél fokos látszó átmérőjével (a Napon egy ívmásodpercnek 725 km felel meg). A Föld ellipszis alakú pályán kering a Nap körül, ezért a tényleges naptávolság 1,7 %-kal nagyobb vagy kisebb lehet az átlagosnál, ami a Nap látszó átmérőjének ugyanilyen nagyságú, de ellentétes értelmű változásával jár. A Föld légkörének határára érkező sugárzó energia a távolság négyzetével fordított arányban változik, azaz az átlagosnál 3,4 %-kal nagyobb napközelben (január elején) és kisebb naptávolban (július elején). A Nap átlagos sugárzó teljesítménye 3,845×1026 W, ennek a Földre érkező része a napállandó (1,365-1,369 W/m2) elég nagy pontossággal egyforma hosszú időskálán is, ez tette lehetővé a földi élet kifejlődését és fennmaradását. A naptevékenység következtében a napállandó ingadozása néhány tized százalék.

A Nap szerkezetét régóta tanulmányozzák, és mára már tized % pontossággal ismertek a fizikai jellemzők a Nap belsejében. Anyaga a felszínen tömeg szerint 70 % hidrogén, 28 % hélium és 2 % nehezebb elem. Középpontjában a hőmérséklet 15,7 millió K, ez kifelé fokozatosan csökken, a felszíni 5800 K-ra. A nyomás a középpontban 2,33×1016 Pa (2,3 x 1011 atm), a sűrűség 1,53×105 kg/m3, ez nagyon gyorsan csökken kifelé haladva, a sugár felénél már eléri a víz sűrűségét, a felszínen pedig már csak 2,5×10-4 kg/m3. A középpont kis környezetében, gyakorlatilag a sugár egynegyedéig, elegendően magas a hőmérséklet ahhoz, hogy négy hidrogénatommagból (protonból) egy héliumatommag álljon össze ütközések során. A keletkező héliummag tömege kevesebb, mint a négy proton össztömege, levonva az ütközések során keletkező két elektron és két antineutrínó tömegét, a tömegkülönbség az einsteini e=mc2 képlet alapján energiaként (röntgen- és gammasugárzásként) szabadul fel. Ez a termonukleáris reakció fűti a Napot, és szolgáltatja évmilliárdok óta az energiát a Földnek is. Ha a Nap teljesítményét tömegével elosztjuk (0,000192 W/kg), és összehasonlítjuk ezt egy átlagos ember anyagcseréjével (70 kg, 100 W, azaz 1,429 W/kg), azt láthatjuk, hogy az átlagember majdnem négy nagyságrenddel több energiát termel egységnyi tömegre viszonyítva (Parker, 1997).

A Nap magjából kifelé haladva a sugár egynegyedénél már annyira lecsökken a hőmérséklet, hogy az ettől nagyon erősen függő termonukleáris reakciók már nem mennek végbe, nincs energiatermelés. Ebben a magban összpontosul a Nap tömegének fele. A nagyon fényes magot viszont egy rendkívül átlátszatlan burok övezi, amelyen keresztül a sugárzás formájában terjedő energia sokszoros elnyelődés és kisugárzás során rendkívül lassan szivárog kifelé. Útja több százezer évig tart ebben az ún. sugárzási zónában, amely a magtól a sugár 71 %-áig terjed. Ebben a mélységben megszűnik a stabil rétegződés, és konvektív instabilitás lép fel, azaz az energia már anyagáramlással terjed: a konvektív zónában a melegebb anyag felszáll, a felszínen kisugározza energiáját, majd lehűlve lesüllyed. A konvekció jól látható a Nap felszínén is mint a granuláció kb. 1000 km méretű fényes területei, amelyekben felfelé áramlik és szétterjed a forróbb anyag, a granulák közti sávokban pedig a lehűlt, sötétebb gáz süllyed lefelé.

A Nap középpontjából kifelé haladva minden fizikai állapotjelző folytonosan és fokozatosan változik, nincs olyan ugrásszerű változás, mint a Föld esetében a szilárd földkéreg és a légkör határán. A napkorongot mégis éles pereműnek látjuk, és beszélünk a Nap felszínéről is. Ez amiatt van, mert a hozzánk érkező fény, és általában sugárzó energia több mint 99 %-a egy mindössze kb. 500 km vastagságú rétegből, a fotoszférából származik. A Nap távolságából ez kevesebb, mint egy ívmásodpercnek látszik, tehát valóban vékony réteg, ezt tekintik a Nap felszínének. Alapjának azt a szintet számítják, ameddig le tudunk látni a Nap anyagába, felső határa pedig a hőmérsékleti minimum. A fotoszférán belül ugyanis változik a gáz hőmérséklete, alsó határán 6420 K, a felsőn pedig 4170 K (Stix, 2002). Az előbb említett 5800 K felszíni hőmérséklet átlagérték, amely a Nap összsugárzása energiaeloszlásának felel meg. A Nap látható felszíne egyébként sem egyenletes fényességű, a granuláció mintázatán kívül a napkorong közepe fényesebb, pereme halványabb, középen ugyanis a mélyebb, forróbb réteget láthatjuk.

A fotoszféra felett a naplégkörnek még más rétegei is megtalálhatók, amelyek jóval ritkábbak, ezért keresztüllátunk rajtuk, csak különleges műszerekkel figyelhetők meg. A fotoszféra felett közvetlenül a kromoszféra helyezkedik el, amely nevét (a szín szférája) a napfogyatkozások alkalmával megfigyelt vörös színéről kapta (ez a hidrogén legerősebb színképvonalának színe). Átlaghőmérséklete 10 000 K körüli, a hőmérsékleti minimumtól indul, és a kb. 10 000 km vastag réteg felső határán 25 000 K-ig emelkedik, szerkezete nagyon egyenetlen. A felső határon néhány száz kilométeren belül a hőmérséklet rendkívül hirtelen 1 millió K-re emelkedik, ez már a napkorona anyaga. A koronát teljes napfogyatkozások alkalmával már ősidők óta látták, de fizikai állapota sokáig rejtély maradt még a színképi megfigyelések alapján is, színképvonalait ugyanis nem tudták egyetlen, laboratóriumokban ismert anyaggal sem azonosítani. Csak az 1940-es években sikerült Bengt Edlén svéd fizikusnak a koronavonalakat a nagyon sokszorosan ionizált, azaz a magas hőmérséklet miatt sok elektronjukat elvesztett vasatomok színképével megmagyarázni. Bár a korona hőmérséklete magas, de ez csak a részecskék gyors mozgását jelenti, nagy ritkasága miatt a részecskék által hordozott összenergia csekély, így ha hőszigetelt edénybe lehetne helyezni a napkorona kis darabját, ebbe bedugva kezünket semmilyen kár nem érné. A korona hőmérsékleti sugárzása főleg a röntgentartományba esik, de a korona jól tanulmányozható a sokszorosan ionizált atomok színképvonalaiban készült képeken is, amelyekben a fotoszféra fényessége csekély.

A napkorona magas hőmérséklete miatt a benne lévő atomok egy részének sebessége elérheti a szökési sebességet, annál is inkább, mert ez csökken a Nap felszínétől távolodva. A napkoronának ezért nincs felső határa, hanem fokozatosan átmegy a napszélbe, amely a Napból sugárirányban állandóan távozó néhány száz km/s sebességű részecskeáram. Ez az a fizikai közeg, amely a napaktivitás egyes jelenségeit közvetíti a Föld környezetébe is. A napszél betölti az egész Naprendszert, külső határát kb. 80-100 CsE-nél feltételezik. A legkülső nagybolygóknál már távolabb járó Voyager űrszondák mostanában kezdik érzékelni a napszél és a csillagközi anyag határát, az ún. héliopauzát.

A Nap megfigyelésének sajátságai és nehézségei

A csillagászok számára a kutatáshoz többnyire a csillagokból érkező elektromágneses sugárzás elemzése adja a lehetőséget. Ezt a hullámhossz (rezgésszám) szerint színképpé bontják. A színképvonalakat Joseph von Fraunhofer éppen a Nap optikai színképében fedezte föl, ezekből a csillagok kémiai összetétele, profiljukból a fizikai állapothatározók, eltolódásukból a kisugárzó (elnyelő) gáz sebessége, polarizációjukból és felhasadásukból a mágneses tér határozható meg. A Nap esetében a belőle származó részecskéket, a magban keletkező neutrínókat, a napszélben áramló protonokat, elektronokat és más atommagokat is meg lehet figyelni. Első pillanatra úgy tűnhet, hogy a Nap fénye bőven elegendő a színképelemzéshez, azonban a kutatók gyakran panaszkodnak, hogy kevés. A fizikai folyamatok megértéséhez ugyanis nagyon kis, néhány száz km-es területek színképét nagyon nagy színképi felbontással kell vizsgálni, és ehhez néha már valóban kevés a napfény. Ugyanakkor a földi légkör hatása is zavaró, az állandóan jelen lévő örvénylő mozgások, felszálló légáramlások (amelyeket nyáron a felmelegedett aszfaltutak felett lehet jól látni) elrontják a távcsőbe jutó képet. A Nap esetében közvetlenül a távcsőben is felmelegszik a levegő. Ezért a korszerű naptávcsövekben már vákuumban halad a fénysugár. A naptávcsöveket is nyugodt légkörű, többnyire vízzel (tengerrel vagy tóval) körülvett, magas helyen telepítik, hogy a leképzés a lehető legjobb legyen. Az elérhető legjobb optikai felbontás még így is egy ívmásodperc közelében van, ami egy 10 centiméter átmérőjű távcső elméleti felbontóképessége, noha a jelenlegi naptávcsövek optikája általában 1 méter körüli méretű.

A légköri nyugtalanság kiküszöbölésére több módszert is kidolgoztak már, ezek egy része későbbi javítás: külön e célra felvett sok kép feldolgozásával különválasztható a légkör hatása és a valódi kép. Más esetben ún. aktív optikai elemek, gyorsan mozgatható tükrök segítségével a megfigyelés ideje alatt, valós időben javítják a képet, a légköri torzulások állandó mérésével és kiküszöbölésével. Mindehhez komoly számítástechnikai teljesítmény szükséges. Sajnos, ezek a képjavító eljárások csak néhány ívperces területen belül képesek javítani a képromlást. A teljes megoldást az jelentheti, ha a távcsövet a légkörön kívülre, az űrbe telepítjük. Napjainkig azonban a műholdakon és űrszondákon elhelyezett eszközök (a költségek miatt) csak a légköri elnyelés miatt a földfelszínről hozzáférhetetlen (ibolyántúli, röntgen-) hullámhosszakon végeztek Nap-megfigyeléseket, a TRACE az első műhold, amely fél ívmásodperc felbontással fehér fényben is készít fotoszféraképeket.

A Nap légkörének tanulmányozására különleges műszereket fejlesztettek ki. Ilyen a spektrohéliográf, amely egy kiválasztott színképvonal fényében képezi le a Napot. Az optikai tartományban ez többnyire a hidrogén vörös, H-alfának nevezett színképvonala, amelytől vörös színű a kromoszféra. A napkorongon fehér fényben keresztüllátunk a kromoszférán, de kiválasztva ezt a sötét színképvonalat, amelyben a hidrogén átlátszatlan, a kromoszférát fogjuk látni. Az űrszondákra telepített spektrohéliográfok az ionizált hélium, az erősen ionizált vas és más elemek színképvonalaiban a napkorona különböző hőmérsékletű részeit fényképezik. Adott hőmérsékletű gázban ugyanis egy elemnek egy bizonyos ionizáltsági foka a döntő, így az egyes ionok színképvonalában megfigyelve a megfelelő hőmérsékletű területeket láthatjuk a Napon.

Másfajta műszerek a magnetográfok, amelyek egyes mágnesesen érzékeny színképvonalak profiljában mérik a polarizációt, ebből a színképvonal keletkezési helyén uralkodó mágneses tér nagysága és iránya határozható meg. Az utóbbi évtizedekben fejlődött ki a hélioszeizmológia, amely a napfelszín hullámzó mozgásából, a Nap rezgéseinek részletes tanulmányozásából határozza meg a felszín alatti szerkezetet és mozgásokat, épp úgy, ahogy a geofizikusok robbantás vagy földrengés keltette hanghullámok segítségével térképezik fel a kőzetek felszín alatti eloszlását, a Föld belső szerkezetét. A hélioszeizmológiai méréseknél a színképvonalak Doppler-eltolódásából határozzák meg a látóirányú sebességet. A most működő eszközök érzékenysége elképesztő: néhány cm/s sebességet és néhány deciméter kitérésű hullámokat képesek érzékelni a Nap felületén.

Az elmúlt évtized eddig nem látott fejlődést hozott a Nap tanulmányozásában, ez elsősorban néhány űreszköznek köszönhető, a földi távcsövek és képjavító eljárások fokozatos fejlődése mellett. Az 1991-ben felbocsátott, 390 kg tömegű Yohkoh (Napsugár) japán műhold elsősorban röntgenfényben készített rendszeresen napképeket, ezeken a napkorona szerkezetét lehetett tanulmányozni, 512×512 képpont felbontású képeken (a Nap átmérője nagyjából 1800 ívmásodperc). A nagyon sikeres műhold 2001 decemberében egy napfogyatkozás miatt elvesztette tájolását, emiatt napelemei árnyékba kerültek, energiaellátása megszűnt, a kapcsolatot azóta sem sikerült vele helyreállítani. A kisteherautónyi méretű, 1850 kg tömegű SOHO (Nap- és hélioszféra-kutató űrszonda) az európai (ESA) és amerikai (NASA) űrügynökség közös űrszondája. Az 1995 decemberében indított szonda pályája különleges, a Föld-Nap összekötő vonalon, 1,5 millió kilométerre van a Földtől a Nap felé, ahol az égi mechanika törvényei szerint kis korrekciókkal megmaradhat a belső librációs pontban. Sok műszere közül említésre méltó az EIT (extrém ibolyántúli távcső), amely 1024×1024-es felbontással készít felvételeket a napkoronáról különböző ionizáltsági fokú atomok fényében; az MDI (Michelson-Doppler-interferométer), amely fehér fényben készít képeket valamint magnetogramokat, de elsősorban hélioszeizmológiai méréseket végez, valamint a LASCO (nagylátószögű koronagráf), amely a külső napkorona megfigyelését végzi. Míg a SOHO nagy és bonyolult, a TRACE (az átmeneti réteget és koronát kutató műhold) kicsi és egyszerű. Az 1998 áprilisában indított műhold mindössze egyetlen, 30 centiméter átmérőjű távcsövet hordoz, amivel azonban állandóan készíti a jó minőségű optikai és ibolyántúli képeket. Látómezejébe csak a napkorong egy része fér bele, az viszont nagyon részletesen, fél ívmásodperc felbontással tanulmányozható. Több száz publikáció használta fel eddig ezen űreszközök megfigyeléseit. A nemrég felbocsátott RHESSI műhold - amely a Napot a gammasugárzás tartományában képezi le - első eredményeit 2003-ban közölték.

Az eddig említett űreszközök elsősorban az elektromágneses sugárzás különböző tartományaiban képezték le a Napot. A részecskesugárzás és a napszél tulajdonságait méri a SOHO is, de más szondák is, például az ACE és a WIND nagyjából ugyanott, a Nap és a Föld között, az Ulysses pedig a földpályától nagyobb távolságra, a Nap sarkai körül észleli a napszelet. A Föld környezetében lévő plazma tulajdonságait a négy Cluster műhold tanulmányozza, azonos műszerekkel, így a térbeli és időbeli változásokat külön lehet választani.

A naptevékenység megnyilvánulásai

Az eddigiekben csak a nyugodt Napról volt szó, de a rajta látható sötét foltokról már több mint háromezer évvel ezelőtt írtak kínai források. A távcső felfedezése előtti időszakból eddig kétszázon felüli, szabad szemmel történt megfigyelést gyűjtöttek össze a kutatók. Amikor ugyanis napkeltekor, napnyugtakor vagy felhőn, ködfátyolon át nem vakít annyira a Nap, láthatók a nagy foltok. Néhány éve bukkantak rá az eddig ismert legkorábbi napfoltrajzra Worcesteri János krónikájában (1. kép, Stephenson - Willis, 1999). A távcső csillagászati alkalmazásának kezdetén, az 1610-es években Thomas Harriot, Johannes Fabricius, Galileo Galilei és Christopher Scheiner végeztek napfoltmegfigyeléseket, a két utóbbi tudományos szempontból is értékes, rendszeres észleléseket tett közzé. Ezután a csillagászok hosszabb ideig nem szenteltek különösebb figyelmet e jelenségnek. Az érdeklődést a XIX. sz. közepén az keltette fel, hogy Heinrich Schwabe felfedezte a nagyjából tízéves napfoltciklust, és Edward Sabine felfigyelt arra, hogy a földmágneses háborgások gyakorisága ezzel párhuzamos menetet mutat. Ekkor Rudolf Wolf kifejezetten a napfoltok kutatására megalapította a zürichi csillagdát, a napaktivitás jellemzésére pedig bevezette az azóta is használt napfolt-relatívszámot, és visszamenőleg is feldolgozta a napészleléseket. Ő állapította meg a napciklus átlagos hosszát 11,1 évben, bár ettől néhány éves eltérések bármikor előfordulhatnak.

A napfoltok fizikai jellemzőit George Ellery Hale méréseiből tudjuk, aki erős, kb. 0,3 tesla (3000 gauss) mágneses teret talált a napfoltok középső, sötét umbra részében (2. kép). Rendszeres megfigyeléseiből az is kiderült, hogy a Nap egyenlítőjével nagyjából párhuzamos irányban elnyúlt napfoltcsoportok vezető (azaz a Nap forgási irányába eső) része más mágneses polaritású, mint a követő rész, a foltcsoportok többnyire bipolárisak. Egy adott cikluson belül azonos féltekén azonos a vezető polaritás, a másik féltekén ellenkező, de a következő ciklusban az északi és déli féltekén megcserélődik a vezető polaritás, ily módon a teljes (mágneses) ciklus huszonkét év. A napfoltok pedig azért viszonylag sötétek, mert az umbra kb. 2000 kelvinnel alacsonyabb hőmérsékletű, mint a környező fotoszféra. A hűtést a mágneses tér adja, amely megakadályozza a konvekciót, ezáltal az energia ilyen módon felszínre jutását a napfoltban. Viszont a mágneses erővonalak mentén terjedő hullámok által a kromoszférába és a napkoronába lényegesen több energia jut a napfoltok felett. Manapság már nem is napfoltcsoportokról, hanem aktív vidékekről szokás beszélni, s e fogalom magában foglalja a Nap légkörében a mágneses tér által okozott összes jelenséget.

A későbbiekben szintén Hale építette meg a kromoszféra megfigyelésére szolgáló spektrohélioszkópot. Ezt a mechanikus műszert váltotta fel a Bernard Lyot által készített polarizációs monokromátor-szűrő, amely a látható színképből a H-alfa vonal 0,05 nm-es közepét vágja ki. A kromoszférát más színképvonalakban is meg lehet figyelni, például az ionizált hélium fényében (3. kép). A kromoszféraképeken a hónapokig is létező nagyobb napfoltcsoportokban időnként kisebb-nagyobb, kb. 10 perctől órákig terjedő időtartamú kifényesedések voltak megfigyelhetők, ezek a fler nevet kapták (angolul flare). A legnagyobbak közül minden évben néhány fehér fényben is látható (6. kép), de a naptevékenységi maximum idején naponta több tucat figyelhető meg H-alfában. Hamarosan az is kiderült, hogy a földi hatásokért elsősorban a flerek felelősek. Egy-egy nagyobb fler lefolyásakor az aktív vidék kromoszférájában-koronájában több tízmillió fokot érhet el a hőmérséklet, ezáltal a Nap ibolyántúli sugárzása többszörösére, röntgensugárzása pedig több nagyságrendet nőhet. Ezek a sugárzások aztán a Föld felsőlégkörét, különösen az ionoszférát erősen meg tudják változtatni. A hatások változatosak, a felsőlégköri sűrűség növekedése például a műholdak erős fékeződéséhez vezethet, az ionoszféra változása a rádióvétel zavarát okozhatja. A nagyobb flerekből részecskesugárzás is indulhat, a gyorsított protonok és elektronok néha közel fénysebességgel, húsz-harminc perc alatt elérhetik a Földet, máskor egy-két nap is beletelik, míg megteszik a 150 millió kilométert. A Föld mágneses terébe befogódva aztán azt megzavarhatják (mágneses háborgások), a sugárzási övezeteket feltölthetik, ezáltal sarki fényt okozva alacsonyabb szélességeken is. Az elnyelődő részecskék fűtik is a felsőlégkört. Mágneses viharok idején a sugárzási övezeteken kívül, geostacionárius pályán keringő távközlési holdak nagyenergiájú elektronnyalábokkal is találkozhatnak, amelyek a szigetelőkbe be tudnak hatolni, feltöltve azokat, ami átíveléshez, rövidzárlathoz vezethet. A nagy sűrűségű integrált áramkörök egy-egy celláját is telibe találhatja egy részecske, ezáltal megváltoztatva az információt.

A naptevékenységben a döntő szerepet a mágneses tér játssza. A napfoltokban a felszín alól felbukkanó mágneses tér befolyásolja a felette lévő kromoszféra és korona anyagát. A fotoszférában a konvekció még összegyűrheti a mágneses teret, mert a gáz mozgási energiája a nagyobb, de a felső, ritkább rétegekben a mágneses erővonalak határozzák meg a mozgásokat. A H-alfa-felvételeken az aktív vidékekben vagy azok között, a különböző mágneses polaritásokat elválasztó határvonal felett gyakran látni lebegő gázfelhőket, protuberanciákat. Ezek közül a nyugodtabbak hetekig is léteznek kisebb-nagyobb változásokkal, majd hirtelen instabillá válnak, és elszállnak. A flerek is gyakorlatilag mindig a polaritás elválasztó vonalának két oldalán jelennek meg. A leginkább elfogadott elméletek szerint mindkét esetben a koronában létező mágneses tér destabilizálódik. Az ellentétes irányú mágneses terek találkozásakor kialakuló áramok turbulenciát váltanak ki a gázban, ami csökkenti a vezetőképességet, lehetővé téve ezzel, hogy a mágneses tér energiájának egy része a környező anyag fűtésére, részecskegyorsításra fordítódjon. Ez az energiafelszabadulás maga a fler, a bekövetkező szerkezetátalakulástól pedig a protuberancia aktivizálódik.

Az űreszközök fedélzetéről könnyen megfigyelhető a napkorona: a korongon röntgenfényben, a korongon kívül pedig fehér fényben, ugyanis a földi légkör szórt fénye nem zavar. Elegendő letakarni a fényes fotoszférát és kromoszférát, az így létrehozott mesterséges napfogyatkozás láthatóvá teszi a koronát. Az utóbbi néhány évtized megfigyeléseiből így egy új, fontos jelenséget sikerült felfedezni, a koronakitörést (Coronal Mass Ejection - CME). A koronafelvételeken a belső koronából néhány száz km/s sebességgel kifelé terjedő fényes buborékként jelentkezik a CME, sőt, ha a Föld felé indul, akkor látszólag körülveszi a Napot, ahogy tágulva felénk tart. Az ilyen haló-CME-nek nevezett kitörések különösen jelentősek a földi hatások miatt. A flerek és koronakitörések kapcsolata bonyolult, többnyire együtt járnak, de mindkettő előfordulhat a másik nélkül is.

Az előbbiekben említett aktív jelenségek mágneses plazmabuborékokat juttatnak a napszélbe, amelyek aztán bizonyos esetekben elérhetik a Föld mágneses terét, megzavarva azt. A legnagyobb mágneses viharokat azok a plazmafelhők okozhatják, amelyekben a mágneses tér éppen ellentétes a földivel. Ekkor az ellentétes irányítású mágneses terek átkötődhetnek, felszabadítva a tér energiáját, megzavarva a Föld mágneses terét, a részecskék pedig beszabadulva a felsőlégkörbe, a sarki fény zónáját egészen az egyenlítő közelébe tolhatják el. Ha a plazmafelhő mágneses tere egyirányú a Földével, furcsa módon a kölcsönhatás a földmágneses tér megnyugtatását, lecsendesítését eredményezheti. Ebből látható, hogy nagyon nehéz előre jelezni a földi hatásokat, mert bár a SOHO műszerei jelzik a Föld felé tartó plazmabuborékot, de hogy milyen irányú annak mágneses tere, az csak akkor derül ki, amikor a CME eléri a SOHO-t, ezután pedig már egy órán belül a Föld környezetébe ér a zavar.

Új eredmények

Végezetül, a teljesség igénye nélkül néhány kiragadott új eredmény, amelyeket e sorok írója fontosnak tart a napfizika szempontjából. A legelső, alapvető fontosságú eredmény a részecskefizikából jön: a neutrínóoszcilláció kísérleti kimutatása. Évtizedek óta zavaró probléma volt, hogy a Nap centrumában a termonukleáris reakciókban jelentkező neutrínók kimutatására szolgáló detektorok a várható neutrínóáramnak csak kb. a harmadát észlelték. A csillagászok finomították modelljeiket, a hélioszeizmológia pedig már a tized százalékokat is mérhetővé tette, de az asztrofizika ennél többet nem tudott tenni. Ezért fontos a részecskefizikai mérés, amely a neutrínó véges tömege következtében az elektron-, müon- és tau-neutrínó folyamatos egymásba való átalakulását jelzi, mert ez kiadja a hiányzó hármas szorzót, az eredeti mérés ugyanis csak az elektron-neutrínóra érzékeny.

A helioszeizmológiai mérések nemcsak a Nap belső szerkezetének eddig elképzelhetetlenül pontos felderítésére jók, hanem a felszín alatti áramlásokat is kimutatják, valamint azt, ha egy adott helyen a hangsebesség valami miatt eltér a környezetétől. Ilyen módon sikerült megmérni a mágneses tér felfelé mozgásának sebességét a napfoltok felbukkanásánál, a nagyobb napfoltokat körülvevő, azokat stabilizáló örvénygyűrűt, de a legérdekesebb az, hogy - igaz, elég rossz felbontással - a Nap tőlünk elfordult oldalán is nyomon lehet követni az aktív vidékeket, kialakulásukat, növekedésüket, csökkenésüket. Mindezt a Nap anyagában terjedő, megtörő, elhajló hanghullámok segítségével, a felszínen mért térbeli és időbeli hullámkép óriási adatmennyiségének feldolgozásával.

A napfoltok szerkezetének megértésében is történt előrehaladás. A földi vákuum-távcsövek, jó leképzésű helyekre (a Kanári-szigetek hegycsúcsaira) telepítve, párosítva a képkiválasztás és -feldolgozás technikájával 100 kilométernél kisebb részleteteket is láthatóvá tettek a napfoltokban (2. kép). A napfoltok penumbrájának finomszerkezetére magyarázatot ad a deformált konvekció, amelyben a mágneses tér nem hagyja kialakulni a granulációs cellákat, de még megengedi a melegebb anyaggal töltött mágneseserővonal-csövek befelé, majd az umbra környezetében lehűlt anyagnak részben a mágneses erővonalak mentén, részben azokkal együtt kifelé mozgását. A penumbrában gyengébb és a függőlegestől elhajló a mágneses tér, itt még létezhet ez a deformált konvekció, az umbrában az erős, függőleges tér teljesen leállítja a konvektív mozgásokat. A mágneses tér szerepére utal, hogy a penumbra külső határán a mozgások és a mágneses tér energiája egyenlő (Kálmán, 2002), ezen belül a mágnesség, kívül pedig a turbulens konvekció az uralkodó.

Az űreszközök leginkább a napkoronára vonatkozó elképzeléseinket alakították át. Korábban a koronát nyugodt, statikus képződménynek tartották, de már az állandó kifelé áramlást jelentő napszél felfedezésével inogni kezdett ez a kép. A Skylab 1973-as megfigyelésein feltűntek a koronakitörések, ezután az SMM, majd most a SOHO koronagráfjai gyűjtöttek hatalmas észlelési anyagot. Kiderült, hogy a naptevékenység maximuma táján naponta több CME is elhagyja a Napot, szerencsére ezeknek csekély hányada találja el a Földet (4. kép).

A korona az erősen ionizált atomok fényében erősen strukturált, jól látható a mágneses terek hatása, a fényes hurkok kirajzolják az erővonalakat (5. kép). Ez rögtön újabb kérdést vet fel: miért ilyen egyformán keskenyek és fényesek ezek a koronahurkok? A gáznyomás ugyanis jelentősen csökken ilyen magasságkülönbség esetén, a mágneses erővonalaknak is ki kellene nyílniuk, ami a hurkok tágulását jelentené a magassággal, de mindennek éppen az ellenkezője látható. A kutatók jelenleg átdolgozzák koronamodelljeiket.

A koronaképek a flerek jobb megértését is lehetővé tették, az ibolyántúli és röntgenképek megmutatták az elsődleges energiafelszabadulás helyét (6. kép), amelynek a H-alfában látható fénylés már csak a következménye. Még sok minden kérdéses a flerekben, a feltételezések szerint a mágneses tér energiája mindössze néhányszor tíz-száz kilométeres skálán alakul át hővé, ilyen jó felbontást pedig még nem sikerült elérni. Sok részletkérdés tisztábban látható már, de még túl sokféle elmélet létezik arról, hogy milyen folyamatok játszódnak a flerekben.

A Nap mindig tartogat meglepetéseket. Hiába volt a legutóbbi "hivatalos" naptevékenységi maximum 2000 elején (ezt amúgy is csak egy-másfél évvel bekövetkezte után lehet megmondani, mivel tizenhárom hónapos mozgó átlag alapján meghatározott simított napfolt-relatívszámokból állapítják meg), a ciklus leszálló ágában, 2003. október végén - november elején három nagy és bonyolult aktív vidék jelent meg a Napon (1. kép), több nagy flert produkálva. Ezek között a november 4-i fler (6. kép) röntgenintenzitása felülmúlt minden eddigi mért értéket (harmincöt éve mérik rendszeresen műholdakról a flerek röntgensugárzását). A SOHO több, a Föld felé irányuló koronakitörést észlelt, ennek megfelelően a Föld mágneses tere is zavart volt időnként, hazánkban is látható volt sarki fény, de hasonló napaktivitással és földi kísérőjelenségekkel már eddig is lehetett találkozni. Most sokkal részletesebben tudták tanulmányozni a jelenségek fizikáját, a földi és Föld körüli hatásokra pedig már felkészültek az eddigiek alapján. Az előző naptevékenységi ciklusban, 1989 márciusában egy nagy fler által okozott mágneses vihar miatt nyolc órára teljesen leállt Kanada nagy részén az áramszolgáltatás. (2003-ban viszont a nagy üzemzavarok egyikét sem a Nap okozta.)

A jelenlegi űrszondák lassan kiöregednek, de már tervezik illetve készítik az újabbakat. Az egyik felbocsátandó szonda a Föld pályáján, de 60 fokkal mögötte haladna, emiatt már néhány nappal korábban láthatná a napkorong keleti peremén befordulni készülő aktív vidékeket. A STEREO kísérlet két űreszköze különböző pályákról figyelné ugyanazokat a jelenségeket, így magassági szerkezetük jobban meghatározható lenne. A Föld körüli térség kutatására is több műhold felbocsátását tervezik. A Nap és földi hatásainak kutatása tehát folytatódik, jelenleg és a közeli jövőben az Együtt élni egy csillaggal (International Living with a Star, ILWS) nemzetközi program keretében.


Kulcsszavak: napfizika, naptevékenység, Nap-Föld-fizikai kapcsolatok


Irodalom:

ifj. Kálmán Béla (1986). Minden energiánk forrása: a Nap. Magyar Tudomány 93, 780.

Kálmán Béla (2002). On the Outer Boundary of the Sunspot Penumbra. Solar Physics. 209, 109.

Parker, Eugene N. (1997). Reflections on macrophysics and the Sun. Solar Physics. 176, 219

Stephenson, F. Richard - Willis, David M. (1999). The Earliest Drawing of Sunspots. Astronomy and Geophysics. 40, 6.21

Stix, Michael (2002). The Sun: An Introduction. Springer, Berlin


1. kép * Balra: Worcesteri János (John of Worcester) krónikájának 380. oldala (Oxford, Corpus Christi College könyvtára). Az erősen stilizált rajz és szöveg a napkorongon 1128. december 8-án megfigyelt két, különböző nagyságú sötét foltról szól. Jobbra: összehasonlításul a napkorong képe 2003. október 28-án, a három nagyobb napfoltcsoport szabad szemmel is látható volt (SOHO MDI).


2. kép * A La Palma szigetén található svéd vákuumtávcső felvétele egy napfoltcsoportról 2002. július 15-én. A kép felbontása 100 km körüli, jól látható a penumbra finomszerkezete a napfoltokban és a granuláció a környező fotoszférában.


3. kép * A kromoszféra és egy nagy protuberancia az ionizált hélium 30,4 nm hullámhosszú színképvonalában fényképezve (SOHO EIT)


4. kép * Csavart szerkezetű koronakitörés 1998. június 2-án a SOHO koronagráfjának felvételén. A fehér kör a napkorong átmérőjét jelzi, az ezt letakaró korong nagyobb méretű. A csavart szerkezet az ún. erőmentes mágneses térre jellemző.


5. kép * Koronahurkok 1999. november 6-án a kilencszeresen ionizált vasatomok 17,1 nm hullámhosszúságú színképvonalának fényében, ami kb. 1,3 millió K hőmérsékletű gáznak felel meg. Látható a mágneses tér döntő szerepe, valamint a hurkok eléggé egyenletes fényessége és vastagsága (TRACE).


6. kép * A 2003. november 4-i nagy fler képei. Legalul fehér fényben (TRACE), középen H-alfa (Big Bear Solar Observatory), fent a tizenegyszeresen ionizált vas 19,5 nm-es színképvonalában, ami 1,6 millió fokos hőmérsékletet jelent (TRACE). A mérések kezdete (1968) óta e fler röntgensugárzásának intenzitása volt a legnagyobb.


<-- Vissza a 2004/6 szám tartalomjegyzékére