waiting for translation ..

Introduction to the Solar Physics
by András Ludmány

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.

A Nap néhány fontosabb adata
Kor 4,5x109 év
Tömeg 1,99x1030 kg
Sugár 696000 km
Felszíni (effektív) hőmérséklet 5785 Ko
Felszíni gravitációs gyorsulás 274 m s-2
Szökési sebesség 618 km s-1
Sugárzási teljesítmény 3,86x1026 W
Tömegveszteség 109 kg s-1
Közepes Nap-Föld távolság (Csillagászati Egység) 150x106 km
Szinódikus forgási periódus (Carrington-meridiáné) 27,28 nap
Forgástengely dőlése az ekliptika normálisához 7,25o

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+ +ne 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.

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.

Thanks to all for support!

Heliophysical Observatory
Address: 4026 Debrecen, Poroszlay út 6.
Postal: 4010 Debrecen Pf. 30.
E-mail: (user)@csfk.mta.hu
Phone: +36-52-311-015

Konkoly Thege Miklós Astronomical Institute
Address: 1121 Budapest, Konkoly Thege Miklós út 15-17.
Postal: 1525 Budapest Pf. 67.
E-mail: (user)@csfk.mta.hu
Phone: +36-1-391-9320

Show-up Google map!