Kálmán Béla – Együttélés egy csillaggal: a Nap

 
A Nap annyira hozzátartozik mindennapi életünkhöz – hozzá igazodunk időben (nappalok és éjszakák) és térben (déli irány, amerre a Nap legmagasabbra emelkedik napi útja során) -, hogy szinte nem is vagyunk tudatában annak, hogy a Nap éppen olyan csillag, mint a többi néhány ezer, amelyeket szabad szemmel, vagy a sok milliárdnyi, amelyeket műszereinkkel látunk. A Nap a csillagászat tudománya számára is nagyon fontos, ezenkívül a napfizikai megfigyelések egyre jelentősebbek a mindennapi életben is, mivel napjainkban egyre inkább függünk a műholdaktól és a rádiójelektől (mobiltelefon, GPS). Az ezredforduló táján több űrszonda is indult a Nap részletesebb tanulmányozására, így egyre jobban ismerjük a Napot és a Földre gyakorolt hatásait.
 
Nem túlzás, hogy létünket a Napnak köszönhetjük. Évmilliárdokon keresztüli állandósága (9-10 milliárd éves életének nagyjából felénél jár) biztosította a Föld számára azt a kedvező környezetet, amelyben kialakulhatott az élet, majd az emberi értelem. Igaz, hogy ehhez a Föld pályája is kellett, a nagyjából állandó távolság a Naptól, amely éppen elég melegen tartja a bolygót a folyékony víz jelenlétéhez. A Nap állandó sugárzása adja minden energiánkat, az atomenergia (maghasadás) kivételével. A szél- és vízenergia közvetlenül, a fosszilis tüzelőanyagok (szén, kőolaj) – földtörténeti korszakokkal ezelőtt, élőlények által feldolgozott napenergia – pedig közvetve. A jövő energiaforrásának tartott fúziós energia, a víz hidrogénjének héliummá alakítása is végső soron a Napnak köszönhető, mert a csillagok (így a Nap) energiaforrásának kutatása vezetett e magreakciók felismeréséhez. Egyébként a megújuló energiaforrások közt jelenleg is szerepel a napsugárzás közvetlen felhasználása.
 
A Nap a csillagászok számára közelsége miatt kivételes, mert felszínén néhány száz kilométer nagyságú részletek is megkülönböztethetők, szemben a többi csillag pontszerű látványával. Emiatt részletesen tanulmányozható felépítése, rétegződése, a felszínén és az alatt-fölött lezajló fizikai folyamatok. Bármely csillagmodell első próbájaként a Nap leírása szerepel, mert ezt a csillagot ismerjük legjobban. Közelsége miatt meg tudjuk figyelni a felszínközeli rétegeiben zajló mágnesestér-változásokat, a naptevékenységet (napfoltok, flerek, koronakitörések). Ezek a Nap egészéhez képest csak nagyon kis változások komoly zavarokat tudnak okozni az egyre inkább technikafüggő Földön, rendszeres megfigyelésükről ezért földi és űrbéli obszervatóriumok egész hálózata gondoskodik.
 
A Nap megfigyelésének első nehézsége: túl sok a fény- és hősugárzása, ezért valamilyen módon gondoskodni kell azok csökkentéséről, különösen ha távcsővel összegyűjtjük a fényét. Védelem nélkül távcsővel a Napot megnézni azonnali vakságot okozhat. Ha megfelelő fénygyengítő eszközzel (pl. 12-es hegesztőüveggel) felszerelve vesszük szemügyre a Napot, éles szélű korongnak látjuk, jobban megfigyelve az is látható, hogy a korong pereme kissé kevésbé fényes. Ez a szélelsötétedés a Nap légkörének fizikai tulajdonságairól ad felvilágosítást. A napkorong maga nagyjából fél fok látszó átmérőjű. A közepes Nap-Föld távolság (Csillagászati Egység, CsE) nagyjából 150 millió kilométerét figyelembe véve ebből rögtön adódik átmérője, nagyjából 1,4 millió km. Az ellipszispálya miatt kissé változó Föld-Nap távolság miatt az év (a Föld Nap körüli keringése) során a napkorong mérete is néhány százalékkal változik. A látható fehér fényt színképpé bontva meghatározható, hogy melyik hullámhossznál a legerősebb a Nap sugárzása, és ebből meghatározható a felszíni hőmérséklete, kb. 6000 K. A maximum a sárga színképtartományba esik, és nem véletlen, hogy az emberi szem is ebben a tartományban legérzékenyebb.
 
 
 
A nyugodt Nap
 
A Nap megfigyelésének évszázadai során a csillagászoknak sikerült meghatározniuk a belső szerkezetét, annak ellenére, hogy a felszíne alá belátni nem lehet. Három elkülönülő tartományra oszlik, középpontjában a hőmérséklet kb. 15 millió K, a nyomás 34 billió Pa, a sűrűség a vízének 160-szorosa. Itt termelődik az energia, a hidrogénatommagok (protonok) egyesülnek héliumatommagokká, a kis tömegkülönbség pedig az E=mc2 képlet alapján energiaként felszabadul, évmilliárdokra biztosítva az energiatermelést. A Nap anyagának eredeti kb. 75%-25% hidrogén-hélium tömegaránya a magban már 35%-65%-ra módosult az eddig eltelt 4,5 milliárd év alatt, de a mag és környezetének rétegződése stabil, így nem keveredik el a héliumtöbblet a környezettel. A felszabaduló energia döntően elektromágneses (gamma- és röntgen-) sugárzás, másrészt neutrínók formájában hagyja el a magot. A neutrínók nagy áthatolóképességük folytán kiszabadulnak, és elérik a Földet is, míg az elektromágneses sugárzás szabad úthossza a magban uralkodó körülmények közt centiméter nagyságrendű, így állandó elnyelődések és kisugárzások során szivárog a felszín felé.
 
A magreakciók sebessége nagyon erősen függ a hőmérséklettől, annak negyedik-tizenhetedik hatványával arányos, ezért a sugár mentén kifelé haladva, ahogy a hőmérséklet csökken, nagyon hamar, már a sugár egynegyedénél megszűnik az energiatermelés, itt van a mag határa. Ebből következően a mag térfogata az egész Napénak másfél százaléka, de itt tömörül a Nap anyagának fele, és itt termelődik gyakorlatilag az összes energia. A magot elhagyva kifelé a sugárzási zóna következik, amelynek a rétegződése stabil, itt keveredés nem történik. A sugárzást az egyes ionok elnyelik, majd tetszőleges irányban, esetleg éppen visszafelé kisugározzák. Ennek következtében az elektromágneses sugárzás számára a sugárzási zóna anyaga gyakorlatilag átlátszatlan. Az állandó elnyelés, kisugárzódás és az ennek megfelelő szóródás nagyon lelassítja az energia kifelé áramlását. Több százezer évig eltart, amíg a sugárzás kijut a magból a felszínre, és ezalatt az általunk jól ismert kedves napsugárzássá szelídül.
 
A sugárzási zónában kifelé haladva csökken a hőmérséklet, nyomás és sűrűség, a sugár felénél ez utóbbi már eléri a vízét. Tovább haladva kifelé, a sugár 71%-ánál egy újabb réteghez, a konvektív zónához jutunk el. Itt a fizikai tulajdonságok már úgy változnak, hogy konvektív instabilitás lép fel, ha egy gázcsomó kicsit is elmozdul felfelé, eközben a nyomása és – a gáztörvény értelmében – a hőmérséklete is csökken, de még mindig kisebb marad, mint a környezetéé, emiatt tovább mozog felfelé. Ugyanez a helyzet a lefelé való mozgásnál is. Emiatt a konvektív zónában állandó keveredés, fortyogás zajlik, hasonló mozgások, mint a forrásban lévő vízben. Ilyen módon az energia a konvektív zónában már gyorsan a felszínre jut: a forróbb gáz a felszínre emelkedik, kisugározza energiáját, eközben lehűl, sűrűbbé válik és lesüllyed. A Nap felszínén cellák is megfigyelhetők, a granuláció, egyegy granula mérete Magyarországnyi nagyságrendű, de élettartama csak 8-10 perc. A granulák közepe fényesebb és melegebb, itt emelkedik föl a mélyből a forró gáz. A granula közepétől kifelé irányuló mozgással szétfolyik, anyaga a sugárzás következtében lehűl, és a granulák közti sötétebb térben lesüllyed. Mivel a konvekció turbulens, az egyes granulák állandóan feloszlanak, összeolvadnak, átalakulnak, de a granuláció általános szerkezete hasonló marad.
 
Eközben eljutottunk a Nap felszínére, a fotoszférába. Bár az anyag összes fi zikai tulajdonsága folyamatosan változik kifelé haladva, mégis néhány száz kilométeren belül a nagyon átlátszatlanból teljesen átlátszóvá válik a gáz, ami elhanyagolható méret a sugár 700 ezer kilométeréhez képest. A Nap felszínének azt nevezzük, ameddig le tudunk látni légkörén keresztül. Ez egyben azt is jelenti, hogy ebből a mélységből érkezik hozzánk a látható fény több mint 99%-a, innen származik e réteg neve is, „a fény szférája”, ez már a Nap légkörének számít. A szélelsötétedés azt jelzi, hogy a fotoszférán belül még csökken a hőmérséklet, a korong közepén mélyebb, forróbb rétegekig látunk le. A felszínen, a fotoszféra alsó határán a hőmérséklet 6430 K, 500 kilométerrel feljebb, a hőmérsékleti minimum szintjén, amit a fotoszféra felső határának tekintünk, csak 4300 K. Itt nem ér véget a Nap légköre, viszont a felette lévő két rétegen, a kromoszférán és a napkoronán általában keresztüllátunk. A kromoszféra kb. 10 000 km vastagságú, nagyon egyenetlen szerkezetű réteg, hőmérséklete kb. 10 000 K. Megfi gyelésére olyan optikai szűrők szolgálnak, amelyek a hidrogén legerősebb vörös elnyelési színképvonalára, a Ha vonalra vannak hangolva. Ebben a Nap anyagának többségét adó hidrogén átlátszatlan, így a kromoszféra megfi gyelhető. A kromoszféra egy nagyon vékony átmeneti réteg közbeiktatásával a napkoronába megy át, ami nagyon forró (néhány millió fokos), nagyon ritka és nagyon kiterjedt. Fizikai körülményei olyanok, hogy nyugodt rétegződésben nem tud megmaradni, hanem bizonyos magasságtól egy állandó, sugárirányú kiáramlás, a napszél alakul ki. Ez a néhány száz km/s sebességű részecskeáramlás betölti az egész Naprendszert. Azt a térrészt, amelyben a napszél az uralkodó, helioszférának nevezzük, ennek külső határát a Naptól 80-100 CsE távolságban mostanában vizsgálja a két Voyager űrszonda.
 
 
 
 
 
A Naptevékenység
 
 
 Az eddigiekben leírtak a nyugodt Nap jellemzői, amilyennek gyakran láttuk a Napot 2008-2009-ben. A Nap minden tulajdonságában (fényerő, átmérő, hőmérséklet) átlagos csillag. Ami azonban a napfi zikusok (és a mindennapi élet) számára érdekessé teszi, az a mágneses terek jelenléte és állandó változása a felszín környezetében, a naptevékenység. Kétezer éve már, hogy egyes esetekben, amikor a nyugvó vagy kelő Nap fényét a légkör biztonságosra csökkentette, vagy felhők, erdőtüzek füstjén keresztül látszott, a fényes korongon sötét pontokat, napfoltokat fi gyeltek meg. Régi keleti és más krónikákból több száz hasonló megfi gyelést gyűjtöttek össze a csillagászattörténészek. A napfoltok rendszeres megfi gyelése azonban a távcső csillagászati alkalmazásával, 1609-ben kezdődött. Többen is (Thomas Harriott, David és Johannes Fabricius, Christoph Scheiner, Galileo Galilei) megfigyelték és lerajzolták a napkorongon látható sötét képződményeket. Galilei a foltok elmozdulásából bebizonyította, hogy azok valóban a Nap felszínén találhatók, nem pedig körülötte keringő kis testek, amelyek időnként elébe kerülnek, mint Scheiner állította. Galilei csak 1612 körül végzett napmegfi gyeléseket, Scheiner viszont 1630-ban egy hatalmas, több mint 800 oldalas könyvben (Rosa Ursina…) tette közzé sok évre kiterjedő megfi gyeléseit számos szép képpel. Megállapította a Nap forgásidejét (kb. 27 nap) és forgástengelyének hajlását a földpálya síkjához, leírta a napfoltcsoportok fejlődését, a foltzónákat a Nap egyenlítőjének két oldalán. Néhány csillagászattörténész szerint ez a könyv volt az oka annak, hogy a következő évszázadban nem nagyon foglalkoztak a Nap megfi gyelésével, mivel úgy érezték, hogy ezután nem tudnak újat mondani. Hozzájárult persze az érdektelenséghez az is, hogy 1645 és 1715 között a Napon alig voltak láthatók foltok (Maunder-minimum).
 
 
 
1. ábra. Humboldt Kosmos- a III. kötetének 402. oldala, Schwabe táblázatával. Az oszlopok jelentése 1. az évszám, 2. a megfigyelt napfoltcsoportok száma, 3. az adott évben előfordult napfolt nélküli napok száma és 4. az évi összes megfi gyelési napok száma. Különösen a 3. oszlopban szembetűnő a ciklus, a minimumokban tapasztalható folt nélküli napok nagy számában.
 
 
 
 
 A megújult érdeklődést a napfoltok iránt egy lelkes német amatőrcsillagász megfi gyelései indították el. Samuel Heinrich Schwabe Dessauban volt patikus, és fejébe vette, hogy felfedezi a Merkúron belüli Vulkán bolygót, amit Urbain J. LeVerrier jósolt meg a Merkúr pályaháborgásaiból (ezeket végül Einstein magyarázta meg, és a relativitáselmélet egyik kísérleti bizonyítékaként tartják számon). Schwabe ezért minden lehetséges alkalommal megfigyelte a Napot (hogy lássa, ha a Vulkán elvonul előtte), feljegyezve a napfoltok számát. Hosszú észleléssorozatában feltűnt neki, hogy nagyjából tízévente nagyon kevés folt látható a Napon. Közleményei az Astronomische Nachrichten című folyóiratban nem keltettek nagy feltűnést, viszont Alexander von Humboldt belevette a táblázatot nagy enciklopédikus műve, a Kosmos 3. kötetébe (1. ábra). A Kosmost szinte azonnal angolra fordította Edward Sabine felesége, akinek férje az angol gyarmatbirodalomban végzett földmágneses mérések gyűjtését és feldolgozását vezette. Rögtön feltűnt neki, hogy Schwabe napfoltmaximumai egybeesnek a földmágneses tér háborgásainak maximumaival. Ezt a felfedezést egy éven belül mások is megtették, közöttük Johann Rudolf Wolf, aki Zürichben obszervatóriumot hozott létre kifejezetten a napfoltok tanulmányozására. Közel fél évszázadot átfogó saját megfigyelései mellett összegyűjtötte és kiértékelte a régi napfoltmegfigyeléseket is, az általa megalkotott és jelenleg is használt napfoltrelatívszámok segítségével. Ebből kiderült, hogy Schwabe ciklusának hossza átlagosan 11,1 év, de ez a ciklus nagyon szabálytalan, mind hosszában, mind nagyságában. A napciklusokat Wolf adatai alapján számozzák, az 1. ciklus 1755-ben kezdődött, most a 23. és 24. ciklus közti minimumban vagyunk. A legutóbbi 8 ciklus elkényeztette a kutatókat, mert mindegyik tartotta a nagyjából 10-11 éves hosszt, ezért jelen cikk írásakor (2009. május) már nagyon türelmetlenek a csillagászok, hogy mikor indul be a következő, mert a minimum szokatlanul elhúzódik (2. ábra). Igaz, nem példa nélkül, mert a 4. ciklus több mint 13 és 1/2 évig tartott.
 
 
 
 
 
 
 
 
 2. ábra. A legutolsó öt napciklus a napfoltrelatívszámokkal ábrázolva. Jól látható, hogy a 19-22. ciklusok után a minimumok nem voltak mélyek, de most, 2009-ben elhúzódó és mély a minimum. (SIDC, Brüsszel adatai)
 
 
 
 A következő lényeges felfedezést a nagy csillagászatszervező és zseniális napfizikus, George E. Hale tette, amikor 1908-ban az akkoriban felfedezett Zeeman-effektus megfigyelésével kimutatta a napfoltok erős mágneses terét. Ez az, ami a napfoltok sötétségét okozza. A Nap anyaga ugyanis elektromosan jól vezető plazma halmazállapotú a magas hőmérséklet miatt. A plazma mozgását leíró magnetohidrodinamika (MHD) alaptétele a befagyási tétel: a plazmában lévő mágneses erővonalak „be vannak fagyva” az anyagba, az erővonalakra merőleges mozgás nem lehetséges. A befagyás relatív, azaz az anyag és a mágneses tér közül az tudja befolyásolni a másikat, amelynek nagyobb az energiasűrűsége. A Napon mindkettőre van példa. A fotoszférában pl. a kis, néhány ezred tesla erősségű mágneses tereket a nagyobb energiasűrűségű konvekciós mozgások elsodorják a granulák közti sötét, leáramló részekbe. A mágneses tér ún. ekvipartíciós térerőssége, ami a mozgások és a tér egyenlő energiasűrűségét jelenti 0,07-0,1 tesla. Az ennél erősebb mágneses tér, a napfoltok közepén található 0,3-0,4 tesla már meg tudja állítani a konvekciót, ezáltal az energia felszínre jutását. A napfolt anyaga tehát kevésbé melegszik. Ugyanakkor a mágneses erővonalak mentén a turbulens konvekció által keltett hanghullámokból származó sok egyéb fajta MHD-hullám is tovább tud haladni felfelé a kromoszférába és a koronába. Ezek energiát visznek magukkal, tehát a napfolt jobban is hűl, mint a környezete. A zavartalan fotoszféra 6000 K hőmérsékletével szemben a napfolt sötét magja, az umbra, 4000 fokos. Ez még mindig elég fényes lenne, de mivel a kisugárzott energia a hőmérséklet 4. hatványával arányos, az umbra jóval (kb. 90%-kal) sötétebb, mint a fotoszféra.
 
Egy kifejlett, kerek napfolt átmérője elérheti a 20 000 kilométert, tehát nagyobb, mint a Föld (3. ábra). A közepén látható sötét umbrát a valamivel kevésbé sötét (70%) penumbra veszi körül, amelynek sugárirányú szálas szerkezete van. A mágneses tér a folt közepén merőleges a napfelszínre és erős, 0,3-0,4 tesla, kifelé haladva kéveszerűen szétterül és gyengül. A folt külső peremén hajlásszöge a felszínhez kb. 30 fok, erőssége az ekvipartíciós térerővel (0,07-0,1 tesla) egyenlő. A penumbrában a gyengébb mágneses tér nem tudja megállítani a konvekciót, viszont befolyásolni tudja a jellegét, ezért alakul ki a szálas szerkezet. A mágneses tér szerkezete miatt minden egyes umbra határozott északi vagy déli mágneses polaritású.
 
 
 
 
 
 3. ábra. Egy, a Földnél kb. kétszer nagyobb, szabályos napfolt 2005. szeptember 23-án a National Solar Observatory (Sacramento Peak, USA) felvételén. A kép a Dunn naptávcsővel készült, aktív optikával és utólagos képkorrekcióval. Ez most a földfelszínről elérhető legjobb felbontás. (Friedrich Woeger, KIS, Chris Berst és Mark Komsa, NSO/AURA/NSF.)
 
 
 
A napfoltok csoportosan fordulnak elő, az elnyúlt csoportok nagyjából párhuzamosak az egyenlítővel, a Nap forgása szerint vezető részük közelebb van hozzá. Mind a foltcsoport elején, mind a végén többnyire nagyobb foltok vannak, a vezető részen általában egy, a követő részen inkább több. A szabályos csoportok többnyire bipolárisak, azaz a vezető és követő fél ellentétes mágneses polaritású. Egy adott cikluson belül a Nap északi féltekéjén azonos a vezető polaritás, a déli féltekén is egyforma, de az ellentétes mágneses polaritás a vezető. A következő ciklusban ezek a polaritások felcserélődnek, ami addig északon volt vezető, a következőben délen lesz, és fordítva. Ezeket a szabályosságokat Hale ismerte fel 1908 és 1935 közt. A ciklus során az első foltcsoportok az egyenlítőtől távol, 30-35 fok szélességen jelennek meg, a maximum idején, 2-3 év múlva az egész foltzóna (5-35 fok) aktív, majd a minimum felé haladva egyre közelebb kerülnek a foltcsoportok az egyenlítőhöz, de azt nem érik el, itt hal el a ciklus, miközben már jelentkeznek az új ciklus foltcsoportjai a magasabb szélességeken. Mindez nagyon jól látható az ún. pillangódiagramon. Az egyes napfoltcsoportok rendszerint bipoláris pórus-pár formájában jelennek meg.
 
 (A pórus olyan kis, kb. granulányi méretű napfolt, ami csak umbra, penumbrája még nincs.) Ezek a pórusok széttartó mozgást végeznek, köztük pedig más pórusok bukkannak fel, amelyek mágneses polaritás szerint rendeződnek: a vezető polaritásúak előre, a követőek hátrafelé mozognak, és összeolvadva kialakítják a szabályosabb vezető, ill. a szétszórtabb követő foltokat. Bizonyos nagyság elérése után a foltok penumbrát is növesztenek. Egy pórus néhány óráig, a kisebb foltok néhány napig, nagyobbak hónapokig létezhetnek.
 
 
 
 
 
 
4. ábra. Carrington rajza a Monthly Notices folyóiratban az 1859. szeptember 1-jei flerről. A kifényesedett területek A, B, C, D-vel vannak jelölve.
 
 
 
 
 A napfoltcsoportok 98%-a szabályos, de a földi hatások szempontjából legjelentősebbek rendszerint nem azok. A szabálytalan foltcsoportokban a mágneses polaritások keverednek, időnként közös penumbrában találhatók ellentétes polaritású foltok. Ezekben gyakran keletkeznek nagy flerek. Az egyik első flert fehér fényben Richard C. Carrington figyelte meg (4. ábra),akinek egyébként a Nappal együtt forgó koordináta- rendszer meghatározását is köszönhetjük. Egy bonyolult, szabálytalan napfoltcsoportban 1859. szeptember 1-jén négy nagyon fényes, kis kiterjedésű fényfoltot vett észre, amelyek néhány perc alatt eltűntek. Ugyanekkor kis zavar is volt megfigyelhető a földmágneses térben, közel 18 óra múlva pedig a valaha észlelt egyik legnagyobb mágneses vihart rögzítették az obszervatóriumok. Később, amikor Hale kifejlesztette a spektrohelioszkópot, majd Lyot a Hafényszűrőt, amelyekkel lehetővé vált a kromoszféra megfigyelése, kiderült, hogy a kromoszféraképeken a flerek nem is olyan ritkák, de csak a legnagyobbak láthatók fehér fényben, akkor is csak néhány percig, míg hidrogénfényben órákig követhető esetleg a kifényesedés. Főképp a Nemzetközi Geofizikai Év (1957-58) összehangolt megfigyelési kampányai során sikerült kideríteni, hogy a földi hatásokért elsősorban a flerek felelősek (lásd később a koronalyukakat és koronakitöréseket is), valamint azok a fizikai folyamatok, amelyek eközben lezajlanak.A mesterséges holdak megjelenésével hozzáférhetővé vált a Napból származó ibolyántúli és röntgensugárzás is, amelyeket (szerencsénkre) a földi légkör elnyel. Így megfigyelhetővé vált fogyatkozás nélkül, a napkorongon is a napkorona, amelynek sugárzása leginkább ezekbe a tartományokba esik, az ibolyántúliba egyes ionok színképvonalai, a röntgentartományba a hőmérsékleti sugárzás, mert a fotoszféra, lényegesen alacsonyabb hőmérséklete miatt ilyen sugárzásokat gyakorlatilag nem bocsát ki. Az űreszközök képein így sorra vehetjük a naplégkör különböző rétegeit.

 
 
  A flerek rendszerint a napfoltcsoportokban a mágneses polaritásokat elválasztó vonal két oldalán jelennek meg, de először a koronában tűnik fel egy energikus röntgenforrás. Itt határoztak már meg 70 millió fokos hőmérsékletet is. A jelenleg leginkább elfogadott elméleti elgondolások szerint az ellentétes irányú mágneses terek találkozásánál a koronában turbulencia alakul ki, amely megnöveli az elektromos ellenállást, így a kialakuló áramréteg energiája a plazma fűtésére fordítódik. A felmelegedett pazma felgyorsult elektronjai és protonjai a mágneses erővonalak mentén lezúdulnak a kromoszférába, annak sűrűbb anyagába beleütközve röntgensugárzást keltenek, valamint felmelegítik. Ezt látjuk a kromoszféra- képeken fényes szalagoknak, amelyek távolodnak a polaritáselválasztó vonaltól. A felmelegedett gáz feltölti az erővonalkötegeket, amelyek a koronában összekötik az ellentétes polaritású területeket, így ezek láthatóvá válnak, először fényesen, majd lehűlve sötéten, később, néhány óra múlva az egész zavar feloszlik. Egy-egy nagyobb fler során a Nap ibolyántúli sugárzása többszörösére, röntgensugárzása több nagyságrenddel növekedhet, ami erős zavarokat okozhat a földi felsőlégkörben és ionoszférában. Ráadásul a felgyorsított részecskék a napszélbe befogódva pár nap múlva megérkeznek a Föld környezetébe, és megzavarhatják a Föld mágneses terét. Esetenként közel fénysebességű részecskesugárzás is érkezik a Föld környezetébe, amely a légkörön kívül, védelem nélkül, halálos dózist jelentene egy űrhajós számára.
 
 
 
 
 
  5. ábra. A Hinode műhold felvételei a 23. napciklus utolsó nagy flerjéről 2006. december 13-án. Felülről lefelé a három kép a fotoszférában megfigyelt látóirányú mágneses tér erőségét, a fotoszférát és a kromoszférát mutatja. A felső képen a szürke területeken nincs mágneses tér, a fehér az északi, a fekete a déli polaritást jelenti. A középső fotoszférakép mutatja a nagy napfoltot, amely alatt, azt érintve egy kisebb, de ellenkező polaritású folt található. A kettő érintkezésénél láthatóan deformálódott a penumbra, és a polaritáselválasztó vonal mellett keletkezik a fler. Ez az alsó képen látható, eléggé fejlett állapotban, a két fényes szalag eltávolodott, és köztük megjelentek az összekötő hurkok. (JAXA/NASA/ESA)
 
 
 
 
 
 
 6. ábra. A naplégkör rétegei a napciklus különböző időszakaiban a SOHO űrszonda felvételein. A felső sor a fotoszféra a napfoltokkal fehér fényben, a középső a kromoszféra az ionizált hélium ibolyántúli színképvonalának fényében, az alsó a napkorona kb. 1,7 millió fokos részei a 11-szeresen ionizált vas ibolyántúli színképvonalának fényében. Az első oszlop 2003. október 29-én mutatja a Napot, sok folttal, az alsó nagy, bonyolult foltcsoport produkálta a valaha megfigyelt legerősebb röntgensugárzást adó flert. A következő oszlop 2006. december 13-i, az 5. képen mutatott fler napfoltcsoportjával, látható, hogy a napciklus leszálló ágában már csak ez az egyetlen foltcsoport van a Napon. A jobb oldali oszlop az „üres” Napot mutatja 2009. május 1-jén. A koronaképeken, különösen a 2003-ason jól láthatók a sötét koronalyukak. (SOHO MDI és EIT, NASA/ESA)
 
 
 
 Az utóbbi egy-két évtizedben speciális napfizikai űreszközök egész flottája figyeli a Napot. A SOHO (NASA, ESA) állandóan a Nap és a Föld között helyezkedik el, másfél millió kilométerre a Földtől (6. ábra). A TRACE (USA) a Föld körül keringve ad részletes képeket (7. ábra). A 2006 végén felbocsátott japán Hinode mesterséges hold a földfelszínről csak ritkán elérhető felbontással (kb. 150 km) végez rendszeres észleléseket (5. ábra). A szintén 2006 végén felbocsátott STEREO (ESA) űrszondapár a Föld pályájának közelében, de az előtt és mögött egyre növekvő szögtávolságban készíti képeit, gyakorlatilag a SOHO-val azonos műszerekkel. Más űrszondák röntgen- és gammaképeket készítenek, valamint a napszelet tanulmányozzák
 
 
 
 
 
 
 7. ábra. Napkorona-hurkok a TRACE műhold 2001. október 1-jei felvételén, amely a nyolcszorosan ionizált vas ibolyántúli színképvonalában készült, így a kb. 1,2 millió fokos területeket mutatja. Feltűnő, hogy a hurkok vastagsága és fényessége eléggé állandó, holott magasságuk nagy, így a nyomásnak és a hőmérsékletnek, emiatt mind a vastagságnak, mind a fényességnek változnia kellene. (LMSAL/TRACE/NASA)
 
 
 
 
 A napfizikusok jelenlegi fő munkaterülete a napkorona. A képeken jól látható, mennyire döntő a mágneses tér hatása a koronában, az erővonalakra merőlegesen nem tudnak kijutni a plazma részecskéi, ezért az egyes erővonalcsövek különböző sűrűségűek és fényességűek. Most törik a fejüket az elméleti szakemberek, hogy miért ennyire egyenletes az erővonalcsövek (koronahurkok) fényessége és vastagsága, amikor a mágneses térnek ki kellene nyílnia és legyengülnie. Másrészt a koronamegfigyelésekből más jelenségeket is sikerült kiszűrni, amelyek hatásai a Földön észrevehetők. Először a koronalyukak tűntek fel, még a Skylab 1970-es években készült felvételein. Ezek sötétebb területek a röntgenfényben készült felvételeken, és mint kiderült, itt a koronában lévő mágneses tér nyitott a bolygóközi tér felé, legalábbis a Nap felszíne feletti nagyjából egymillió km magasságig, ahonnan a szuperszonikus napszél indul. Ezekről a területekről nagyobb sebességű napszélnyalábok indulnak, mint a zárt tér hurkai felől, és 27 naponta visszatérő háborgásokat okoznak a földmágneses térben, ahogy a Nap forgása miatt egy-egy ilyen nyaláb végigsöpör a Földön. A SOHO koronográfjai tették lehetővé a koronakitörések (Coronal Mass Ejections, CME) rendszeres megfigyelését (8. ábra). 
 
 
 
 
 
 
 8. ábra. Koronakitörés plazmabuborékja a SOHO űrszonda LASCO koronográfjának 2000. február 27-i felvételén. A légkörön kívül elegendő letakarni a fényes napkorongot a korona megfigyeléséhez, a takarókorong árnyékán belül fehér kör jelzi a Nap méretét és helyzetét. A bal oldali kép a C2 koronográffal készült, amely a korona belső részét figyeli, míg a jobb oldali a C3 műszer felvétele, amely a korona távoli részeit látja, a képen sok csillag is látható. A Nap-Föld irányra merőlegesen terjedő koronakitörés jól megfigyelhető, de a Föld környezetére nem hat. (SOHO LASCO, NASA/ESA)
 
 
 
 
 A Skylab idején ezeket még koronatranziensnek hívták, de kiderült, hogy nagyon gyakoriak, naponta egy-kettő is indul átlagos aktivitásnál. Ezek a napkoronában kifelé terjedő buborékok, amelyek lökéshullámként terjednek tova a napszélben, és komoly zavarokat okozhatnak a földi mágneses térben, ha éppen eltalálják a Földet, és a buborékban lévő mágneses tér iránya a földivel ellentétes. A veszélyesek az ún. haló-CME-k, amelyek a napkorong körül koncentrikusan tágulni látszanak, ami jelzi, hogy vagy a Föld felé, vagy éppen átellenes irányba terjed a buborék. Végül is ez volt az egyik fő ok a STEREO szondapár felbocsátására, mivel ezek már egyre inkább oldalról figyelik a Nap-Föld összekötő vonalat, és így az eddigi egy-másfél óránál sokkal korábban jelezni tudják, ha lökéshullám tart a Föld felé a bolygóközi térben, a napszélben.
 
 
 
 
  A naptevékenység közvetlen hatásai
 
Egy csillaggal együtt élni nem mindig könnyű. A Nap ibolyántúli és röntgensugárzásának fler-eredetű változásai komolyan befolyásolni tudják az ionoszférát, ezzel a rövidés URH rádiózást. A megnövekedett sugárzás felfűti, ezáltal felduzzasztja a felsőlégkört, ami az alacsony (pár száz km magasságú) műholdpályákon jelentős fékeződéshez vezet. A Skylab űrállomás a naptevékenység vártnál gyorsabb emelkedése miatt jutott be a légkörbe és égett el sokkal hamarabb. A részecskesugárzás légkörön kívüli veszélyességéről már volt szó, de más hatásai sem elhanyagolhatók. A nagyenergiájú elektronok a műholdak szigetelőanyagaiba behatolva azok elektromos feltöltődését okozzák, ami átíveléshez, zárlatokhoz vezethet. Nagyobb flerek után több műhold mondta fel már a szolgálatot, annak ellenére, hogy ezt már igyekeznek a tervezéskor figyelembe venni. A részecskék feltöltik a Föld sugárzási övezeteit, megnövekszik a sarkifény-tevékenység, és a poláris vidékeken romlik a rádióösszeköttetés. Emiatt más repülési útvonalakra kell vezérelni bizonyos járatokat, mivel a takarékos sarkvidéki útvonalon nem volt lehetséges a kapcsolattartás. A mágneses viharok, azaz a földmágneses tér gyors irány- és erősségváltozásai, amit a bekerülő részecskék okoznak, különösen Észak-Amerikában a hosszú távíró- és elektromos vezetékekben nagy áramokat indukálnak. Ezek nagy üzemzavarokhoz is vezethetnek. Egy 1989. március 10-i fler által okozott mágneses vihar miatt 13-án hajnalban Kanada keleti része fél napra áramellátás nélkül maradt. Az alaszkai hosszú kőolajvezetékekben a fellépő kóboráramok erős korróziót idéznek elő. A flerek zavarokat okozhatnak a GPS helyzetmeghatározásban is. A kőbalta és ökrösszekér korában ezek a hatások még nem voltak érzékelhetők, de mai technikánk már sebezhető a naptevékenység hatásaitól. Ezért fontos a naptevékenység állandó szemmel tartása, mind a Földről (9. ábra), mind a bolygóközi térből. 
 
 
 
 
9. ábra. A holland nyitott naptávcső, a DOT (La Palma, Kanári-szigetek). A távcső teljesen nyitott, hogy ne keletkezzenek benne zavaró légáramlatok a cső felmelegedése során, és egy magas platformon áll, hogy a földközeli turbulencia se zavarja a megfigyeléseket. Ezzel a távcsővel kiváló, nagyfelbontású képeket lehet készíteni. (DOT, R. H. Hammerschlag, Utrechti Egyetem) 
 
 
 Forrás: http://www.termeszetvilaga.hu/szamok/kulonszamok/k0901/kalman.html
 
 Élő adatok, képek a Napról: http://anapmost.blogspot.com/
 Pápics Péter István & Iskum József:A Napészlelés kézikönyve  (pdf)
 
 
 
 
 

Vélemény, hozzászólás?

Adatok megadása vagy bejelentkezés valamelyik ikonnal:

WordPress.com Logo

Hozzászólhat a WordPress.com felhasználói fiók használatával. Kilépés / Módosítás )

Twitter kép

Hozzászólhat a Twitter felhasználói fiók használatával. Kilépés / Módosítás )

Facebook kép

Hozzászólhat a Facebook felhasználói fiók használatával. Kilépés / Módosítás )

Google+ kép

Hozzászólhat a Google+ felhasználói fiók használatával. Kilépés / Módosítás )

Kapcsolódás: %s

%d blogger ezt kedveli: