2. Naptevékenység

2.1. A Nap mágneses tere, a naptevékenységi ciklus(ok)
(Erdélyi és Petrovay, 1991)

Csillagunk felszíne alatt, a kb. 200000 km vastag konvektív zónában viharos, turbulens mozgások zajlanak. Ezek a mozgások, mint áramok mágneses teret indukálnak, amely természetesen visszahat a mozgásokra. A mágneses tér szerkezetét és időbeli változását tehát a konvektív és rotációs mozgásokkal való kölcsönhatása határozza meg. Megfelelő esetben a teret e mozgások nagymértékben fel is erősíthetik, egészen addig, amíg az erős mágneses tér a Lorentz-erő miatt már nem akadályozza a plazma mozgását - ekkor az indukció gyengül, a mágneses tér nem gyengül, és mágneses tér nem nő tovább. Az ilyen, mechanikai energiából elektromágneses energiát termelő folyamatok dinamómechanizmus néven ismertek.

A másik fontos kérdés, hogy mi okozza a 11 (22) éves naptevékenységi ciklusokat. Mint látjuk, ez szoros kapcsolatban van a Nap mágneses terével. A dinamóelmélet szerint egy adott helyen a maximális térerősség idején a mágneses tér iránya nagyjából kelet-nyugati (toroidális tér), míg minimális térerősségnél a pólusok irányába mutató (poloidális tér). Ezt úgy képzelhetjük el, hogy a minimumban uralkodó poloidális tér erővonalait a differenciális rotáció "feltekeri" a Napra, így a tér felerősödik és túlnyomórészt toroidálissá válik. A konvektív zóna alján a térerősség kb. 104 G, tehát a minimumban a mágneses tér ilyen erősségű csövekbe koncentrálódik. A differenciális rotáció mértékének ismeretében aritmetikai becsléssel az kapjuk, hogy a minimumtól a maximumig eltelő idő alatt ezek a csövek a felcsavarodás miatt mintegy 105 Gaussig erősödnek. Ugyanakkor nem erősödnek 5·105 Gauss fölé.

12. ábra: Mágneses erővonalak felcsavarodása, fluxuscsövek felszínre jutása (Marik 1989)

De hogyan jutnak fel ezek a csövek - illetve egyes darabjaik - a Nap felszínére? Erre a ma legelfogadottabb magyarázat szerint a felhajtóerő kiváltotta instabilitás miatt kerül sor. Ha a konvektív zóna alján vízszintesen fekvő cső egy helyen (pl. a turbulens mozgások miatt) kitüremkedik, akkor a számítások szerint e kúp tetejétől az anyaga a csövön belül folyik a mélyebb részekbe, így a cső teteje a környezetnél könnyebbé válik. A rá ható felhajtóerő ezért tovább emeli, ami a csőben lévő anyag lefolyását fokozza, így a csövön képződő fluxushurok gyorsuló iramban nő, emelkedik, míg végül eléri a fotoszférát és ott foltot vagy fáklyát okoz. A felszállás kb. egy hónapig tart.

2.2. Napfoltok
(Kissné 1986, Patkós 1995, Foukal 1990)

A napfoltok a fotoszféra legjellegzetesebb képződményei. Általában egyesével vagy csoportosan lépnek fel. Nagyobb napfoltoknál jól megkülönböztethető egy sötét mag, az umbra és annak világosabb szegélye, a penumbra. A foltok umbrája kb. 1500 K fokkal kisebb hőmérsékletű a környező fotoszférához képest. Ez részben azzal magyarázható, hogy a Nap általános mágneses terének 2 Gaussos erősségénél sokkal erősebb mágneses tér (1000 Gauss) az umbrában lefékezi a konvekciós mozgásokat, amelyek közvetlenül a felszín alatti rétegekben a legfőbb szállítói a Nap magjában felszabaduló energiának, ezért csak a hővezetés és a sugárzás tudja fűteni a folt umbráját. Másrészt a folt mágneses terében keletkező Alfvén-hullámok az energiát gyorsabban tudják továbbítani a felsőbb rétegekbe, így a folt nemcsak kevésbé melegszik, hanem jobban is lehűl, mint a fotoszféra.

13. ábra: Napfoltok (Internet)

Általánosságban elmondhatjuk, hogy a foltok rendszerint másodmagukkal jelentkeznek, későbbi fejlődésük során a párból csoport alakul ki, és a két legnagyobb folt között, néha még a környeztükben is, jelentősebb számú kisebb folt feltűnik. Némelyik foltcsoport hosszanti mérete eléri a 400000 km-t. A legkisebb látható folt átmérője 1000 km körüli, a legnagyobbaké akár 200000 km is lehet. A napfoltok élettartama 1 naptól néhány hónapig terjed. Kisebb foltok általában csak rövid életűek, míg a nagyobbak akár több naprotáció után is azonosíthatók.

A napfoltok száma időben változik. Gyakoriságuk, ill. számuk jellemzésére bevezették a Wolf-féle relatív számot:

W=k ( 10g + f )

ahol g a foltcsoportok száma, f a foltok száma, k a távcsőre jellemző állandó. (A későbbiek folyamán gyakran találkozunk a Wolf-féle relatív számmal.)

A relatív számok időben változnak, és egy kb.11.1 éves periodicitást mutatnak, ilyen értelemben beszélhetünk napfoltciklusról.

Egy kezdődő napfoltciklus (11.1 éves) foltjai csak a +45o és -45o heliografikus szélességektől a ± 5o-os szélességig terjedő zónában lépnek fel. A 45o szélességen túl még nem találtak napfoltokat, másrészt az 5o-os szélességi körtől az egyenlítőig terjedő sávból is hiányoznak. Amikor az új ciklus kezdetén (minimumkor) az ehhez tartozó első foltok megjelennek a 35-45o-os szélességeken, akkor velük egyidőben az alacsony szélességeken is jelen vannak még az előző ciklushoz tartozó foltok. Rövidesen ezek eltűnnek, és az új ciklushoz tartozó foltok előfordulási övezete közeledni kezd az egyenlítő felé. Ezt a jelenséget E .W. Maunder angol csillagász fedezte fel a múlt században. A foltzónák vándorlását a híres pillangódiagram mutatja be, mely a napfoltok szélességi helyét mutatja az idő függvényében.

14. ábra: Pillangó diagram (HAO)

Napfoltpár (foltcsoport) esetén megkülönböztetünk (Nap forgásából következően) vezető és követő foltot. Nagyon fontos napfizikai tény, hogy ha az egyik féltekén a vezető folt északi mágnességű, akkor ugyanezen a napcikluson belül a másik féltekén a vezető folt mágnessége déli. Amint véget ér az adott napfoltciklus, és megkezdődik az újabb, a helyzet felcserélődik. Vagyis a vezetőfolt, amely korábban északi volt, most délivé válik. Az előjelváltás mindig napfoltminimumkor következik be. Így az eredeti helyzet nem 11.1 hanem 22 évenként ismétlődik meg.

E. W. Maunder múlt századi észrevételei szerint az 1645-1715 közötti időben lényegesen kevesebb foltot figyeltek meg, mint az előtt, ill. az után. Vajon a korabeli csillagászok mutattak kevesebb érdeklődést a Nap iránt, vagy tényleg nem voltak ekkoriban napfoltok? A kutatók egy csoportja a kérdés megválaszolását a korabeli csillagászati megfigyelések jegyzőkönyveinek alapos átvizsgálásától remélte. Eredmények a következők:

A korabeli csillagászok 1" pontossággal tudták mérni a napátmérőt. Ebből következőleg az 1"-nél nagyobb foltok nem maradhattak észrevétlenek. A kérdéses időszakban átlagosan havi 15 napra vonatkozólag találtak írásos feljegyzést napmegfigyelésről. Az 1660-1666 közötti időszakról ugyan kevesebb adat van, de a kor legnevesebb napmegfigyelője Jean Piccard egy 1671-es feljegyzése: így szól: "Tíz éve ma először láttam napfoltot, pedig rendszeresen alaposan kutattam utána."

A kevés folt, ami látszott, főleg a déli féltekén volt, ott is inkább az egyenlítő közelében.

A Piccard és munkatársai által 1666-1719 között feljegyzett mintegy 100 napfoltpozíció alapján következetni lehet a Nap forgására. Az adatok szerint az egyenlítői forgási sebesség mintegy 20%-kal lassúbb volt a jelenleginél, a sebesség gradiens pedig nagyobb volt a mostaninál, ezért például 20o szélességen akkor 6%-kal volt lassúbb a forgás.

A Nap átmérőjét Piccard és munkatársai 7"-cel nagyobbnak mérték a jelenlegi értéknél (0.38%). Kérdés, hogy tényleg nagyobb volt-e akkor a Nap, vagy esetleg a földi légkör valamilyen változása okozhatta a jelenséget? Ezzel kapcsolatban a vizsgálat megállapította, hogy nem képzelhető el ekkora változást okozó optikai effektus, és mérési hibáról sem lehet szó.

A Maunder-minimum idején ritkábban figyeltek meg sarki fény-jelenséget. (Ezt a jelenséget más szerzők cáfolták.)

A kozmikus sugárzás hatására a földi légkörben keletkező, kormeghatározásra használható 14C mért mennyiségéből arra következtethetünk, hogy a Maunder-minimum idején gyengébb volt a napszél.

Érdekes időbeli egybeesés mutatkozik a Maunder-minimum és a nála jóval hosszabb ideig tartó "kis jégkorszak" (1400-1850) között. (Ekkor az északi félteke átlaghőmérséklete a jelenleginél 2 fokkal hidegebb volt.). Kérdés, hogy van-e ok-okozati összefüggés a két dolog között.

A 14C/12C-es izotópos vizsgálatok azonban azt is kimutatták, hogy nem csak ez az egy minimum időszak fordult elő a történelem folyamán. Az ilyen irányú kutatásokat az a tény teszi lehetővé, hogy az 14N (nitrogén) a kozmikus sugárzás hatására 14C-é alakul át a következő folyamatban:

14N+n ® 14C+p

Azonban a légkörbe érkező kozmikus sugárzás nagysága függ a naptevékenységtől, ugyanis nagyobb aktivitás idején nagyobb védettséggel bírunk. Így a maximum időszakokból származó minták kevesebb 14C-et tartalmaznak. A vizsgálatok az elmúlt ezer évben a Maunder minimumon kívül további két kis aktivitású időszakot találtak.

15. ábra: A 14C tartalom alapján készült grafikon (naptevékenységi minimumok),
a körök a sarkifény megfigyelések (Foukal, 1990)

Az egyik az úgynevezett Spörer-minimum, ami a 15. században és a 16. század elején volt. Találtak még egy rövidebb időszakot a 14. század elején, ezt Wolf-minimumnak hívjuk. A minimumok között természetesen jóval nagyobb mértékű volt a naptevékenység, és különösen nagy volt a 12. században, aminek következtében magasabb volt az átlaghőmérséklet ezen időszakban. A minimumok idején hasonlóan a Maunder minimumhoz a hőmérséklet jóval alacsonyabb volt, amit különböző beszámolók támasztanak alá.

2.3. Fáklyák
(Kissné 1986)

A fáklyák valamelyest a napfoltok szintjénél magasabban, nem egyszer 1500 km-rel a felszín felett elhelyezkedő világos, fénylő képződmények. A napfáklyák alakja olyan, mint a szétszakadt felhőfoszlányoké a földi légkörben. Gyakran csoportosan jelentkeznek: ilyenkor beszélünk fáklyamezőről.

A fáklyamezők keletkezésénél szerepet játszanak a mágneses terek, melyek ezekben gyengébbek, mint a foltokban. Itt a fotoszféra felső rétegeibe érkező energia mennyiségét növeli meg, így ezekben a rétegekben néhány száz fokkal emelkedik a hőmérséklet. Ebből következik a foltcsoportok és a fáklyák szoros kapcsolata is: a gyengébb mágneses terek a foltok környezetében fáklyákként láthatók.

16. ábra: Fáklyamező (Internet)

A fáklyamező homogén szerkezetű lehet, amennyiben egymáshoz hasonló méretű és alakú fáklyákat tartalmaz, vagy raszteres jellegű, amikor pontszerű, kicsi fáklyákból áll, avagy rostos felépítésű.

Gyakran előfordul, hogy egy fáklya behatol egy folt magjába, és kettéosztja azt, így képződnek az ún. fényhidak az umbrában. A fényhidak fellépése a folt hanyatlását jelzi. Biztos, hogy a nagy foltcsoportok fáklyamezőben fekszenek, de a fáklyák nem korlátozódnak a foltzónára. Egyes megfigyelések szerint igen magas naprajzi szélességeken is előfordulhatnak, leggyakrabban a ± 70o-os szélességi körtől az Egyenlítőig lévő sávban találhatók. Élettartamuk többnyire hosszabb, mint a napfoltoké és csoportoké. A fáklyamezőkre emellett jellemző, hogy területi kiterjedésük átlag háromszor- négyszer nagyobb, mint azé a foltcsoporté, amelynek közelében feltűnnek. A fáklyamezőkön belül fénylő, közönséges granuláknál nagyobb szemcsék találhatók: fáklyagranulák, amelyek élettartama több órát is elér. A fáklyák által borított területek nagysága a naptevékenységgel változik. Nagyobb relatívszám esetén a fáklyamezők által borított terület is nagyobb.

2.4. Flerek
(Kissné 1986, Korda és Tolnai 2000)

A Nap felületén lejátszódó események közé tartoznak a napkitörések, elterjedt nemzetközi szóval flerek, melyeket 1859-ben R.C. Carrington angol csillagász észlelte először.

Az első fehér fényben észrevett fler után 32 évig nem sikerült észlelni a naptevékenység ilyen megnyilvánulását, de szerencsére 1891-ben Trouvelotnak ismét sikerült megfigyelni fehér fényben flert. A napfizikai eszközök tökéletesedése új eszközöket állított fel a flerek megfigyeléséhez. Hale 1892-ben kezdte el észlelni spektroheliográfiával a flereket. Ebből fejlesztették ki a spektohelioszkópot, amellyel a Nap felületét egy kiválasztott színképvonal fényében lehet megfigyelni. A monokromatikus fényben végzett megfigyelések során kiderült, hogy flerek nem is ritkán fordulnak elő a Napon.

A napkitörés nem más, mint hirtelen energia-felszabadulás az aktív vidék felsőbb rétegeiben, főleg a kromoszférában. Mai tudásunk szerint a folyamat módosítja az aktív vidékek mágneses terének szerkezeti fölépítését. Ezután a koronában instabilitás következik be. Ennek következtében az ellentétes polaritású erővonalak átkötődnek. Így az erővonalakon tárolódott energia (flerek estében kb. 1025 J), amit a befogott részecskék hordoznak, nagyon gyorsan (néha néhány perc alatt) felszabadulnak, és a részecskék egy része elhagyja a Nap légkörét, ez később jelentős hatással lehet a Földre, különösen annak mágneses terére.

17. ábra: Napkitörés (HAO)

18. ábra: Anyagkidobódás fler hatására (HAO)

A fler tevékenység ideje alatt azonban nemcsak a részecskesugárzás növekszik a naplégkör egy bizonyos területén, hanem az elektromágneses sugárzás is. Ezt a jelenséget, vagyis amikor egy terület az átlagoshoz képest hirtelen nagyobb mennyiségben sugároz, erupciónak nevezzük. Ilyen pl. a hő-, részecske-, röntgen-, valamint a ritka fehér-erupció, (ami az egész látható tartományban történő kifényesedést jelent). Azért ilyen széles spektrumúak a flerek alatt keletkező erupciók, mert a flerek által kibocsátott nagy energiájú részecskék ütköznek az itt lévő plazma anyagával. Ez a folyamat elektromágneses hullámok keletkezésével jár. Az ütközés során keletkezett elektromágneses hullám frekvenciája leginkább attól függ, hogy milyen nagy volt a részecske energiája. Ez a keV-os, de néha MeV-os tartományba esik.

Más megfigyelések is rámutatnak a napkitörés és a mágneses tér kapcsolatára. Például nagy napkitörések rendszerint a foltcsoport közepén, a mágneses polaritásokat elválasztó nullavonal két oldalán jelennek meg. Befolyásolja a napkitörések gyakoriságát a napfoltcsoportok mágneses terének bonyolultsága is. Gyakoribbak azokban a csoportokban, amelyekben közös penumbrában egymás mellett ellentétes polaritású umbrák találhatók, vagy ha a bipoláris csoport tengelyén a megszokott nem kelet-nyugati, hanem észak-keleti irányú.

A jelenlegi elméletek szerint a flerek akkor jönnek létre, amikor az aktív régión áthatoló mágneses tér újjáformálódik, és eközben energia szabadul föl vagy fordítva.

Hosszú ideig a flerek tanulmányozására az egyetlen lehetőség a látható sugárzás vizsgálata volt. Részben színképük megfigyelésével foglakoztak, részben monokromatikus fényben - főleg a hidrogén 656.3 nm hullámhosszú vörös H-alfa vonalában - végzett sorozatfelvételeken fejlődésüket rögzítették. (Mivel a Ha csillagunk színképének egyik legerősebb abszorpciós vonala.) A flerek sugárzásának jelentős része éppen a Ha hullámhosszára esik.

A flerek színképében az abszorpciós vonal "kitöltődik", sőt fényes emissziós vonallá válik, és időnként nagyobb flereknél a folytonos színkép intenzitásának 200-250%-át is meghaladja. A megfigyelési körülmények tehát Ha -vonal fényében igen kedvezőek, ezért történnek a megfigyelések ezen a színképvonalon. Az így észlelt flerek esetén Ha flerekről beszélünk.

A folytonos színképben észlehető sugárzásnövekedés, a fehér fler, nagyon ritkán jelentkezik, de még ekkor sem haladja meg a folytonos színkép 10%-át, és ez is csak a jelenség perceiben figyelhető meg. Mindezen színképváltozások nagyon rövid idő, néhány perc alatt fejlődnek ki, élettartamuk a fler nagyságától függ.

A Ha színképvonal fényében a fler úgy jelentkezik általában, hogy a napfoltcsoport körül a fényes fáklyamező egy része hirtelen, néhány perc alatt kifényesedik. A kifényesedés egyre nagyobb területre terjed ki, majd elérve maximumát, most már lassabb tempóban halványul el. A visszafejlődés a nagyságtól függően, 10 perctől néhány óráig eltarthat. A fő jellemző a hirtelen kifényesedés. Kisebb flerek előfordulhatnak nagyobb fényességű "nyugodt", folt nélküli fáklyában is. Nagyobb flereknél gyakori, hogy kezdetben néhány fénylő pont jelenik meg, majd ezek két, párhuzamos szalaggá olvadnak össze, amelyek lassan távolodnak egymástól.

2.5. Protuberanciák
(Kissné 1986)

A flerek mellett a protuberanciák a legrendkívülibb, legelképesztőbb méretű természeti jelenségek, melyeket a Napon megfigyelhetünk. Ezeket az óriási méretű, többnyire vöröses színű, hidrogénből álló, a kromoszférában keletkező és gyakran a belső koronába is felemelkedő gázfelhőket rendszeresen 1869 óta észlelik.

Olyan eset is előfordult, hogy a protuberancia maximális emelkedési sebessége meghaladta a 617.5 km/s szökési sebességet. Ez azt jelenti, hogy az ilyen protuberancia anyaga végleg elhagyta a Napot. Mivel a protuberancia tömege csekély, sűrűsége legfeljebb százszorosa a koronáénak, és az ilyen rendkívüli sebességek ritkán fordulnak elő, a Nap tömegvesztesége az elszökő protuberanciák miatt nem jelentős.

Az eruptív protuberanciák gyakran ívszerű pályán mozognak, vagy maguk is íves alakot öltenek fel, amiben megnyilvánulóan a mágneses tér erővonalainak szerepét látjuk. Feltehető, hogy a flerhez, vagy a napfoltcsoportokhoz tartozó mágneses tér hatásáról van szó - általánosságban valamely aktív régió mágneses mezejéről. Kivételes esetben egy protuberancia a Nap átmérőjével összemérhető távolságig dobódik fel a fotoszférától számítva, s valószínűleg ezek a protuberanciák azok, amelyek elszökhetnek a Napról. Az az anyag, amely nem hagyja el a Napot, a mágneses erővonalak mentén visszaáramlik a fotoszféra irányába. Ezt a jelenséget "koronaeső" néven ismerik. Hale úgy találta, hogy a protuberancia visszatérő anyaga spirálpályát ír le, vagyis körültekeredik a mágneses tér valamely erővonalán. A koronaeső jelenségét leggyakrabban azt követően lehet megfigyelni, hogy egy fler fellángol, és útba indított egy protuberanciát fölfelé. A jelenség másik változata a hurok. Ilyen esetben a fölfelé, vagy lefelé mozgó protuberancia-anyag egy záródó mágneses erővonalat ölel körül, és roppant nagy, hurokhoz hasonló alakot ölt. Mivel a mozgó gázanyag a mágneses erőtér "fogságában" van, a hurokprotuberancia anyaga a szóban forgó erővonalak mentén helyezkedett el már akkor is, mielőtt láthatóvá vált volna.

19. ábra: Protuberancia (Internet)

Igen érdekes jelenség a permet is. Ezt csak a napkorong szélén figyelhetjük meg. Amikor egy ottani fler anyagot dob a magasba, az szökőkútszerűen szétterül, és "cseppekre" tagolódva permeteződik szét.

A protuberanciák mozgásának legérdekesebb, egyben pedig legkevésbé megmagyarázott sajátossága az, hogy mindig a kromoszféra néhány jól meghatározott területe felé térnek vissza. Ezeket vonzási középpontoknak nevezzük. Az ilyen központok általában egy-egy napfolt penumbrája fölött találhatók. A protuberanciák fizikai jellemzőiről is kell szót ejteni: hőmérsékletük általában 5000K körüli, fejlődésük későbbi szakaszában pedig még alacsonyabbá válhat, amit halványodásuk is jelez.

Egy normális protuberancia 100-200 ezer km hosszú, 5-10 ezer km széles és 30-100 ezer km magas. Néha azonban előfordulnak 500 ezer - 1 millió km hosszúak is.