Napfolt

Nagy, szabályos napfolt a NASA felvételén

A napfolt környezeténél sötétebb terület a Nap fotoszférájában.

Foltokat már az első távcsöves csillagászati megfigyelések évében, 1610-ben is látott a Napon Galilei, később Fabricius, Hevelius és Harriot. A nagyobb napfoltok két részre bonthatók: a belső, sötétebb rész az umbra, a külső, félsötét, sugaras szerkezetű rész a penumbra. A penumbra nélküli napfoltok neve pórus.

A napfoltok alakja többnyire körszerű, de gyakoriak a szabálytalan alakú és szerkezetű foltok is. Méretük 1,5 megamétertől (Mm; ezer kilométer) mintegy 100 Mm-ig terjedhet. Egy nagyobb napfolt átmérője tipikusan kb. a Földével egyezik meg. A pórusok mérete nem haladja meg a 7 Mm-t, míg a penumbrával is rendelkező foltok legalább 3,5 Mm átmérőjűek. A 3,5 és 7 Mm közötti tartományban a penumbra megléte függ a folt előéletétől: a fiatal, növekvő foltok jellemzően csak a 7 Mm körüli méretet elérve fejlesztenek penumbrát, míg az idős, zsugorodó foltok sokáig megőrzik azt.

A foltok területét a Nap egy féltekéjének milliomod része (millionth solar hemisphere = MSH) egységben szokás megadni.

A napfoltban a hőmérséklet közel 2000 °C-kal alacsonyabb a napfolton kívüli, nyugodt napfelszín 5700 K-es hőmérsékleténél, ezért a foltból érkező hőmérsékleti sugárzás intenzitása csupán negyede a nyugodt napfelszínének. A foltot ezért látjuk sötétnek, bár valójában ezek a területek is vakítóan fényesek.

A napfolttevékenység mérőszámai

A Nap foltokkal való fedettségének jellemzésére alkalmas pl. a napfoltok (MSH-ban megadott) összterülete. Ennek mérését azonban nehezíti, hogy a napkorong pereménél a Wilson-effektus miatt nehéz a területet becsülni; emellett a fényképezés előtti (közel három évszázadot átfogó) távcsöves megfigyelések esetében ilyen adatokkal alig-alig rendelkezünk.

Ezért a napfolttevékenység legáltalánosabban használt mérőszáma inkább a Wolf zürichi csillagász által 1848-ban bevezetett napfolt-relatívszám:

$R=k(10g+f),$

ahol g a foltcsoportok, f pedig az egyes foltok száma. Wolf a $k=1$ értéket használta, mivel azonban más távcsövekkel a látható napfoltok száma eltér attól, amit Wolf zürichi távcsövével láthatott, általában szükség van a $k$ korrekciós tényezőre is. A napfolt-relatívszám hivatalos meghatározása ma a brüsszeli Belga Királyi Obszervatórium feladata.

A napfolt-relatívszám változásában tükröződik a 11 éves aktivitási ciklusa, amire először Schwabe figyelt fel 1844-ben. 2001-ben napfoltmaximum, 2007–2008-ban napfoltminimum volt.

Mágneses tér

Mint azt a Zeeman-effektus alapján Hale már 1908-ban kimutatta, a napfoltokban erős mágneses mező van jelen. A mágneses indukció a foltok közepén mintegy 0,25–0,3 T. (Értéke csak kevéssé függ a folt méretétől.) A folt szélén ez az érték csak 0,15 T körüli. A mágneses erővonalak a folt közepén függőleges irányúak, a széle felé kifelé dőlnek.

Szabályos alakú napfoltokban tér erőssége és a függőlegessel bezárt $\theta$ szöge a folt középpontjától mért r távolság függvényében az alábbi formulákkal közelíthető (R a folt sugara):

$B(r)={\frac {B_{0}}{1+r^{2}/R^{2}}}\qquad \theta ={\frac {\pi }{2}}{\frac {r}{R}}.$

A foltokban a mágneses fluxus 10¹² Wb és 3·10¹⁴ Wb között mozog.

A napfoltjelenség magyarázata

A napfolt alacsonyabb hőmérséklete is a mágneses tér hatásával magyarázható, mivel a mágneses erővonalcsövekben (fluxuscsövekben) az erős mágneses tér meggátolja a Napban termelődő energia konvektív áramlások révén történő kiszállítását. (A konvektív áramlásokhoz szükséges körforgás ui. a befagyás tétele miatt nem jöhet létre.) Ennek következtében a csőben a gáz lehűl.

A lehűlt gáz továbbá összezsugorodik, ezért a csőben a Nap felszíne a környezethez képest mélyebbre kerül. A napfolt tehát voltaképpen egy hideg „gödör” a Nap felszínén. Ezt már 1774-ben észrevette Wilson skót csillagász abból, hogy a Nap forgása miatt a napkorong közepéről a pereme felé haladó foltokban az umbra penumbrabeli helyzete megváltozik (Wilson-effektus).

A penumbra létrejötte elképzelések szerint annak tulajdonítható, hogy a nagyobb foltok pereménél erősen megdőlt mágneses tér nem képes a konvektív áramlásokat teljesen elfojtani, így itt egy speciális, mágnesesen módosult konvekció zajlik. Ennek részletei azonban ma még nem teljesen világosak.

A napfoltok élete

Összefüggés a napfoltok bomlási üteme és sugara között a debreceni Napfizikai Obszervatórium adatai alapján. A folytonos görbe a turbulens eróziós modell jóslata

A felső ábrán a napfoltok térbeli eloszlása és mérete, az alsó ábrán a teljes területük változása látható

A napfoltok élettartama 1 naptól több hónapig terjedhet. Nagyobb napfoltok esetében 7–10 nap a jellemző. A megfigyelések szerint a napfolt kisebb mágneses elemek, fáklyapontok összeolvadásával alakul ki, és további ilyen elemek, valamint kisebb foltok beolvadásával nő tovább. Ezt a jelenséget általában az ún. „mágneses fa” fogalmával magyarázzák: eszerint a kicsiny mágneses elemek (erővonalkötegek) a felszín alatt összefüggenek, mint egy fa ágai. Ahogyan a fa emelkedik, „ágainak” a felszínnel vett metszéspontjai összeolvadni látszanak.

Ez a növekedési szakasz rendszerint nem tart tovább néhány napnál. Egy maximális terület elérése után a folt ismét zsugorodni kezd, mígnem lassan eltűnik. Ez a bomlási fázis rendszerint jóval hosszabb a növekedésnél.

A foltok bomlása az ún. turbulens erózióval magyarázható, vagyis azzal, hogy a környező granulációs mozgások a mágneses erővonalkötegből kis darabokat „leharapdálnak”. A folyamat elméleti modellje (Petrovay & Moreno-Insertis 1997) szerint a területcsökkenés mértéke, vagyis a bomlás üteme az alábbi képlettel adható meg:

$D\equiv -{\dot {A}}=C_{D}{\sqrt {\frac {A}{A_{0}}}},$

ahol A a napfolt területe, $A_{0}$ a (korábban elért) maximális területe, és az állandó értéke $C_{D}\simeq 30$ MSH/nap.

Az eróziós folyamat véletlenszerű volta miatt az egyes foltok területcsökkenése gyakran erősen eltér a fenti törvénytől, azonban a törvény érvényesülése statisztikailag kimutatható (Petrovay & van Driel-Gesztelyi 1997).

Finomszerkezet és mozgások

A napfoltok umbrájában olykor mintegy 10 perc élettartamú, 1 Mm körüli méretű kifényesedések láthatók, az ún. umbrapontok (angolul: umbral dots). Ezek feltehetőleg a konvekciónak egy erősen elfojtott formáját képviselik.

A penumbra fényes és sötét szálakra bomlik. Benne, különösen a sötét szálakban, 1–2 km/s sebességű kiáramlás mutatható ki a Doppler-eltolódás alapján, ez az ún. Evershed-áramlás. A sötét szálaknak megfelelő erővonalcsövek a folt szélénél a felszín alá buknak, ezért ott az Evershed-áramlás eltűnik.

A világos szálak a sötéteknél meredekebben emelkednek, és a kromoszférába is felnyúlnak. Kromoszferikus felvételeken (elsősorban a hidrogén $H_{\alpha }$ vonalának hullámhosszán) a napfoltokat sokkal kiterjedtebb, sugárirányú szálas szerkezet övezi, az ún. szuperpenumbra. Ebben viszont befelé irányuló inverz Evershed-áramlás mutatható ki.

Nagy, szabályos napfoltok bomlásukkor gyakran szabályos szupregranulációs cellát szerveznek maguk köré, vagyis köröttük a fotoszférában lassú kiáramlás tapasztalható. Ebben a gyepűnek (angolul: moat) nevezett cellában a napfolttól távolodó kis mágneses elemek mutathatók ki a magnetográfos felvételeken.

Napfoltcsoportok

A napfoltok rendszerint csoportosan fordulnak elő a Nap aktív vidékein, alacsony (kb. 30-40 fokot nem meghaladó) naprajzi szélességeken. A foltcsoportok osztályozására több rendszer is született.

Napfoltkatalógusok

1874-től 1976-ig a Greenwichi Obszervatórium évente adta ki a napfoltok hivatalos katalógusát (Greenwich Heliographic Results, GPR). Ezt a feladatot 1977-től a Magyar Tudományos Akadémia Csillagászati Kutatóintézetének debreceni Napfizikai Obszervatóriuma vette át. Az obszervatóriumban két katalógus készül, a greenwichi folytatásának tekinthető DPD (Debrecen Photoheliographic Data), és a minden eddiginél részletesebb DPR (Debrecen Photoheliographic Results).

Irodalom

• Stix M. (2002): The Sun. An introduction. Springer; 2nd ed. ISBN 3-540-20741-4
• Phillips J. H. (1995): Guide to the Sun. Cambridge University Press. ISBN 0-521-39788-X
• Bray R. J. & Loughhead R. E. (1965): Sunspots. Wiley.
• Thomas J. H. & Weiss N. O. (1991): Sunspots: Theory and Observations. Springer.
• Petrovay K. & Moreno-Insertis F. (1997): "Turbulent Erosion of Magnetic Flux Tubes". Astrophys. J. 485, 398-408.
• Petrovay K. & van Driel-Gesztelyi L. (1997). " Making Sense of Sunspot Decay, I: Parabolic Decay Law and Gnevyshev-Waldmeier Relation ". Solar Phys. 176, 249-266.

Külső hivatkozások

• Debreceni Napfizikai Obszervatórium - Napfoltkatalógusok
• Belga Királyi Obszervatórium - Solar Influences Data Analysis Center Archiválva 2017. augusztus 3-i dátummal a Wayback Machine-ben
• Solar Cycle Progression, Presented by the NOAA/Space Environment Center