Rieth József: Anyagvilág - Háttérismeret
Nap szerkezete
Tartalomjegyzékhez < Világképem < Anyag-időszak
A Nap átmérője: 1,390,000 km., tömege: 1.989e30 kg, a mag hőmérséklete: 15,000,000 K., felszíni hőmérséklete: 5800 K
A Naprendszer tömegének 99,87%-a koncentrálódik benne, a fennmaradó rész háromnegyedét pedig a Jupiter teszi ki. Átmérője a Földének 109, míg a Jupiterének közel 10-szerese. Óriási tömege révén a Nap hatalmas gravitációs erőt fejt ki, s ez az erő tartja együtt a rendszert, és irányítja valamennyi bolygó és kisebb égitest mozgását is.
A Napból áradó fantasztikus mennyiségű energia elsősorban közeli ibolyántúli, látható és infravörös sugárzás formájában hagyja el a csillagot, de emellett a Nap kisebb mennyiségben mindenféle más sugárzást is kibocsát, a gamma-sugaraktól és röntgensugaraktól egészen a rádióhullámokig.
A Nap elemi részecskéket is kisugároz, amelyet napszélnek nevezünk.
A Napból másodpercenként kisugárzott energia teljes mennyiségét a Nap sugárzási teljesítményének nevezzük, és ugyanúgy wattban fejezzük ki, mint egy villanykörte teljesítményét. Ez az érték 3,86 x 1026 watt. A kisugárzott energiamennyiségnek legfeljebb csak tízmilliárdod része éri el a Földet. A földi légkör 1 négyzetméterére merőlegesen beeső teljesítmény még így is 1370 watt. Ez a mennyiség a napállandó (szoláris konstans).
A szilárd felszín hiánya miatt nem lehet pontosan meghatározni, hogy hol húzódik a Nap határa: a középpontjától kifelé haladva folyamatosan csökken a sűrűsége. A Nap sugarát a középponttól a fotoszféráig mérik, mert ez a legkülső olyan réteg, ami még elég sűrű ahhoz, hogy ne legyen átlátszó. A Nap anyagának többsége a központból mérve a sugarának 70 %-án belül található és bár ezeket a belső területeket nem lehet közvetlenül megfigyelni (ugyanis a Nap anyaga nem enged át semmilyen elektromágneses sugárzást), fizikai modellekkel és az égitest rezgéseit vizsgáló helioszeizmológia módszerével mégis pontos képet alkothatunk a belső szerkezetéről, rétegeiről.
A
Nap szerkezetének főbb rétegei
Tisztán elméleti úton (fizikai modelleken keresztül) is fontos információkhoz lehet jutni a Nap belsejében uralkodó viszonyokkal kapcsolatban, olyan adatokból kiindulva, mint a tömege, átmérője, fényessége stb. Egy, a Naphoz hasonló gázgömbnek a felépítését három erő határozza meg; a gáznyomás, a sugárzási vagy fénynyomás és a gravitáció. A gáznyomás és a fénynyomás önmagukban a Nap felfúvódását, szétszóródását okoznák. A fénynyomás a fénykvantumok abszorpciójakor jön létre, azonban a Nap esetében ez az erő a gáznyomáshoz képest csekély, csak az óriáscsillagok esetében van nagy jelentősége. A gravitáció az előbbi két erővel ellentétes hatású, de önmagában azt eredményezné, hogy az egymáson elhelyezkedő gázrétegek saját súlyuk alatt összeroskadnának, a Nap önmagába omlana. Mivel egyik szélsőséges eset sem következik be, nyilvánvaló, hogy a három erő mechanikai egyensúlyban van; a Nap belsejének minden pontjában a gáznyomás és a fénynyomás erejének összege megegyezik a gravitációéval. Továbbá sugárzási egyensúly is jelen van; a belső rétegekben termelődött sugárzásnak el kell hagynia a Napot, a felszínből a központ felé haladva pedig folyamatosan nő a felsőbb gázrétegek vastagsága és ezzel együtt a tömege, az egyensúlyi állapot miatt viszont a gáznyomásnak is növekednie kell. Ezen alapelvek segítségével a Nap belsejében uralkodó állapotokat jellemző adatok kiszámíthatóak. Az ezt az egyensúlyt, annak összetevőit, hatásmechanizmusát és matematikai leírását Standard Napmodell néven említi az asztrofizika.
Az elméleti számítások mellett a gyakorlati megfigyelések is nélkülözhetetlenek, segítségükkel több, részletesebb és pontosabb adatot lehet megtudni. Ahogyan a földrengések természetéből szeizmológiai módszerekkel lehet következtetni a Föld belsejében zajló folyamatokra, úgy ehhez hasonlóan a napszeizmológia (helioszeizmológia) a Nap felszínén tapasztalható jelenségek tanulmányozásával következtet a mélyebb rétegek szerkezetére. Fontos szerephez jutnak ebben a munkában a napkutató űrszondák.
A
Nap fő energiaforrása a proton-proton ciklus, mely során négy protonból lesz
egy hélium (4He)
A mag a sugár 20 %-án belül eső teret jelenti, és ez a Nap egyetlen olyan része, amelyet közvetlenül a magfúzió fűt, a többi réteg az innen kiáramló energiának köszönheti hőmérsékletét. A magban keletkezett összes sugárzás áthalad a felette levő rétegeken, mielőtt elérné a fotoszférát és kijutna a világűrbe. A Nap középpontjában a sűrűség eléri a 1,5x105 kg/m3, a hőmérséklet pedig a 15x106 (15 millió) kelvin értéket. Hogy jobban érzékelhető legyen: a csillagunk központjában levő gáz (plazma) 150-szer sűrűbb a víznél és kb. fél liternyi Nap anyag tömege annyi, mint egy átlagos emberé. A rendkívül magas hőmérséklet és nagy sűrűség hatására termonukleáris reakció (magfúzió) jön létre, melynek során minden négy hidrogénatom egyesüléséből egy héliumatom keletkezik, miközben energia szabadul fel. Másodpercenként átlagosan 8,9x1037 hidrogénatom (600 millió tonna hidrogén) egyesül, ami 383x1024 watt energia keletkezésével jár.
A magban zajló láncreakció intenzitásának állandóságát önszabályozó mechanizmusok segítik; a reakció továbbterjedése az egyesülő atommagok nagyobb aránya miatt a mag felhevüléséhez, és a megnagyobbodásához vezetne, de a felsőbb rétegekben található nagy mennyiségű semleges anyag beáramlása csökkenti a fuzionáló atomok arányát, lecsillapítva ezzel a reakciót, ami idővel visszaáll a normális szintre.
A nagy energiájú fotonok (gamma- és röntgensugárzás) számára hosszú időt vesz igénybe ez az út; a mag anyaga elnyeli és – alacsonyabb energiával – újra kisugározza őket. A fotonok utazási idejére vonatkozóan a számítások igen eltérő eredményeket adnak; 17 ezer – 50 millió év között. Miután sikerül a magból kijutniuk és a konvekciós rétegen is áthaladtak, a fotonok látható fény formájában távoznak; minden egyes gamma részecske több millió látható fény fotonra bomlik a Napból történő kilépése előtt.
A neutrínók szintén a magfúzió során keletkeznek, de nagy áthatoló képességüknek köszönhetően ritkán lépnek kapcsolatba a környező anyaggal, ezért szinte azonnal távoznak a Napból. A neutrínók kísérleti kimutatása szolgáltatta a végső bizonyítékot a Nap magjában zajló magfúziós elmélet valós voltára. Az évekig tartó mérések során viszont elméletileg várható neutrínómennyiség harmadát sikerült csak kimutatni, és csak a közelmúltban született meg a neutrínóoszcilláció jelenségének felfedezése, amely megmagyarázta a neutrínóhiányt. (Lásd: A napneutrínók rejtélye).
A Nap középpontjában a hőmérsékletet kb. 15 millió K-re, a sűrűséget pedig a ránehezedő külső rétegek hatalmas nyomása miatt 160000 kg/m3-re (a víz sűrűségének 160-szorosára) becsülik. A Nap sugarának mintegy egynegyedéig terjedő központi magfúziós atomerőműként működik ahol az energia nagyenergiájú fotonok, így gamma-sugárzás és röntgensugárzás formájában szabadul fel a könnyebb elemek nehezebbekké való egyesülése közben. A Nap magjában lejátszódó fúziós folyamatban proton-proton reakció zajlik le, melynek során hidrogénatomok magjai (vagyis protonok) egyesülnek, s héliumatommagok jönnek létre. Minden reakcióban 4 proton egyesül egy-egy héliummaggá, kettő pedig átalakul neutronná. Minden reakcióban egy kicsiny tömeg energiává alakul át az E=mc2 képletnek megfelelően. Bár az egyes proton-proton reakciókban a tömegnek csak 0,7%-a alakul át energiává, a lejátszódó nagy számú reakciók miatt a Nap másodpercenként 4 millió tonna anyagot használ fel fényerejének megtartására. Az óriási anyagvesztés ellenére a Nap még a mostanihoz hasonló szinten 5 - 6 milliárd évig sugározhat.
A Nap energiájának forrását az 1930-as években értették meg, amikor Hans Bethe, George Gamow és Carl von Weizsäcker azonosították a lényeges nukleáris reakciókat.
Az energiatermelés termonukleáris reakciók
révén folyik, amelyekben hidrogén alakul át héliummá. A termelődő energia
98,5%-át az úgynevezett „p-p lánc”, a fennmaradó 1,5%-ot pedig a
CNO-ciklus
adja (CNO = szén-nitrogén-oxigén). Ezen reakciók során a tömeg 0,7%-a
sugárzássá alakul (amit Albert Einstein E = mc² energia-ekvivalencia
egyenlete ír le).
A fő energiatermelő folyamatként azonosított p-p lánc lefolyása két hidrogén-atommag (proton) egyesülésével kezdődik (erre az egyesülésre átlagosan 5 milliárd évet kell várniuk az atommagoknak), így deutérium (nehézhidrogén) képződik. Melléktermékként egy pozitron és egy neutrínó keletkezik. A pozitron azonnal összeütközik egy elektronnal, és energiává (fotonná) alakul. Ezután csak 1,4 másodpercet kell várni, hogy a deutérium egy újabb protonnal egyesüljön és hélium-3 (3He) jöjjön létre. Ezután átlagosan 240 000 év telik el, míg két hélium-3 egyesül, létrehozva a folyamat végtermékét, a hélium atomot (4He), valamint felszabadítva két hidrogénatomot (protont). A folyamatnak létezik egy másik ága, amelyben láncreakciók során berillium (7Be) és lítium (7Li) is részt vesz végül természetesen ebből is hélium (4He) keletkezik.
A folyamat matematikai leírása:
p + p → ²H + e+ + νe
²H + p → 3He + γ
3He + 3He → 4He + p + p vagy
3He + 4He → 7Be + γ
7Be + e- → 7Li + ν e
7Li + p → 8Be + γ → 4He + 4He
Francis William Aston mutatta ki 1920-ban, hogy megmérve 4 hidrogénatom és 1 héliumatom tömegét, a kettő között nem áll fenn egyenlőség (a hidrogénatomok valamivel nehezebbek), a kettő közti különbség, nagyjából 0,7%, az a tömeg, amely energiává, fotonokká alakul át. Jelenleg a Napban másodpercenként 600 millió tonna hidrogén lép reakcióba és 596 millió tonna hélium keletkezik, a különbözetet jelentő 4 millió tonna anyagból teljes egészében energia lesz.
A Nap teljes élettartama a rendelkezésre álló tömeg és a fényesség alapján becsülhető t0 ≈ 0,1 × 0,007 m0c² / L0 ≈ 1010 év (10 milliárd év). A számításban feltételezzük, hogy a Nap tömegének 0,1 része vesz részt a fenti reakciókban, mivel csak a legbelsőbb magban van elegendően magas hőmérséklet a reakció fenntartásához. A fúzió jelenlegi paramétereivel számolva a Nap 10 milliárd éves várható életkorának felénél járunk, tehát nagyjából még 5 milliárd évre elegendő a hidrogénkészlet a fúziós reakció táplálására.
A
középponti részt veszi körül kb. a sugár 70%-áig a
röntgensugárzási zóna.
Ebben a tartományban a fotonok gyakran ütköznek, elnyelődnek, majd
véletlenszerűen kisugárzódnak. Egy-egy fotont oly sokszor érik ilyen
megpróbáltatások, hogy legkevesebb tízezer, de akár 1 millió évig is
eltarthat, mire a felszínre ér.
Körülbelül a sugár 20–70%-a közötti gömbhéjban helyezkedik el a sugárzási zóna. Ez a régió az energiaáramlás módjáról kapta a nevét: ebben a rétegben az anyag még elég sűrű és forró ahhoz, hogy a magban keletkezett energia sugárzás, nem pedig hőáramlás formájában haladjon át rajta (ezt az ionizált formában jelenlévő hidrogén teszi lehetővé). A hőmérséklet a magtól kifelé haladva folyamatosan csökken, de még így is rendkívül magas, az alsó „zónahatáron” 7 000 000 K, míg a felsőn 2 000 000 K. A hőmérséklet-csökkenés rátája alacsonyabb, mint a magasság növekedésével arányos hőcserementes hőmérséklet-csökkenés rátája, ezért nincsenek konvekciók az anyagban. Az anyag sűrűsége a hőmérséklethez hasonlóan csökkenő karakterisztikát mutat, csak sokkal erőteljesebb mértékben. A sűrűség 20 g/cm3-ről (hozzávetőleg az arannyal megegyező értékről) 0,2 g/cm3 értékre ( a víz sűrűségének ötödére) csökken, azaz a hőmérséklet harmadnyira csökkenésével szemben 100-szoros a csökkenés rátája.
A sugárzási zóna egyik érdekes tulajdonsága, hogy „feltartja” a fotonokat. A magban keletkező energia fotonok és neutrinók formájában megy végbe, amelyek kifelé indulnak a magból, át a napbelső többi részén, majd szabadon tovább az univerzumba. A nagy áthatoló képességű neutrínók gyakorlatilag szinte akadály nélkül jutnak ki a Napból, ám a fotonok a sűrű sugárzási zónában sorozatos ütközéseken mennek keresztül. Az egy foton által megtehető ún. közepes szabad úthossz, mindössze 2 cm (azaz 2 cm-nyi mozgás után a foton beleütközik egy másik atomba, vagy ionba), amely után a foton visszapattan, szóródik. A foton ide-oda pattogása nyomán átlagosan kb. 1 millió év telik el, mire végül az általa hordozott energia kijut a Napból.
A helioszeizmológia legfrissebb felfedezése, egy vékony átmeneti réteg a sugárzási és a konvektív zóna között. Ez a réteg jelenti az átmenetet a merev testként forgó belső régiók és a differenciális rotáció jellemezte külső tartományok között. A korábbi feltételezések úgy tartották, hogy a differenciális rotáció átmenete a merev forgásba egy széles tartományt érintő folyamat, ám a legújabb helioszeizmológiai mérések egy meglepően vékony, a Nap sugarának mintegy 4 %-át kitevő gömbhéjat mutattak, amelyben mindez végbemegy. Ráadásul az új mérési eredmények arra is rámutattak, hogy valószínűleg ez a réteg a napdinamó, azaz a Nap mágneses mezejének forrása, mivel itt fordulnak elő a különböző rétegek közötti legnagyobb sebességkülönbségek. Mivel a napbelső övekre osztását az energiatranszport módja alapján szokták meghatározni, a tachoklínát szokás a sugárzási zóna részének is tekinteni, mivel az energiaáramlás itt is még sugárzás formájában történik.
A Nap felszínközeli külső, 25 - 30%-ot kitevő részében nagyarányú konvekció zajlik. A hő az anyag áramlása révén jut el a fotoszférába, majd onnan sugárzódik ki a világűrbe. Ezt a réteget konvektív zónának nevezik
A
Rayleigh-Bérnard hatás mechanizmusa
A konvekciós zóna a napbelső legkülsőbb tartománya, értelmezéstől függően a sugár 70 %-ától kifelé elterülő, a felszín alatti mintegy 200 000 km vastag gömbhéjat jelenti. Ez a réteg már nem elég sűrű és forró ahhoz, hogy az energia sugárzás formájában haladjon át rajta, mivel az alsóbb rétegektől eltérően itt már nem elég magas a hőmérséklet az anyag ionozáltan tartásához, a gázok csak részlegesen ionizáltak, amelyek így elnyelik a sugárzás egy részét. Az energia hővezérelt anyagáramlások, konvekciók formájában terjed tovább a napfelszín felé. A konvekciók a folyadékoknál megfigyelt Rayleigh-Bérnard hatás révén jönnek létre úgy, hogy a gázok legkülső rétegét a hőmérsékleti szempontból homogénnek tekinthető alsóbb rétegek folyamatosan fűtik, míg a réteg külső határán hűtő hatás érvényesül. Emellett az anyagban hőmérséklet-különbségek jönnek létre a hő elnyelődésének kisebb különbözőségeiből. Egyes tartományok jobban felmelegszenek, mások kevésbé, így a melegebb részek sűrűsége a környezeténél kisebb lesz, ezért ez a hígabb, melegebb anyag felfelé kezd emelkedni, konvektív cellákat (feltörekvő anyagáramlatokat) alkotva. Az anyag egészen a felszínig emelkedik, a bennük levő energia szétsugárzódik, míg maga az anyag lehűl, átadva a helyét az újabb, feltörekvő hőoszlopnak, míg maga a kihűlt anyag az áramlat szélén lefelé süllyed. A gáz ilyen módon való fel-le „liftezése” a konvekció, míg maguk a belül forró, kívül hideg „buborékok” okozzák a fotoszféra granulációját (lásd lejjebb).
A konvekciós zóna fő sajátossága, hogy a benne levő anyag a csökkenő sűrűség miatt elveszti szilárdtestkénti viselkedését és a Nap tengely körüli forgása ebben a gömbhéjban átmegy differenciális rotációba. Ez a forgás kétféle differenciálódását is jelenti, egyrészt hogy csillagunk egyenlítői és sarki régiói eltérő sebességgel tesznek meg egy-egy fordulatot (ez az ún. szélességi differenciális rotáció), másrészt azt, hogy a felszín anyaga és a mélyebben levő anyag is eltérő sebességgel tesznek meg egy fordulatot (ez pedig az ún. mélységi differenciális rotáció).
A
nagy szállítószalag mozgása a Nap felszínén
A meridionális cirkuláció, vagy népszerű nevén a „nagy szállítószalag” egy hatalmas, forró plazmaáramlás a Nap felszínén. A plazma cirkulációja az egyenlítőre merőleges síkban, azaz a meridiánsíkban jön létre, összekeverve az egyenlítői és a sarki régiók anyagát (hasonlóan a Föld Golf-áramlatához, csak attól természetesen teljesen más mechanizmusok hatására). A Nap felszínén a meridionális áramlás igen gyenge (összehasonlítva a differenciális rotáció nagyságával csak kb. 20 m/s). Irányát tekintve a felszínen az egyenlítőtől a pólus felé tartó áramlás a Nap belsejében visszafordul, mélysége eléri a 200 000 km-t és ott egy a pólustól az egyenlítő felé tartó áramlás alakul ki. A Nap belsejében, ahol a sűrűség jóval nagyobb, az áramlás már lassabb, kb. 1–2 m/s körüli érték. Az áramlásrendszernek két ága van, egy északon és egy délen. Sebességét 1996 óta mérik a SOHO műhold segítségével, mindegyik mintegy 40 év alatt tesz meg egy kört. A kutatók szerint a szalag mozgása befolyásolja a napfoltciklust, illetve a napfoltok megjelenését. 2000 és 2010 között a sebessége megnőtt, a kutatók ezt összefüggésbe hozzák az ugyanebben az időszakban tapasztalható eddigi legnagyobb napfolt-minimummal.
A Nap átlagos sűrűsége (1410 kg/m3) a Föld átlagos sűrűségének csak egynegyede, a víz sűrűségének pedig 1,4-szerese, ami azt sugallja, hogy a Napot főként könnyebb kémiai elemek alkotják: 73% hidrogén, 25% hélium, 2%-ban pedig nehezebb elemek.
A Nap gyorsabban forog az egyenlítőjénél mint a pólusokon. Az egyenlítőn mért forgási periódus 25 nap, a sarkok közelében 35 nap.
Mivel a Nap egy ionizált gázgömb (plazmagömb), nincs éles felszíne, a rendkívül nagy sűrűségű mag és a végtelenül ritka napkorona között folyamatos a sűrűségbeli átmenet. A napfelszín és a légkör határának mégis létezik egy fizikailag jól definiálható meghatározása, értelmezése: a Nap „felszínének” egyezményesen azt a felületet tekintjük, ahonnan egy 500 nm hullámhosszú (ez kb. a látható színtartomány közepének felel meg) foton függőlegesen felfelé mozogva valószínűséggel még elnyelés nélkül kijut a Nap anyagából. Ez a meghatározás összecseng azzal az értelmezéssel, amely szerint a légkör és a felszín közötti határt az „átlátszóság” jelenti. A látható fény tartományában átlátszatlan gömbhéj még a Nap testének része, az efölötti rétegek alkotják a Nap légkörét (atmoszféráját). A légkör megfelelő eszközökkel a teljes elektromágneses spektrumban közvetlenül is tanulmányozható; a látható fény mellett rádiósugarakat is kibocsát. Sűrűsége jóval kisebb, mint a mélyebben található rétegeké, hőmérséklete viszont rendkívüli szélsőségeket mutat.
A Nap atmoszféráját három fő rétegre osztjuk: a fotoszférára, a kromoszférára és a koronára. Olykor a koronától elválasztják még a korona és a kromoszféra között átmenetet képező ún. átmeneti tartományt.
A Nap légköre A Nap "látható" felszíne a fotoszféra, amely vékony gáznemű réteg s gyakorlatilag az összes napfény ebből származik. A fotoszféra hőmérséklete mintegy 5800 K.
A fotoszféra (görög: a fény gömbje) a Nap látható felszíne, a naplégkör legalsó rétege, ahonnan a Nap látható fényének túlnyomó része – több mint 90%-a – származik. Lényegében a csillagunkban termelődött energia ebben a rétegben sugárzódik szét fény formájában. Ez a réteg egy rendkívül vékony (a napbelső és -légkör messze legvékonyabb egysége), mindössze néhány száz kilométer vastag réteg, alsó határa a Nap fentebb – a Kromoszféra fejezetben – definiált felszíne, felső határa a naplégkör azon szintje, ahol a hőmérséklet minimális. Más megközelítésben ez a Nap, mint gázgömb első olyan rétege, amely átlátszó az elektromágneses spektrum látható fény tartományában.
A Nap sugarának kevesebb mint egy ezrelékét kitevő vékonyságának köszönhetően a napkorongot éles pereműnek látjuk. A fölötte elhelyezkedő rétegek már annyira ritkák, hogy a Nap látható összsugárzásához nem járulnak számottevően hozzá. A fotoszféra átlátszósága a levegőéhez hasonló, bár kissé kisebb annál. Az átlátszósághoz kapcsolódó optikai jelenség a „”: a Nap (és más csillagok, óriásbolygók) pereme kevésbé fényes, mint a közepe. A napkorong közepén a merőleges rálátás miatt mélyebb, ezáltal melegebb, fényesebb rétegekbe látunk le, míg a szélén a lapos szögű rálátás csak kevésbé mély, ezáltal kevésbé meleg és fényes rétegekig hatol le. Az átlátszóság, így a benne megjelenő jelenségek miatt ez a Napnak az a része, amely szabad szemmel, illetve távcsővel (biztonsági okokból speciális fényszűrő alkalmazásával), megfigyelhető, így ez jelenti a Napmegfigyelés fő területét.
A fotoszféra alsó határától a felsőig a hőmérséklet 6500 kelvinről 4400 kelvinre, a sűrűség 10 − 6 g/cm3-ről 10 − 8 g/cm3-re, a nyomás 104 pascalról 600 pascalra csökken. (A sűrűség még a fotoszféra alján sem éri el a levegő sűrűségének egy ezrelékét.) A kilépő sugárzás összességében ugyanannyi energiát szállít, mintha egyetlen, 5785 K hőmérsékletű felületről származna, ezért ezt tekintjük a Nap effektív hőmérsékletének. A színképelemzések során kiderült, hogy ebben az alacsony hőmérsékletű rétegben olyan bonyolultabb molekulák is jelen vannak, mint a szén-monoxid vagy a víz.
A fotoszféra megfigyelései számos, főként a mágneses mezőhöz köthető jelenséget azonosítottak. Ilyenek a napfoltok, a granuláció, a napkitörések.
A fotoszféra fényes granulák millióiból áll. A granulák átlagos élettartama 9 perc, ezalatt keletkeznek, alakjukat változtatják és elenyésznek. Átmérőjük kb. 1000 km. A granulák olyan cellák amelyekben a forró gázok a mélyből felfelé igyekszenek és a granulák közötti sötétebb közökben süllyednek vissza. Kialakulhatnak szupergranulák, amelyek több száz elkülönült granulát tartalmazó cellák.
Bár a szabadszemes megfigyelők számára a Nap homogénnek látszik, csillagunk felszínének jellegzetes szemcsés megjelenése van, amelyet – megfelelő biztonsági rendszabályok betartása mellett – már kis távcsöveken keresztül is megpillanthatunk. A Nap felszíne lényegében úgy néz ki, mint egy fazék forrásban levő víz. A fotoszféra jellegzetes szemcsés szerkezetét, a granulációt a konvekciós zónából hőoszlopok formájában feltörő, majd lehűlve visszaáramló gáz hozza létre. Egy ilyen granula, azaz szemcse tipikusan 500 km átmérőjű. A granulák jellemzően kerek vagy sokszög alakúak, bennük a feláramlás sebessége 5–7 km/s, közöttük pedig a lehűlt, süllyedőben levő gáz található. Átlagos élettartamuk 10–20 perc, folyamatosan változtatják az alakjukat keverednek más granulák anyagával. Ezek a felszíni alakzatok a Földről – tudományos igényű vizsgálatok számára – nehezen figyelhetők meg a légkör zavaró hatása miatt, alapos tanulmányozásukra csak az űrkorszakban nyílt lehetőség, majd a 21. század távcsőfejlesztései, a számítógépvezérelt adaptív optikák fejlődése teremtette meg a lehetőséget a földi megfigyelésekre is.
A granulák képesek óriási szerkezeteket is alkotni, ezek a szupergranulák. A szupergranuláció több száz granulákból létrejött, akár 100 000 km átmérőjű ugyancsak rövidebb életű rendszer, 1–2 napos élettartammal. Ez azonban nem figyelhető meg optikai úton, a szupergranulákat a vízszintes sebességeloszlás mérésével lehet kimutatni. A szupergranulákban a plazma áramlási sebessége 0,5 km/s körüli.
A
fotoszféra szembetűnőbb jelenségei a napfoltok, melyek umbrából, sötét
központi régióból és penumbrából, az umbrát körülvevő kevésbé sötét régió,
amelyet a középpont felől szétágazó sötét és világos szálak alkotnak. A
napfoltok sötétnek tűnnek a fotoszféra más részeihez viszonyítva, ami abból
adódik, hogy környezetüknél mintegy 2000 K-nel alacsonyabb a hőmérsékletük.
Hőmérsékletük átlagosan 4000 K. A napfoltok mérete a piciny pórusoktól a
granula méreten keresztül a több milliárd négyzetkilométerig terjedhet. A
foltoknak kb. 5%-a olyan nagy, hogy kedvező körülmények mellett szabad
szemmel is látni lehet. Az átlagos foltcsoport élettartama két hét, de
nagyobbak ennél hosszabb ideig fennmaradnak. A napfoltok száma kb. 11,1 éves
ciklussal változik. Az egymás után következő ciklusok maximumai között pedig
kb. 80 éves periódust lehet felfedezni. Történelmi beszámolók szerint nem
egy nagyobb szünet is volt a napfoltciklusban pl. a Maunder-féle minimum
1645 - 1715 között.
A napfelszín talán legrégebben felfedezett jelensége a napfolt-tevékenység. A csillagászattörténet főként az európai kultúrkör történeti emlékeire támaszkodik, így kevéssé ismert tény, hogy az i. e. 4. században történt az első napfolt-megfigyelés, kínai csillagászok által. Gan De és két társa, Si Sen és Vu Csian írták le először a napkorongon látható sötét foltokról. Kétszáz évvel később pedig már a napfoltok formájáról is születtek leírások. A megfigyelésekkel kapcsolatos feljegyzések sajnos nagyrészt elvesztek, így az első tudományos értékű – jól dokumentált – megfigyelések valóban Galilei első távcsöves eredményei lettek. A távcső csillagászati alkalmazása a jelenség részletes megismerését is lehetővé tette.
A napfoltok a fotoszférában található, a környezetüknél 1–2 ezer kelvinnel alacsonyabb hőmérsékletű – jellemzően 4000 K hőmérsékletű –, sötét területek. A napfoltok általában csoportokban jelentkeznek, melyek ellentétes mágneses polaritású vezető és követő részekre oszthatók, polaritásuk a Nap északi és déli féltekéjén ellentétes. Egy különálló napfolt mérete jellemzően a Földdel összemérhető nagyságú. Két jól megkülönböztethető részük van: a belső, sötétebb terület, az umbra és az ezt övező a világosabb, szálas szerkezetű zóna, a penumbra. Azonban a napfoltok nemcsak optikai jelenségként értelmezhetők, hanem „kézzelfogható” objektumok, a napfelszín „gödrei” is egyben. Az ún. Wilson–effektus elmélete szerint a lehűlt gáz összezsugorodik, ezért közelebb kerül a Nap belsejéhez, azaz a hidegebb napfolt a felszínen mélyedésként jelenik meg. A napfoltok élettartama általában néhány nap, de a nagyon nagy példányok élettartama több hét is lehet. Alakjuk legtöbbször közelítőleg kör, ám változatos skálán változik, ovális, vagy csepp alakú foltok is bőven akadnak. A jelenség magyarázata a mágneses mező és az energiaszállítási rendszer kölcsönhatásából vezethető le: a napfoltoknál a felszínt áttörő mágneses erővonal-kötegek a hőt szállító áramlások ellen hatnak a konvektív zónában és akadályozzák az energia szállítását a felszínre. Ennek eredményeképpen alakulnak ki az alacsonyabb hőmérsékletű foltok, amelyek kevesebb fényt bocsátanak ki.
A napfolttevékenység hosszútávú megfigyelése ciklikusságot mutatott ki a napfoltok számának alakulásában. Átlagosan 11 év alatt zaljik le az a folyamat, amelyben először erőteljesen megnövekszik, majd ugyanilyen erőteljesen lecsökken a napfoltok előfordulása. A ciklus során nemcsak a foltok száma, hanem elhelyezkedése is változik. A napciklus kezdetén a foltok a 35–45°-os heliografikus szélességeken jelennek meg (általában a 45° szélességnél magasabban nem fordul elő napfolt). A napciklus előrehaladtával a felbukkanó új foltok az egyenlítőhöz egyre közelebb tűnnek fel. Ha a foltok vándorlását egy diagramon ábrázoljuk, egy jellegzetes mintázatot, az ún. pillangódiagramot kapunk. A 11 éves ciklus összefügg a Nap ugyanilyen időközönként bekövetkező mágneses pólusváltásával, ám ennek mechanizmusát még nem ismerjük pontosan. Az egyes ciklusokban nem egyforma a napfolt aktivitás változása, vannak olyan ciklusok (vagy ciklus-sorozatok), amelyekben mégsem növekszik meg a napfoltok száma drasztikusan. Ilyen gyengébb ciklust figyeltek meg 1650 és 1710 között, az ún. Maunder–minimum idején. Ebben az időszakban a Földön egy átmeneti globális lehűlés volt megfigyelhető, az ún. „kis jégkorszak”, amelyet kutatók szoros összefüggésbe hoznak a nap aktivitásának csökkenésével. Bár a tudomány akkori fejlettségi szintje (főként a mérési adatok hiánya) nem teszi lehetővé a pontos modellezést, kutatók úgy hiszik, hogy a Nap energiakibocsátása csökkent – ennek látható jele volt a napfoltok számának csökkenése –, amely befolyásolta a felsőlégköri ózon képződését, ezzel felborítva a légkörzés tartós folyamatait, megváltoztatva az éghajlati tényezőket.
A napfáklyák a fotoszféra felső tartományában lévő, a környezetüknél 300 fokkal magasabb hőmérsékletű felhők, amelyekből a napfoltok környékén világosabb gyöngyszerűen összefűzött szerkezetek alakulnak ki. Ezen szerkezeteket nevezzük fáklyamezőnek, ennek elemeit fáklyáknak.
Flerek:
A Nap leghevesebb megnyilvánulásai, más néven napkitörések (erupciók). Az
összetett napfoltcsoportokhoz kapcsolódó összekuszálódott mágneses térben
felhalmozott energia robbanásszerűen felszabadul, s ennek következtében az
ott levő elemi részecskék nagy sebességre gyorsulnak fel és kilökődnek.
Ilyenkor nagy energiájú részecskék zápora éri el a Föld mágneses mezejét
illetve légkörét. Élettartama maximum pár óra. Egy napkitörés egy-két percen
belül eléri maximális fényességét.
A fler a naplégkör egy korlátozott részének hirtelen (percek alatti) erős kifényesedése a röntgentartományban és esetleg más hullámhosszokon, amit lassú (mintegy fél óra-óra alatti) elhalványulás követ. (A fler kifejezés az angol flare – kifényesedés, erős fény – magyarosan átirata.) A flert gyakran szokták a napkitörés szinonimájaként használni, utóbbiak azonban inkább a napkorona eruptív jelenségei, míg a flerek a fotoszféra mágneses eredetű kifényesedései. A legtöbb fler a mágneses tartományban figyelhető meg, ám a legnagyobbak hullámhossza a fény tartományaiban nyúlik át, elsősorban a hidrogén Hα-vonalának hullámhosszára (ezek az ún. Hα-flerek), ám a kivételesen nagyok bármiféle speciális szűrő nélkül a teljes látható spektrumban érzékelhetőek.
A flerjelenség oka a mágneses energia hirtelen felszabadulása a mágneses átkötődésnek nevezett folyamatban. Az átkötődés során a mágneses tér szerkezete leegyszerűsödik, energiája lecsökken. A felszabaduló energia a plazmában jelenlevő töltött részecskék (elektronok, protonok, atommagok) mozgási energiájává alakul, így az átkötődési pontból két átellenes részecskenyaláb indul ki.
A fotoszféra fölött a pár ezer kilométer vastag ritkább réteg a kromoszféra helyezkedik el. A kromoszférában a fotoszféra fölött néhány száz kilométer magasban a hőmérséklet 4300 K-re csökken.
A Nap légkörének a fotoszféra fölötti rétege a kromoszféra. Nevének jelentése színes gömbréteg, mert a napfogyatkozások során vörös fényben ragyog. Vörös fényét a hidrogénnek köszönheti a normál megfigyelési körülmények között átlátszó réteg. A kromoszférában uralkodó hőmérsékleten a hidrogén egy foton kibocsátása közben tér vissza az első gerjesztett állapotából, így a sugárzás túlnyomó része a hidrogén 656,3 nm hullámhosszúságú élénkvörös, ún. Hα-vonalban történik. A réteg nem stabil, vastagsága 500 km és 3000 km között változik. A kromoszféra alsó határa definíció szerint a Nap leghidegebb régiója, ahol a hőmérséklet 4500 kelvinre csökken. A kromoszférában azonban a hőmérséklet felfelé haladva ismét növekedésnek indul, és a réteg nagy részében 6–7000 K között mozog, tehát a kromoszféra valamivel melegebb a fotoszféránál. Végül a kromoszféra legtetején a hőmérséklet meredeken emelkedni kezd; a kromoszféra felső határát egyezményesen a 20 000 K hőmérsékletű szinten vonják meg. A hőmérséklettel ellentétben az anyag sűrűsége a kromoszférában is tovább csökken, 10 − 8 g/cm3-ről 10 − 16 g/cm3-re.
A kromoszférát vizuális megfigyelés esetén spektrohelioszkóppal, vagy fényképeket készítő spektroheliográffal, illetve különféle színszűrők segítségével lehet tanulmányozni. Színképelemzésre csak teljes napfogyatkozások alkalmával nyílik lehetőség, mert egyébként a fotoszféra színképe elnyomja a kromoszféráét.
A kromoszférába gyakran felnyúlik a fotoszféra granulációja, ún. flokkuluszok formájában. A kromoszféra legjellegzetesebb képződményei azonban a napfogyatkozásokkor megmutatkozó szálas szerkezetet alkotó szpikulák és szintén a napfogyatkozások fő látványosságának számító protuberanciák.
A kromoszféra jelenségei közül a leggyakoribbak a sok helyen kinyúló, fűszálakra vagy tüskékre emlékeztető, ún. szpikulák. Felfedezésük Angelo Secchi nevéhez fűződik, még 1875-ből, később nevezték el a csillagászok szpikuláknak őket (az angol spike – tüske – szó kapott egy latin kicsinyítőképzőt: spicule). A legfrissebb kutatási eredmények a szpikulákat is összekötik a Nap mágneses mezejével: az 5 perces periódusú p-módusú oszcillációk keltik azokat a lökéshullámokat, amelyek a plazmát a mágneses fluxuscsövek mentén felfelé mozgatják, így a mágneses erővonalak mentén hosszú, „tüskeszerű” gázáramlások jönnek létre. A szpikulák nagyjából 1000 kilométer átmérőjű, ám akár 6–10 ezer kilométer magasságba is felnyúló szálakká nyúlnak. Az anyag bennük 20–30 km/sec sebességgel áramlik felfelé, majd elérve a maximális magasságot visszahullik a kromoszféra aljára. A folyamat mindössze 5–10 percig tart, egy-egy szpikula élettartama ilyen hosszú, aztán elenyészik és másik jön létre. Egyszerre hozzávetőleg 100 000 aktív szpikula lehet a napfelszínen.
Protuberanciák:
A Nap leglátványosabb jelenségei. A felső kromoszféra és a korona környező
anyagánál alacsonyabb hőmérsékletű, de nagyobb sűrűségű gázokból álló
felhők, szökőkutak és lángnyelvek. Teljes napfogyatkozáskor közvetlenül is
láthatók, de leginkább azokon a hullámhosszokon figyelhető meg, amelyeken a
hidrogén és a hélium fényt bocsát ki vagy nyel el. Az elnyelési
hullámhosszakon vizsgált protuberanciát filamentumnak is nevezik. A
protuberanciák élettartama változatos, akár egy évig is imbolyoghatnak a
koronában.
A protuberanciák a Nap fotoszférájából a kromoszférába emelkedő, nagyságrendileg 10–100 ezer kilométeres gáznyúlványok. A protuberanciak anyagát a Nap felszínéből kiemelkedő mágneses erővonalak tartják lebegő állapotban. A nyugodt protuberanciak élettartama több hét, az aktív (robbanó) protuberanciák gyorsan változnak, anyaguk ritkán ki is repülhet a Napról. A napkorong peremén a protuberanciak világosak, a korong előtt sötétek, utóbbi esetben filamenteknek is nevezik őket.
Ezután a hőmérséklet gyorsan nő 8300 K-re addig az átmeneti rétegig, amelyik a kromoszférát a Nap legkülső rétegét a koronától elválasztja.
A naplégkörnek a még „hideg” kromoszféra és a rendkívül forró napkorona között elhelyezkedő részét átmeneti rétegnek nevezzük. Ez a tartomány rendkívül vékony, mindössze néhány száz kilométer széles és itt játszódik le a hőmérséklet 20 000 K-ről a millió kelvines tartományokba történő ugrásszerű növekedése. Az átmeneti réteg megfigyelése a legújabb keletű a naplégkörben: ezen a hőmérsékleten a hidrogén ionizálódik, ami miatt nehéz a megfigyelése, helyette más elemek emisszióját kell segítségül hívni, amelyek színképvonalai azonban áttolódnak az ibolyántúli tartományba, amelyet azonban csak űreszközökről lehet megfigyelni.
Ha a naplégkör gömbszimmetrikus lenne, amint azt a legegyszerűbb modellek felteszik, akkor ez egy rendkívül vékony réteg lenne a kromoszféra és a korona között. A naplégkör ezen felső rétegei azonban igen távol állnak a gömbszimmetriától, ezért – mint a TRACE (Transition Region and Coronal Explorer) amerikai űrobszervatórium felvételei megmutatták – az átmeneti tartomány túlnyomó része nem egy réteg, hanem egy igen bonyolult, térben és időben változó finom struktúra, amely az egész napkoronát áthatja. Mindazonáltal az ilyen hőmérsékletű gáz a naplégkör térfogatának csak nagyon kis hányadát teszi ki. A klasszikus értelemben vett, rétegszerű átmeneti tartományt csupán az aktív vidékek fölött sikerült megfigyelni az ún. moha képében.
A korona a Nap sugarát többszörösen kitevő távolságig terjed, hőmérséklete 1 - 5 millió K között van. A kicsiny sűrűségű korona belsejében a részecskék mozgása igen nagy. A korona túl halvány ahhoz, hogy speciális eszközök nélkül látni lehessen, ami alól kivétel a teljes napfogyatkozás ideje, amikor a holdkorong legfeljebb néhány percre takarja el a fotoszféra vakító fényét. A koronából áramlanak ki azok a részecskék amiket napszélnek nevezünk.
A napkorona a Nap légkörének ritka és kiterjedt legkülső része, ahol a hőmérséklet meghaladja a félmillió kelvint. A hőmérséklet tipikus értéke 1–2 millió K, a sűrűségé 109részecske/cm3, szemben a fotoszférával, amely 1017 atomot tartalmaz köbcentiméterenként. A korona sokkal kiterjedtebb, mint a Nap maga; 17 millió kilométeres távolságig mutatható ki a jelenléte. Éles külső határa nincsen. Magas hőmérséklete miatt a koronában a részecskék hőmozgásból adódó sebessége könnyen eléri a szökési sebességet, ezért a napkorona anyaga folytonosan szökik (miközben alulról pótlódik), ebben a folyamatban keletkezik a Napból kiinduló plazmaáramlás a napszél.
A napkorona sokkal átlátszóbb, mint az alatta levő rétegek, saját fényét azonban a sokkal fényesebb fotoszféráé általában elnyomja. A korona azonban így is megfigyelhető. A teljes napfogyatkozások idején akár szabad szemmel is (a védekezésre ilyenkor is gondolni kell), vagy koronagráfnak nevezett speciális távcsövekkel, melyekben egy korong kitakarja a Napot, ezzel „mesterséges napfogyatkozást” idézve elő. Speciális, professzionális megfigyelések tehetők röntgentartományban, kihasználva, hogy a naplégkör alig néhány ezer fokos alsóbb rétegei nem elég forrók ahhoz, hogy ilyen nagy energiájú sugárzást bocsássanak ki, a több millió fokos korona viszont igen, végül rádióteleszkópokkal, mivel a koronában végbemenő egyes jelenségek rádiósugárzást gerjesztenek. Mivel a röntgensugárzást a földi légkör elnyeli, s az égbolt háttérfényessége a korona megfigyelhetőségét a látható tartományban is erősen korlátozza, a korona megfigyelésére a földfelszínnél sokkal alkalmasabbak az űrobszervatóriumok.
A Nap fehér fénye színképnek (spektrumnak) nevezett színes fénysávra bontható a vöröstől a kékig és az ibolyáig. A látható spektrum pontosan olyan, mint a szivárvány, mert a levegőben lebegő vízcseppek fénytörő prizmaként bontják színeire a napfényt. A prizmával előállított spektrum színeiről először Newton mutatta ki, hogy további színekre már nem bonthatók. A napfény folyamatos színképében több ezer abszorpciós vonal található. Az abszorpciós vonalak ujjlenyomatként jellemzőek a Nap mélyebb légkörében található kémiai elemekre.
Az optikai színképek alapján a korona három komponensét (K-, X-, E-, és F-korona) szokás elkülöníteni: K–korona (fehér korona): a látható fény tartományában lényegében fehér fénnyel világítónak láthatjuk a koronát (napfogyatkozások alkalmával ezt láthatjuk a jelenség leglátványosabb részének), ez a látható korona. A napciklus előrehaladtával alakja folyamatosan változik, maximum idején közel gömbszimmetrikus, minimumkor hosszan elnyúlt alakú. E–korona (emissziós korona): az összetevőire bontott fényben figyelhetjük meg az emissziós koronát, amelyben fényes, emissziós vonalak figyelhetők meg, különböző fémek sokszorosan ionizált ionjainak vonalai. A legismertebb koronavonalak például a tizenháromszorosan ionizált vas (Fe XIV) zöld, a tizennégyszeresen ionizált kalcium (Ca XV) sárga, és a kilencszeresen ionizált vas (Fe X) vörös vonalai. Ezen ionok felfedezése szolgáltatta a bizonyitékot később a korona millió fokos extrém hőmérsékletére. X–korona (röntgen korona): a röntgentartományban is a millió fokos hőmérséklet kísérleti bizonyítékát találjuk, mivel az alacsonyabb hőmérsékletű szférákban nincs elég energia ilyen sugárzás kibocsátásához, itt viszont van. Ebben a környezetben sikerült felfedezni az ún. koronalyukakat, amelyek a mágneses tér nyitott szerkezetének nyomai. A színképek alapján egy negyedik koronát is megkülönböztetünk, amely azonban már nem tekinthető szorosan a napkorona részének, ez már a bolygóközi tér porszemeiről visszaverődő fény: F–korona (Fraunhofer-korona): az E-korona emissziós (kibocsátási) vonalaival ellentétben az F-korona a Fraunhofer vonalakból, azaz a sötét elnyelési vonalakból rajzolódik ki.
A napkoronából kiinduló, ám a fotoszféra flereihez kapcsolódó jelenség a korona anyagkidobódás (régebbi nevén koronatranziens, angolul CME – Coronal Mass Ejection). A flerek kipattanása folyamán végbement mágneses 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 korona-anyagkidobódások 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 anyagkidobódással kilövellt 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/sec-től 1200 km/sec-ig terjedhet.
A napfáklyák kifényesedő területek a napkorongon, amelyeket a Nap felső légkörének túlfűtöttsége hoz létre. A napfáklyák a naptevékenység megnyilvánulásai, gyakran szoros kapcsolatban vannak a napfoltokkal. Élettartamuk több hónap is lehet. Elsősorban a napkorong pereme közelében láthatók jól, hőmérsékletük átlagosan 300 kelvinnel haladja meg a környező fotoszféra 5700 K-es hőmérsékletét. A mágneses mérések szerint a fáklyapontokon a Nap felszínét néhány száz km átmérőjű) mágneses erővonalcsövek (fluxuscsövek) metszik.
A korona jóval forróbb a fotoszféránál és magas hőmérséklete miatt a röntgensugárzása igen erős, a fotoszférával ellentétben, amelynek röntgensugárzása elenyésző. A napfoltmaximumokat kivéve a korona szerkezete meglehetősen egyenetlen. A röntgen- és ibolyántúli felvételeken sötét foltokként feltűnő koronalyukak hidegebb, alacsonyabb sűrűségű és nyitott mágneses mezejű képződmények (azaz a mágneses erővonalak valahol a bolygóközi térben záródnak ahelyett, hogy visszakanyarodnának a Nap felé). A koronalyukakból indul ki a napszél. A teljes napfogyatkozás alkalmával szépen megfigyelhető.
A helioszféra nem tekinthető a naplégkör részének, ám bizonyos szempontból mégis az: a napkoronán túl elterülő térrészt a Napból származó és folyamatosan pótlódó részecskék töltik ki. A nap magjától kifelé folyamatosan csökken az anyag sűrűsége, ez a folyamatos csökkenés folytatódik tovább a koronán túl is, a Naprendszer egészét kitölti a napszél gázárama és az általa hordozott részecskék. Fizikai szempontból tehát a Nap anyaga egész a Naprendszer gázdinamikai határáig, a heliopauzáig tart. A helioszféra tehát a napkorona és a heliopauza közötti térrészt, azaz a bolygóközi teret jelenti.
A heliopauza hozzávetőleg 100 CsE távolságban van, így a helioszféra egy ilyen méretű buborékot jelent, amelyet a Nap anyaga és gravitációs, mágneses, elektromágneses sugárzási hatásai uralnak. Ez a méret, a buborék alakjával együtt folyamatosan változik, függően a csillagszél nyomásától (amely a napciklussal változik) és a szomszédos csillagok csillagszeleinek nyomásától. A „buborék fala” nem más, mint a napszél és a külső csillagszelek erejének kiegyenlítődését kirajzoló vékony gömbhéj, a lökéshullámfront. A heliopauza határát hamarosan eléri a Voyager–1 szonda, majd később a Voyager–2 is.
A
Nap mágneses erővonalai
A Nap erős mágneses térrel rendelkezik, amit valószínűleg a töltéssel rendelkező anyagtömegek mozgása idéz elő a konvektív zónában, illetve a sugárzási zóna felső részének tekinthető tachoklínában. Csillagunk mágneses mezeje azonban nem hasonlít mindenben a Föld dipól mágneses mezejéhez, hanem attól sokkal bonyolultabb, változó intenzitású, irányú és szerkezetű mező jellemzi. A Nap összes anyaga képlékeny plazma állagú, ez teszi lehetővé, hogy az egyenlítői területei gyorsabban forogjanak, mint a sarkvidékek, ezt nevezik differenciális rotációnak. Az eltérő forgási sebesség miatt a Nap mágneses mezejének erővonalai időről időre összegabalyodnak és mágneses hurkok formájában elszakadnak a felszínétől, drámai napkitöréseket okozva ezzel. A 11 évig tartó napciklus során ezek a zavarok egyre gyakoribbá és erőteljesebbé válnak, és végül bekövetkezik a mágneses pólusok felcserélődése. Emellett a ciklikusság mellett a mágneses aktivitás felelős a Napon megfigyelhető szinte minden jelenségért: a napfoltokért, a fáklyamezőkért, a flerekért és napkitörésekért.
A Nap forgó mágneses mezője a bolygóközi anyagban létrehozza a helioszférikus mágneses teret. Ez a plazmából álló szerkezet betölti szinte az egész Naprendszert, jelenlétét a Nap mágneses mezejének a Föld közelében érzékelhető erőssége is bizonyítja. A Nap közelében 10−4 tesla értékű mágneses mező erőssége a Földnél még mindig 10−9 tesla, pedig a számítások szerint csak 10−11 tesla lehetne, ha a bolygóközi plazma nem erősítené fel.
Tartalomjegyzékhez < Világképem < Anyag-időszak
---------------------
http://hu.wikipedia.org/wiki/Nap
http://www.vilaglex.hu/Csillag/Html/Nap.htm