„Napfolt” változatai közötti eltérés
| [nem ellenőrzött változat] | [nem ellenőrzött változat] |
Tartalom törölve Tartalom hozzáadva
a link megnevezése |
szócikk lett a csonkból |
||
1. sor:
[[Image:spotearth_Gband_DOT.jpg|thumb|300px| Nagy, szabályos napfolt a holland nyitott szerkezetű teleszkóp (DOT, La Palma, Kanári-szk.) felvételén. A jobb sarokban összehasonlításképpen a Föld mérete.]]
A '''napfolt''' környezeténél sötétebb terület [[Nap#fotoszféra|a Nap fotoszférájában]].
Foltokat már az első távcsöves csillagászati megfigyelések évében, 1610-ben is látott a Napon [[Galilei]], [[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 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 egyféltekéjének milliomod része (millionth solar hemisphere, ''MSH'') egységben szokás megadni.
A napfoltban a hőmérséklet közel 2000 fokkal alacsonyabb a napfolton kívüli, nyugodt napfelszín 5700 K-es hőmérsékleténél, ezért a foltból érkező [[csillagászati színképelemzés#homerssug|hőmérsékleti sugárzás]] intenzitása csupán negyede a nyugodt napfelszínénak. 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 rendlkezünk.
Ezért a napfolttevékenység legáltalánosabban használt mérőszáma inkább a [[Wolf]] zürichi csillagász által 1848-ban bevezetett
'''napfolt-relatívszám''':
<center>
<math>R=k(10g+f)</math>
</center>
ahol ''g'' a foltcsoportok, ''f'' pedig az egyes foltok száma. Wolf a <math>k=1</math> értéket használta, mivel azonban más távcsövekkel a látható napfoltok száma eltér attól, amit Wolf zürichi távcsövével láthatott, általában szükség van a <math> k</math> korrekciós tényezőre is. A napfolt-relatívszám hivatalos meghatározása ma a brüsszeli Belga Királyi Obszervatórium feladata.
A napfolt-relatívszám változásában tükröződik a 11 éves [[naptevékenység|aktivitási ciklusa]], amire először [[Schwabe]] figyelt fel 1844-ben.
2001-ben napfoltmaximum volt, 2007/2008-ban napfoltminimum várható.
[[Image:Hinode_spot_halfa.jpg|thumb|300px| Napfolt a naporong peremén a Hinode űrobszervatórium <math>H_\alpha</math>-felvételén. A folt szálak jól kirajzolják a mágneses tér szerkezetét.]]
== Mágneses tér ==
Mint azt a [[Zeeman-hatás|Zeeman-effektus]] alapján [[Hale]] már 1908-ban kimutatta, a napfoltokban erős [[mágneses mező|mágneses tér]] van jelen. A mágneses térerősség a foltok közepén mintegy 2500-3000 G. (Értéke csak kevéssé függ a folt méretétől.) A folt szélén ez az érték 1500 G-ra csökken. A mágneses erővonalak a folt közepén függőleges irányúak, a széle felé kifelé dőlnek.
Szabályos alakú napfoltokban tér erőssége és a függõlegessel bezárt <math>\theta</math> szöge a folt középpontjától mért ''r'' távolság függvényében az alábbi formulákkal közelíthető (''R'' a folt sugara):
<center>
<math>B(r)=\frac{B_0}{1+r^2/R^2} \qquad\theta=\frac\pi 2 \frac rR</math>
</center>
A foltokban a mágneses fluxus <math>10^{20}</math>Mx és <math>3\cdot 10^{22}</math>Mx (<math>10^{12}</math>Wb és <math>3\cdot 10^{14}</math>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 [[Nap#konvekciós zóna|konvektív áramlások]] révén történő kiszállítását. (A konvektív áramlásokhoz szükséges körforgás ui. a [[magnetohidrodinamika|befagyás tétele]] miatt nem jöhet létre.) Ennek következtében a csőben a gáz lehűl.
A lehűlt gáz továbbá összezsugorodik, ezért a csőben [[Nap#felszín|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 ==
A napfoltok élettartama 1 naptól több hónapig terjedhet. Nagyobb napfoltok esetében 7-10 nap a jellemző. A megfigyelések szerint a napfolt kisebb mágneses elemek, [[napfáklya|fáklyapontok]] összeolvadásával alakul ki, és további ilyen elemek, valamint kisebb foltok beolvadásával nő tovább. Ezt a jelenséget álatlában az ún. "mágneses fa" kép keretében magyarázzák: eszerint a kicsiny mágneses elemek (erõvonalkötegek) 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.
[[Image:spotdecay_PvDG97.png|thumb|300px| Összefüggés a napfoltok bomlási üteme és sugara között a debreceni Napfizikai Obszervatórium adatai alapján. A folytonos görbe a turbulens eróziós modell jóslata.]]
A foltok bomlása az ún. ''turbulens erózióval'' magyarázható, vagyis azzal, hogy a környező [[granuláció]]s mozgások a mágneses erővonalkötegből kis darabokat "leharapdálnak". A folyamat elméleti modellje ([[#refPMI97|Petrovay & Moreno-Insertis 1997]]) szerint a területcsökkenés mértéke, vagyis a bomlás üteme az alábbi képlettel adható meg:
<center>
<math>D\equiv -\dot A=C_D\sqrt{\frac A{A_0}}</math>
</center>
ahol ''A'' a napfolt területe, <math>A_0</math> a (korábban elért) maximális területe, és az állandó értéke <math>C_D\simeq 30</math> MSH/nap.
Az eróziós folyamat véletlenszerű volta miatt az egyes foltok területcsökkenése gyakran erősen eltér a fenti törvénytől, azonban a törvény érvényesülése statisztikailag kimutatható ([[#refPvDG97|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'' (ang. 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-hatás|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 <math>H_\alpha</math> 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 [[granuláció|szupregranulációs cellát]] szerveznek maguk köré, vagyis köröttük a fotoszférában lassú kiáramlás tapasztalható. Ebben a ''gyepünek'' (ang. moat) nevezett cellában a napfolttól távolodó kis mágneses elemek mutathatók ki a magnetográfos felvételeken.
== Napfoltcsoportok ==
A napfoltok rendszerint csoportosan fordulnak elő a Nap [[aktív vidék]]ein, alacsony (kb. 30-40 fokot nem meghaladó) naprajzi szélességeken. A foltcsoportok osztályozására több rendszer is született.
== Napfoltkatalógusok ==
1874-től 1976-ig a Greenwhichi 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 3540207414
*Phillips J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. ISBN 052139788X
*Bray R. J. & Loughhead R. E. (1965). Sunspots. Wiley.
*Thomas J. H. & Weiss N. O. (1991). Sunspots: Theory and Observations. Springer.
*<cite id=refPMI97>Petrovay K. & Moreno-Insertis F. (1997): "Turbulent Erosion of Magnetic Flux Tubes". Astrophys. J. 485, 398-408.</cite>
*<cite id=refPvDG97>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.</cite>
== Külső hivatkozások ==
*[http://fenyi.sci.klte.hu/ Debreceni Napfizikai Obszervatórium - Napfoltkatalógusok]
*[http://sidc.oma.be/index.php3 Belga Királyi Obszervatórium - Solar Influences Data Analysis Center]
*[http://www.sec.noaa.gov/SolarCycle/ Solar Cycle Progression, Presented by the NOAA/Space Environment Center]
[[Kategória:Asztrofizika]]
| |||