Nap–Föld-kapcsolatok

Régóta ismeretes, hogy a Nap felszínét foltok borítják, amelyek száma tizenegy éves ciklusok szerint változik. Később, a XIX. században érdeklődést váltott ki az a megmagyarázhatatlan jelenség, hogy az iránytűk által jelzett földi mágneses viharok gyakorisága is tizenegy éves ciklusok szerint változik, és feltűnő korrelációt mutat a napfoltok számával. A naptevékenység és a Föld közötti kapcsolatra további bizonyítékot szolgáltatott a fehér fler felfedezése, amely során a Nap felszínén rövid idejű kifényesedés jelent meg, amit rövid késéssel földi mágneses vihar követett. Az elsőként felfedezett, híres 1859-es Carrington-fler által kibocsátott energia mintegy egy nagyságrenddel nagyobb volt, mint a napjainkban megfigyelhető flereké. Ez aggodalomra ad okot, mert hasonló méretű napkitörés komoly pusztítást végezne a napjainkban használt, főleg a világűrbe telepített technikai berendezésekben. A divatos szóhasználattal űridőjárásnak nevezett jelenségek vizsgálata, és különösen e jelenségek előrejelzésének a lehetősége tehát gyakorlati szempontból is igen fontos témája az űrkutatásnak.

A 150 millió km-es Nap–Föld-távolságból (Csillagászati Egység, CSE), valamint a napkitörés és földi mágneses vihar közötti néhány napos késésből (ami egy vagy néhány nap lehet) a hatás sebességére néhány 100 km/s-tól kb. 2000 km/s-ig adódik. Ez túl lassú ahhoz, hogy közvetlenül a fénysebességgel terjedő elektromágneses hatások okozzák a földi jelenségeket. Miután más hatás nem volt ismeretes, a Nap–Föld-kapcsolatokat sok kutató sokáig csak véletlen egybeesésnek, az összefüggést tudományosan megalapozatlannak tartotta. A hipotézis, hogy a napkitörések nagy sebességgel terjedő ionizált gázfelhőt bocsáthatnak ki, amelyek hatása a Föld környezetéig is terjedhet, az 1930-as években lett általánosan elfogadva. Ennek a hipotézisnek a helyességét csak az után lehetett bebizonyítani, hogy Eugene Parker 1958-ban megjósolta a napszél létezését, amit négy évvel később a bolygóközi térbe kijutó űrszondák (Luna–1, Mariner–2) fel is fedeztek. A napszél a Napból szuperszonikus sebességgel radiálisan kifelé áramló plazma, amely főleg protonokból és elektronokból áll. Sebessége változó, durván a 300–1000 km/s tartományba esik. A napszél sűrűsége rendkívül kicsi, a Föld pályájánál kb. tíz részecske cm3-enként. A kis sűrűségből adódik, hogy a plazmában a részecskék egymással való ütközése elhanyagolható, aminek egyik következménye, hogy a Nap közelében levő mágneses tér a napszélbe mintegy „befagyva” utazik a bolygóközi térbe; a napszélplazma mágnesezett. A később felfedezett, a napszélben terjedő koronaanyag-kilökődések (Coronal Mass Ejections – CME), amelyek gyakran kisérik a nagyobb energiájú flereket, megfelelnek a korábban előrejelzett plazmafelhőknek. A nagy sűrűségű plazma ezekben az úgynevezett mágneses felhőkben összenyomja és deformálja a Föld magnetoszféráját, aminek a következményei között a mágneses viharok és a látványos északifényjelenségek a legjelentősebbek.

A címben szereplő helioszféra szó nem közismert, magyarázatra szorul. A helioszféra egy buboréknak tekinthető, amelyet a napszél fúj ki a csillagközi térbe. A helioszférát kitöltő anyag és mágneses tér elsődleges forrása tehát a Nap. A helioszféra, amelynek kiterjedése mintegy 100 CsE, Földünk legtávolabbi környezetének tekinthető, amelyet még űrszondákkal el tudunk érni. Ennek a környezetnek a megismerése gyakorlati szempontból is fontos, mert a technikai berendezések működésére is hatással lévő űridőjárási jelenségeknél, a Nap–Föld-kapcsolatokban a napszél a közvetítő közeg. A helioszféra kutatása másik két szempontból is érdekes:

• a mágnesezett plazma tulajdonságainak méréséből visszakövetkeztethetünk a forrásnál uralkodó viszonyokra, következtetni tudunk az egyébként helyszíni mérések számára hozzáférhetetlen alsó napkoronában lejátszódó folyamatokra (napfizikai aspektusok);

• a helioszféra fizikai állapotának ismerete szükséges a galaktikus kozmikus sugárzás időbeli változékonyságának megértéséhez.

A helioszféra tulajdonságainak komplexitását az adja, hogy a térbeli változások mellett rövid és hosszú időskálán egyaránt változó viszonyokkal van dolgunk. Rövid időskálájú jelenségeknél elsősorban a napkitörések hatására kell gondolnunk. Hosszú idejű változások közül kiemelkedő jelentőségű a napfoltciklus tizenegy éves hullámzásának hatása.

Az Ulysses-szonda

A bolygók pályasíkja közel merőleges a Nap forgástengelyére. A Nap körül keringő űrszondák pályasíkja is közel esik a Föld pályasíkjához, az ekliptikához, mert a pályára állításkor ki kell használni a Föld Nap körüli keringésének sebességét (30 km/s, míg a rakéták „végsebessége” csak 11 km/s). Egy másik ok, amiért az űrszondák nem léptek ki az ekliptikából az, hogy az érdekes égitestek, a bolygók és holdjaik szintén abban a síkban tartózkodnak. Ezért sokáig a helioszféra kutatása csak annak egy kétdimenziós szeletére, az ekliptikához közeli bolygóközi térre korlátozódott.

Régóta felmerült azonban az űrkutatókban annak szükségessége, hogy az ekliptikából kilépve lehetőségünk legyen a helioszféra teljes háromdimenziós tartományaiban is méréseket végezni, legyen lehetőségünk a helioszféra sarki területeit is vizsgálni. Ennek racionalitását az adta, hogy számos jel mutatta a Nap gömbszimmetrikustól való eltérését. A Nap felszínéről és az alsó koronáról távérzékeléssel szerzett információk segítségével megállapították, hogy a fizikai viszonyok jelentősen változhatnak a Nap egyenlítőjétől távolodva. Régóta ismert például a napfoltok gyakoriságának a heliografikus szélesség szerinti változása, amely ráadásul a napfoltciklus szerint is változó törvényszerűséget mutat, lásd Edward Maunder (1904) híres pillangó-diagramját. Egy másik heliografikus szélességtől függő jelenség az, hogy a napkorona hőmérsékletére utaló röntgenfelvételeken koronalyukak (hidegebb területek) figyelhetők meg a sarkoknál (Kahler, 2000), melyek kiterjedése napfoltminimum idején megnő.

Az ekliptikán kívüli megfigyelések tervét az Ulysses-szonda valósította meg, amely idáig az egyetlen űreszköz, amely Nap körül keringve nagy heliografikus szélességre jutott el. Az Ulyssest 1990 októberében indították a Jupiter irányába. 1992 februárjában haladt el az óriásbolygó mellett, melynek gravitációs tere a szonda pályasíkját 80 fokkal elfordította, ezzel a szonda Nap körüli poláris pályára állt. A pálya periódusideje 6,2 év, a Naptól mért legkisebb, illetve legnagyobb távolság 1,34, illetve 5,4 CSE. A szonda követését 2008 júniusában fejezték be, ezalatt majdnem három teljes Nap körüli forduló során végzett méréseket. A hosszú élettartam abból a szempontból is érdekes, hogy a megfigyelések majdnem két napciklust fednek le.

Cikkünkben az Ulysses-űrszondával készült mérések néhány eredményéről számolunk be. Azokra a kérdésekre is válasz kívánunk adni, hogy

• érdemes volt-e kilépni az ekliptikából, vannak-e heliografikus szélességtől függő tulajdonságok?

• milyen napciklussal összefüggő időbeli változások vannak a helioszférában?

Gyors és lassú napszél

Az ekliptikához közeli interplanetáris térben végzett korábbi megfigyelések szerint a napszél sebessége változó, és azt is megállapították, hogy a nagy sebességű napszélnyalábok általában a koronalyukakból erednek. A koronalyukakból származó gyors napszélnyalábok hosszú ideig fennálló struktúrák, amelyek a Földpályánál több napforgáson keresztül is huszonhét naponta visszatérhetnek. A Nap egyenlítői tartományában főleg koronaanyag-kilökődések (CME-k) alkalmával is megjelenhetnek nagy sebességre felgyorsult plazmafelhők. Az interplanetáris térben végzett megfigyelések statisztikai vizsgálatát megnehezíti a CME-ből származó és az egyenlítőnél viszonylag ritkább koronalyukakból származó gyors napszél jelenléte. A gyors és lassú napszél kölcsönhatásba lép egymással, a plazma sebessége a terjedés során módosul, nehéz következtetni a Naphoz közeli viszonyokra. Az Ulysses-szonda azonban hosszú időt töltött a sarki koronalyukak felett, ahol folyamatosan lehetett észlelni a gyors napszelet. A vizsgálatokból kiderült, hogy a kétfajta napszél, a lassú és a gyors tulajdonságai élesen elkülönülnek. A lassú napszél általában a Nap egyenlítői vidékeiről származik, míg a gyors koronalyukakból (von Steiger–Fröhlich, 2005).

Az 1. ábra középső paneljén a napszélsebesség hatórás átlagainak eloszlásfüggvénye látható az Ulysses-misszió teljes időtartamára (Erdős–Balogh, 2012). A grafikonon jól látszik a kétféle sebességű napszél-populáció éles elkülönülése. Az Ulysses-szondán helyet foglalt a SWICS nevű plazmadetektor, amely alkalmas volt a napszélben kisebbségben levő ionok töltésállapotának meghatározására. A hatszorosan és hétszeresen ionizált oxigén fluxusának arányából meghatározható a korona hőmérséklete a Naptól mért néhány nap-sugár távolságban, ahol az oxigénionok ütközése már elhanyagolhatóvá válik. Érdekes ez a kísérleti technika, mert az oxigénionok mint fosszíliák több CSE-távolságra szállítják hozzánk a közvetlen mérések számára különben hozzáférhetetlen koronahőmérséklet-adatokat. Az 1. ábra jobb oldali paneljén a korona hőmérsékletének eloszlásfüggvénye látható. Megállapíthatjuk, hogy a koronahőmérséklet eloszlásában is két populáció van jelen, a hidegebb populáció legvalószínűbb hőmérséklete 1 millió fok, a melegebbé 1,5 millió fok. A hidegebb a gyors napszélnyalábhoz tartozik, a melegebb a lassúhoz. Ez az ábra bal oldalán található szórásdiagramból állapítható meg, amelyen feltüntettük a hőmérséklet- és sebességtérre vonatkozó kétdimenziós eloszlásfüggvény kontúrvonalait is. Megfigyelhető, hogy csekély számban vannak olyan gyors napszélnyalábok is, amelyek hőmérséklete magas, ezek a szórásdiagramon elszórtan vannak jelen a jobb felső kvadránsban. Ezek az adatok feltehetően koronaanyag-kilökődésekből származnak.

Az Ulysses-szonda megfigyelései rámutattak arra, hogy a sarki koronalyukakból származó gyors napszél és az inkább az egyenlítői tartományra jellemző lassú napszél fizikai tulajdonságai élesen különböznek, így a keletkezési mechanizmusuk megértéséhez is elkülönülő modelleket kell alkotni. Ennek a feladatnak a megoldása a napfizikusok számára jelenleg is kihívást jelent.

A Nap mágneses pólusváltása

A helioszférában végzett mágnesestér-mérésekből visszakövetkeztethetünk a Naphoz közelebbi tartományok mágneses terére, akár a Naptól néhány Nap-sugár távolságban elhelyezett képzeletbeli gömb felületére is, amelyet a napszél forrásfelületének nevezünk. A helioszférában mért mágneses tér legjellegzetesebb tulajdonsága az előjele, vagyis az, hogy az erővonal kifelé vagy befelé mutat-e a Naptól. A helioszféra háromdimenziós modelljében a kétféle polaritást elválasztó felület, amelyet áramlepelnek hívnak, hullámos alakú. Napfoltminimum idején az áramlepel a Nap egyenlítői síkjához közel helyezkedik el, de kis mértékben akörül hullámzik. A napfoltok számának növekedésével a hullámzás amplitúdója megnő, és az áramlepel inklinációja is megnő az egyenlítői síkhoz képest. Napfoltmaximumban történik a Nap mágneses terének pólusváltása. Az Ulysses-misszió előtt kétféle elképzelés létezett: a pólusváltás az áramlepel átfordulásával következik be, vagy a forrásfelületen a sarkok közelében a domináns polaritással ellentétes szigetek képződnek, amelyek területe felnő, és kiszorítják az eredeti polaritást.

Az Ulysses-megfigyelések egyik fontos eredménye, hogy az első modell igazolódott be. A napszél forrásfelülete mágneses terének meghatározására a legalkalmasabb időszakok azok voltak, amikor az Ulysses a déli pólustól az északi pólusig tartó útját viszonylag gyorsan, mintegy egy év alatt tette meg, ezeket a pályaszakaszokat gyors szélességi pásztázásnak hívjuk. Az Ulysses három Nap körüli keringése során értelemszerűen három ilyen szakasz volt, 1995-ben, 2001-ben és 2007-ben. A 2. ábra az Ulysses-mérésekből a forrásfelületre visszavetített mágneses polaritását mutatja 1995-ben, 2001-ben és 2007-ben (Erdős – Balogh, 2005, 2010). A három spirális vonal az Ulysses-szonda pályáját mutatja a déli pólustól az északiig, a Nappal együttforgó forrásfelületre vetítve (a spirális vonal a Nap 27 napos forgásának következménye). A szürke skála a mért mágneses térerősség-vektor és az elméletileg várható irány közötti szög koszinusza, a sötéttel jelölt pályaszakaszok negatív mágneses polaritást, míg a világosak pozitív polaritást jelölnek (befelé, illetve kifelé mutató mágneses erővonalak). Az 1995-ös és 2007-es megfigyelés a 22. és 23. napfoltciklus minimumában történt. Látható, hogy a várakozásoknak megfelelően az áramlepel, vagyis a sötét és világos területek határa közel esik a Nap egyenlítőjéhez. Azt is megállapíthatjuk, hogy a 22. ciklusban az északi polaritás pozitív, a déli negatív volt. A következő ciklus minimumában, 2007-ben a polaritás felcserélődött. 2001-ben, napfoltmaximumban az áramlepel inklinációja viszont közel merőleges volt az egyenlítői síkra. A második gyors szélességi pásztázás alkalmával megfigyelt pólusváltás az áramlepel nagy inklinációja alkalmával történt, ugyanakkor nem tapasztaltunk a domináns polaritással ellentétes szigeteket. A 2. ábra megerősíti, hogy a Nap mágneses polaritásának váltása az áramlepel átfordulásával történt.

Mágneses fluxus

A forrástér polaritása mellett foglalkozzunk a mágneses tér erősségével is! A helioszférában végzett mérések esetén a mágneses tér radiális komponense jellemzi a mágneses fluxus nagyságát. A radiális komponens a Naptól mért távolság négyzetével csökken, vagyis a mágneses fluxus sűrűsége könnyen meghatározható akár a forrásfelületen, akár a Föld pályájának megfelelő 1 CSE távolságban, ahol a legtöbb megfigyelést végzik. A mágneses tér azimutális komponense már kevéssé alkalmas a fluxus meghatározására, mert a távolság mellett a napszélsebesség változásaitól is függ. Dipóltér esetén a mágneses fluxus sűrűségének a pólusok felé haladva növekednie kell. Az Ulysses-szonda megfigyeléseinek egyik legnagyobb meglepetése az volt, hogy a fluxus sűrűsége nem nőtt a pólusok felé haladva, ez már az első pólusátmenetnél kiderült (Forsyth et al., 1996).

A mágneses fluxus egyenletes szétterülése a napszél szuperradiális expanziójával magyarázható a Naphoz közeli tartományban (Smith, 2008). A Naphoz közel a mágneses tér nyomása meghaladja a plazma nyomását. Ezért a pólusoknál található feltételezett erősebb mágneses tér nyomása szétteríti a plazmát, amíg a nyomásegyensúly ki nem alakul. Ne tévesszen meg bennünket az a jól ismert tény, hogy a távolabbi helioszférában a plazma nyomása a domináns, aminek következménye a radiális expanzió. A mágneses tér nyomása azonban gyorsabban csökken a távolsággal, mint a plazma nyomása, ezért a nyomásviszonyok különböznek a Naphoz közeli és távolabbi régiókban.

A mágneses nyomás egyenletes szétterülésének hasznos következménye, hogy ha a helioszféra bármely pontjában mérjük meg a mágneses fluxust, az érték jól reprezentálja a Nap mágneses fluxusát. Az 1960-as évek közepe óta már az interplanetáris mágneses tér folyamatos mérései állnak a rendelkezésünkre, a mágneses fluxus így meghatározott értékei mintegy négy napfoltciklust fednek le. A vizsgálatból kitűnik, hogy a Nap mágneses fluxusa a napciklus szerint jellegzetes változékonyságot mutat. Ez érdekes következtetésekre ad lehetőséget, mind a Nap mágneses tulajdonságai hosszúidejű változékonyságának vizsgálatában, mind a napszéllel szállított mágneses fluxus földi hatásainak kutatásában. Ez utóbbira nézve tanulságos összehasonlítást végeztünk a geomágneses viharok gyakoriságát és nagyságát jellemző AP-indexszel. A 3. ábrán jól látható a mágneses fluxus és az AP-index korrelációja. Az összefüggés magyarázatára két érv is felmerülhet. A mágneses fluxus szállításában a CME-k fontos szerepet játszanak, a CME-k ugyanakkor geoeffektívek, mágneses viharokat keltenek. A másik érv az, hogy a földi magnetoszférában tárolt energia forrása az interplanetáris mágneses tér. Nagyobb mágneses fluxus esetén több mágneses energia halmozódik fel a magnetoszférában, amely erőteljesebb viharokat generálhat. Ez a kérdéskör további kutatásokra vár.

3. ábra • A mágneses fluxus sűrűsége

a helioszférában és a geomágneses viharokra jellemző AP-index kapcsolata

Összefoglalás

Az Ulysses-szonda kilépett az ekliptikából, ezzel lehetővé vált a helioszféra háromdimenziós szerkezetének feltárása. A szonda megfigyelései számos korábbi elképzelést megerősítettek. Ugyanakkor több esetben lehetőség adódott vitatott modellek közötti szelektálásra, a korábbi eredmények pontosítására, sőt több váratlan felfedezés is született. E cikkben néhány fontos, érdekes megfigyelésről számoltunk be, amelyek összefoglalása a következő:

• Kétféle napszélplazma létezik, melyek sebességben és hőmérsékletben élesen elkülönülnek.

• A Nap mágneses terének legutóbbi pólusváltása az áramlepel átfordulásával történt.

• A mágneses fluxus sűrűsége független a heliografikus szélességtől.

• A mágneses fluxus sűrűsége a napciklus szerint változik, és feltűnő korrelációt mutat a földi geomágneses viharokra jellemző AP-indexszel.

Az Ulysses-szonda eredményei hozzájárultak a Nap felszínéről és az alsó koronáról távérzékeléssel végzett megfigyelések pontosításához, akár időben visszafelé is, a korábbi mérések újraértelmezésével.

A rendkívül sikeres Ulysses-misszió megismétlé-sére nincsen terv, ám a Solar Orbiter űrszonda várhatóan jó ki fogja egészíteni az Ulysses-szonda méréseit. A 2017-ben induló szonda ugyan csak 30 fokos heliografikus szélességre fog eljutni, de a Naphoz közeli (0,3 CsE) távolságban végzett mérések új távlatokat fognak megnyitni a napfizika és a helioszféra fizikájában.
 

Kulcsszavak: helioszféra, napciklus, napszél, mágneses tér
 

IRODALOM

Erdős Géza – Balogh André (2005): In situ Observations of Magnetic Field Fluctuations. Advances in Space Research. 35, 625–635. • WEBCÍM >

Erdős Géza – Balogh André (2010): North-South Asymmetry of the Location of the Heliospheric Current Sheet Revisited. Journal of Geophysical Research. 115, A01105, DOI:10.1029/2009JA014620

Erdős Géza – Balogh André (2012): Magnetic Flux Density Measured in Fast and Slow Solar Wind Streams. The Astrophysical Journal. 753, 2, article id. 130 DOI: 10.1088/0004-637X/753/2/130

Forsyth, Robert J. et al. (1996): The Heliospheric Magnetic Field at Solar Minimum: Ulysses Observations from Pole to Pole. Astronomy & Astrophysics. 316, 287–295. DOI:10.1016/S0273-1177 (97)00288-3

Kahler, Stephen (2000): Skylab. In: Murdin, Paul (ed.): Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. Institute of Physics Publishing, Bristol, 2238. DOI: 10.1888/ 0333750888/2238 

Maunder, Edward Walter (1904): Note on the Distribution of Sun-Spots in Heliographic Latitude, 1874–1902. MNRAS. 64, 747–761.

Parker, Eugene N. (1958): Dynamics of the Interplanetary Gas and Magnetic Fields, Astrophysical Journal. 128, 664. DOI: 10.1086/146579

Smith, Edward J. (2008): The Global Heliospheric Magnetic Field. In: Balogh André – Lanzerotti, L. J.– Suess, S. T. (eds.): The Heliosphere through the Solar Activity Cycle. Springer, Chicester, UK

von Steiger, Rudolf – Fröhlich. Claus (2005): In: Geiss, Johannes – Hultqvist, Bengt (eds.): The Solar System and Beyond: Ten Years of ISSI. Vol. SR-003. ISSI Scientific Report Series, ESA, Noordwijk, The Netherlands, 99–112. • WEBCÍM >