A NAP SZÍNKÉPE Megfigyelés különböző hullámhosszakon PÁPICS Péter István (IV. évfolyam) Spektroszkópia 1. 2006.10.20.

Bevezetés – avagy miről lesz szó A Nap színképének sajátosságai A naplégkör rétegeinek spektroszkópiai sajátosságai Megfigyelés különböző hullámhosszakon Fontos!: A Nap egy G2V színképtípusú, fősorozati sárga törpecsillag.

Általánosságban… A Nap az egyetlen csillag, melynél A korong méreténél nagyságrendekkel kisebb részleteket is meg tudunk figyelni A részleteket különböző hullámhosszakon, keskeny hullámhossztartományokban is meg tudjuk figyelni A Nap spektruma a látható tartományban folytonos, azaz minden szín megtalálható benne Megfelelő felbontással, spektroszkópiai eszközökkel vizsgálva a spektrumban sötét sávok, vonalak tűnnek fel

Fraunhofer és vonalai… A színképben található vonalakat William Wollaston (1802) fedezte fel Joseph Fraunhofer (1815-től) vizsgálta részletesen az általa készített spektrométerrel. 576 (v. 674?) vonalat írt le – ezeket ma Fraunhofer vonalaknak nevezzük. A mai modern műszerekkel több mint 26000 vonal különböztethető meg a Nap színképében! http://www.astronomie.de/

Nagyfelbontású spektrum – Fourier Transform Spectrometer (McMath Pierce Solar Facility, Kitt Peak National Observatory, Tucson, Arizona) – Solar Flux Atlas from 296 to 1300 nm by Robert L. Kurucz, Ingemar Furenlid, James Brault, and Larry Testerman: National Solar Observatory Atlas No. 1, June 1984 – ennek részlete 4000-től 7000 nm-ig, 50 soban 60-60 Ångstöm tartománnyal.

A vonalakról és a teljes sugárzásról A színképvonalak a naplégkör egész vastagságában keletkeznek. A fizikai paraméterek (P,T) sugárral való változása miatt minden vonal döntően csak egy vékony, rá jellemző rétegben keletkezik. Azt tekintjük keletkezési magasságnak, ahol a vonal közepén mért optikai mélység, τ=1. Minden hullámhossztartományt figyelembe véve a sugárzás legjelentősebb része a fotoszféra hőmérsékleti sugárzása adja, míg gamma, röntgen és rádiótartományban jelentős szerepet kapnak a nemtermikus sugárzási mechanizmusok (szinkrotron-, fékezési röntgensugárzás, plazmahullámok, stb.)

A teljes színkép, a kontinuumsugárzás A folytonos színkép keletkezéséért a negatív H- ion felelős. A semleges H atom könnyen le tud kötni egy elektront H- ionná alakulva – a fotoszféra körülményei között ez az alakzat elég stabil. Minden olyan foton, melynek energiája nagyobb, mint a H- ion kötési energiája (λ<16650 Å) ki tudja szabadítani az elektront, így semlegessé téve a H atomot. Itt a kötött-szabad átmenet esetén a fotonok energiája nincs olyan pontosan meghatározva, mint a színképvonalak keletkezésénél, ezért az elnyelés folytonos. Marik M.: Csillagászat (1989)

Jelentős vonalak a Nap színképében 1. Az atomok és ionjaik vonalai mellett bizonyos molekulasávok is megfigyelhetők. Ez lehetőséget adott a kémiai összetétel meghatározására. A Na D vonalpárja mellett a protuberanciákban megfigyelhető D3 vonal alapján fedezték fel a Héliumot. A földi légkör vonalai is jelen vannak, de ezek nem mutatnak Doppler eltolódást (a Nap forgásából adódóan kellene), így könnyen kiszűrhetők – A és B molekulasávok. A legfontosabb a C jelű vonal, mely a H Balmer-sorozatának első vonala, a Hα A színképvonalban nagyon erősek a H vonalai, lévén a Nap atomjainak 83,2%-a H

Jelentős vonalak a Nap színképében 2. Jelentősek még az ún. rezonanciavonalak (alsó energiaszintjük az adott atom legmélyebb energiaszintje, alapállapota, így a legtöbb atom ebben az állapotban található), pl. az Na-dublett és a CaII H és K vonala. A H rezonanciavonala a Lyman-alfa már az ibolyántúli tartományba esik, de nagyon erős emissziós vonal! A legtöbb vonal a vastól származik Marik M.: Csillagászat (1989)

Jelentős vonalak a Nap színképében 3. A fontosabb vonalak, ill. 40 Å-ös környezetük Marik M.: Csillagászat (1989)

Különböző hullámhosszakon a színkép más és más. A vonalak alakja és sűrűsége változik a különböző részeken, a rövidebb hullámhosszak felé egyre kevesebb a zavartalan, folytonos rész, egyre több az elnyelési vonal. Ibolyántúlis és röntgen tartományban a fényes emissziós vonalak uralják a színképet, melyek főleg a kromoszférában és a koronában keletkeznek. Spektroheliogram: olyan műszer, mely a színképből kiválasztott valamelyik vonal fényében alkot képet a Napról – így egy adott réteg szerkezetei, változásai megfigyelhetők!

A napfoltok színképe 1. Alacsonyabb hőmérsékletük miatt nagyjából egy K típusú csillag színképének felel meg. Molekulasávok: főleg TiO2 Jellemző a vonalak kiszélesedése és felhasadása a mágneses tér következtében! Legtöbb esetben anomális Zeeman-effektus! Pieter Zeeman a XIX. század végén, 1897-ben kísérletileg is kimutatta, hogy a mágneses tér hatással van a színképvonalakra. Ezért a csillagok színképvonalai mágneses terük jelenlétében felhasadnak, amit 1946-ban H. D. Babcook a 73 Virginis nevű csillag vizsgálata alapján igazolt. Ha a csillag mágneses pólusa a látóirányba esik, akkor a színképvonal két vonalra hasad, s az eredeti helyén nem látunk vonalat. Ha a mágneses tér merőleges a látóirányra, akkor három vonalat látunk, az eredeti vonalat, illetve két mellékvonalat, egyet a kisebb, egyet a nagyobb hullámhosszak felé eltolódva.

A napfoltok színképe 2. – Zeeman-felhasadás A felhasadások méréséből megállapítható a mágneses tér fluxussűrűsége, mely tipikusan 0,2-0,4 T. 1908-1914-ben Georg Hale amerikai csillagász kimutatta, hogy a napfoltokban sokkal több Fraunhofer-vonal (a Nap színképében látható sötét, abszorpciós spektrumvonalak) figyelhető meg, mint a foltmentes tartományokon. Mára világossá vált, hogy a csillagok színképvonalainak többszöröződése valamiképpen kapcsolatban áll a csillag mágneses terével. Marik M.: Csillagászat (1989) http://ase.tufts.edu/cosmos/pictures

Magnetométer A mágneses tér mérésére és vizuális megjelenítésére szolgál A semleges terek szürkék, az É polaritású régiók fehérek, míg a Déliek feketék. SOHO MDI Continuum & Magnetogram

Flerek 1. A flerek optikai színképében a vonalak megfordulnak, világos, emissziós vonalakká válnak. E miatt van az is, hogy Hα szűrűn át (mely csak a H vonal igen kis környezetét engedi át <1Å) a háttérnél jóval fényesebbnek látszanak. A sugárzás a szomszédos területek 250%-át is elérheti, a vonalszélesség is megnő. Az egész Balmer-sorozat átfordul emisszióba, valamint a vonalak öbbsége is – eddig több mint 500 Fraunhofer-vonal átfordulását figyelték meg! Nagyjából a kromoszféra vonalainak felelnek meg a színképben felfedezhető vonalak, az ionoktól származók erősebbek, a semleges atomoktól származók gyengébbek.

Flerek 2. Optikai tartományban csak kis változást okoznak, a rövidhullámú tartományban jóval jelentősebb a fényességnövekedés. (ábrák: fehér fény – 1600Å - 171Å) Egy-egy kitörés során a Nap ibolyántúli sugárzása többszörösére, röntgensugárzása nagyságrendekkel nő meg. Optikai tartományban a fler hidegebb, 10000K-es részét látjuk, míg a röntgensugárzás alapján egyes flerek centrumában 70 millió K is előfordulhat! http://soi.stanford.edu/ - TRACE

Kromoszféra Kromoszferikus hálózat és fáklyamezők – főleg a CaII K vonalában különülnek el jól a háttértől. A kromoszferikus fáklyák kapcsolata a mágneses terekkel jelentős, így a foltok közelében helyezkednek le.

Korona 1. Három komponens: K, F és E korona F: színképében Fraunhofer vonalak figyelhetők meg, eredete a bolygóközi térben visszaverődő fény, nem a naplégkör része! A fény szinte pontosan megegyezik a fotoszféráéval K (Kontinuum): a folytonos színképről kapta nevét, szintén visszavert fényben világít, de ez a fény a koronában levő szabad elektronokon szórt fotoszférafény. A millió fokos hőmérséklet miatt az atomok sokszorosan ionizált állapotban vannak, ezért a sok szabad elektron. A Sűrű vidékeken, az aktív régiók felett az elektronsűrűség akár 1016 /m3 is lehet! A magas hőmérséklettel járó nagy termikus mozgások miatt a vonalak teljesen elmosódottak, ezért a folytonos színkép

Korona 2. Három komponens: K, F és E korona E: az emissziós vonalakról kapta nevét. Kezdetben a benne megfigyelt hipotetikus elemet koróniumnak nevezték, de a periódusos rendszer beteltével ennek nem maradt hely, így kiderült, hogy mégis már ismert elemek vonalai kellenek legyenek azok, melyekből a korónium létezésére következtettek. Nagyon magasan ionizált elemek vonalai! Pl.: Fe XIV (5303 Å), Ca XV (5694 Å) és Fe X (6375 Å) – ezen ionok ionizációs potenciálja 200-800 eV körüli! A kis sűrűség miatt az E korona fényének intenzitása csupán 1 %-a a K koronáénak.

Megfigyelés különböző hullámhosszakon 1. Műszerek: SOHO (Solar Orbizing and Heliospheric Observatory EIT (Extreme Ultraviolet Imaging Telescope) MDI (Michelson-Doppler Interferometer) TRACE Transition Region and Coronal Explorer Kromoszféra-korona átmeneti réteg… BBSO (Big Bear Solar Observatory) YOHKOH: japán, röntgentartomány http://sohowww.nascom.nasa.gov/gallery/

Kontinuum – SOHO/MDI

Kromoszféra – BBSO (Hα) Ez a napfizika egyik legfontosabb spektrumvonala, melyet az tesz kromoszférikus jelentőségűvé, hogy a kromoszférában lévő viszonylag csekély számú hidrogénatom is képes ezen a hullámhosszon minden sugárzást elnyelni, ami a fotoszféráról (a felszínről) érkezik és azt újra kibocsátja. Igy a vonalban a fotoszféra struktúrái teljesen eltűnnek és az újra kibocsátott sugárzás már a kromoszféra struktúráit mutatja, csak a nagyobb foltok láthatók a H-alfa vonalban is.

Kromoszféra – Obs. de Paris Meudon (CaII K) K-vonal 3934 Å: ezen a hullámhosszon a kromoszféra kissé más arcát mutatja. A protuberanciák itt nem jelentkeznek, azonban a fáklyák eloszlása egy fontos többletinformációt tartalmaz, mégpedig az ún. szupergranulációs szerkezetre vonatkozóan. Közelebbről szemügyre véve kitűnik, hogy a fáklyák egy méhsejt-szerű szerkezetet rajzolnak ki, ez a szupergranulációs mintázat. Ennek lényege egy a granulációéhoz hasonló sebességtér, mely a fotoszférában e szupergranulációs sejtek határainál gyűjti össze a vékony mágneses fluxuscsöveket, melyek azután a kromoszféra fűtését  előidézik.

Átmeneti réteg – SOHO/EIT (304 Å) (HeII) 304 Å: Ebben a rétegben már több tízezer fokos hőmérséklet van. A napfoltok itt már nem látszanak, az aktív vidékek pedig környezetüknél fényesebbek. Ennek az az oka, hogy ebben a magasságban már érvényesül az aktív vidék vezető és követő részét összekötő mágneses fluxusköteg hatása, ez ugyanis egy korlátozott térrészben tartja a plazmát, melynek részecskéi az ütközések révén gerjesztődnek. A nyugodt részek struktúrája hasonló a Hα-ban észleltekéhez

Korona – SOHO/EIT (171 Å) (FeX) 171 Å: A vas kilencszeres ionizálásához már millió fokos hőmérséklet és az annak megfelelő részecskesebességek kellenek, ezért ha ezen a hullámhosszon észleljük a naplégkört, akkor ilyen hőmérsékletű jelenségekről kapunk információt. Jól érzékelhető, hogy magasabb hőmérsékletek felé haladva az intenzitáseloszlás egyre egyenetlenebbé válik. Itt már nem egy többé-kevésbé egyenletesen fényes korongnak látjuk a Napot, hanem az aktív vidékekben fényesnek, azokon kívül pedig akár egészen sötétnek is. A nagyobb összefüggő, sötét területek neve koronalyuk.

Korona – TRACE (171 Å) Jól megfigyelhető, hogy a két nappal későbbi képen az alakzatok tovafordultak…

Korona – SOHO/EIT (195 Å) FeXII: Ez még magasabb ionizáltság, tehát még magasabb hőmérséklet. Itt már az ún. fényes koronapontok is jól láthatók, ezek rövid felvillanások, valószínűleg kisebb erővonal-átkötődések (rekonnekciók), melyek bizonyára a koronafűtésben is szerepet játszanak.

Korona – SOHO/EIT (284 Å) FeXV: Itt már egész kifejezett különbség van az aktív vidékek és koronalyukak között.

Korona – SOHO/EIT (284 Å) FeXV: Itt már egész kifejezett különbség van az aktív vidékek és koronalyukak között.

Korona – YOHKOH (lágy röntgen) Ez nem egy nagy hőmérsékleten gerjesztett spektrumvonal észlelése, hanem a folytonos spektrum nagyenergiájú tartományának az 1-8 Ångström közé eső részéé. Ez  a jelenleg rendszeresen gyűjtött észlelések közül a legnagyobb energiájú. Az aktivitás nélküli koronatartományok itt a legsötétebbek. Egy nagyon érdekes jelenség is megfigyelhető: az északi és déli tóruszok között létezhetnek átkötések!

Köszönöm a figyelmet! (Az előadás végén látott képek a megjelölt obszarvatóriumok illetve műszerek honlapjáról származnak, valamint a jó összefoglalást nyújtó http://fenyi.solarobs.unideb.hu/~ludmany/legkor/legkor.html címről.)