A napfizikai jelenségeknek lehetséges egy olyan csoportosítása, mely szerint egyik részük a statikus, másik részük a dinamikus jellegûek közé sorolható. Az elõbbiek stacionárius jellegûek és azzal kapcsolatosak, hogy egy Nap-tömegû gázgömbnek szükségszerûen van egy statikus struktúrája. Belsejében olyan nagy nyomás van, ami nukleáris energiatermelést tesz lehetõvé és ez, valamint a gázgömb többi részének sûrûség-, nyomás- és hõmérséklet-rétegzõdése, valamint kifelé irányuló energiatranszportja elméletileg tárgyalható, a felszíntõl felfelé pedig spektrális észlelésekkel is vizsgálható. A dinamikus csoportba a naptevékenység gyûjtõnévvel jelzett jelenségek sorolhatók. Ezek alapvetõen a Nap forgása következtében lépnek fel, ami erõs mágneses teret hoz létre, mely a továbbiakban bonyolult kölcsönhatásban van a plazma sebességtereivel. Természetesen a statikus és a dinamikus jelenségcsoport is kölcsönhatásban van egymással, az energiatranszportot szolgáló konvektív sebességtér mindkét területnek fontos szereplõje.
 

1. ábra. A Nap globális mágneses terének  átalakulása poloidálisból toroidális jellegûvé	2. ábra. A toroidális mágneses tér egy szakaszának kiemelkedése: az aktív vidék

  Mint ismeretes, a naptevékenység szintje 11 éves ciklikussággal változik. A rotáció következtében elõálló dipól jellegû mágneses tér az egyenlítõnek az átlagosnál nagyobb szögsebessége miatt felcsavarodik (1. ábra) és amikor toroidális jelleget ölt, akkor egyes részei a felszínre kerülhetnek (2. ábra). A felbukkant mágneses fluxusköteget aktív vidéknek nevezzük, a felszínnel való metszetei a napfoltok (többek között ezek dinamikájával foglalkozik az MTA CSKI Napfizikai Obszervatóriuma, 3. ábra), melyekben igen erõs (kb. 3000 gauss) mágneses tér van, a kis fluxussûrûségû területek pedig a napfáklyák. A mágneses tér gyors átrendezõdései nyomán felszabaduló energia produkálja a napkitöréseket, vagy flereket. A mágneses tér által a felszín fölött tartott íves plazmaalakzatok a protuberanciák, illetve az aktivitási jelenségekhez tartoznak még a korona jellegzetes struktúrái is.

  Mindezen jelenségek sok évtizede ismertek, a klasszikus napfizika témakörét alkotják. Tanulmányozásuk folyamatosan zajlik, a fejlõdést az egyre kifinomultabb vizsgálati módszerek jelentik. Ebben az összefoglalóban azt érdemes áttekinteni, hogy milyen elõrelépés történt az utóbbi egy-két évtizedben, hogyan közelíti a napfizikus szakma az adott technikai szinten elérhetõ legteljesebb információmennyiséget. A legfontosabb információhordozó továbbra is az elektromágneses sugárzás. Ha optimálisan ki akarjuk aknázni a benne rejlõ lehetõségeket, akkor az észlelési eljárások le kell fedjék a teljes rendelkezésre álló hullámhossz- (más megközelítésben frekvencia-, ill. energia-) tartományt, el kell érni a maximális felbontást spektrálisan, idõben, térben és intenzitásban, valamint kell mérni a polarizáció mértékét. A felsorolt paraméterekre persze általában nem kell egyidejûleg maximális felbontást biztosítani, többnyire a vizsgált jelenség által meghatározott optimumot kell nyújtani. Az utóbbi évtizedek során elért technológiai fejlõdés eredményeképpen az elektromágneses sugárzás információs fehér foltjai gyakorlatilag nagyrészt eltûntek. Ez a folyamat részben a földi távcsövek, részben az ûreszközök tökéletesítése révén ment végbe.

  Az elektromágneses sugárzás azonban nem az egyetlen információforrás. Tanulmányozásával párhuzamosan a Napból jövõ részecskesugárzás vizsgálata is nagyon fontos és ez is nagy fejlõdésen ment keresztül. A leglátványosabb fejlõdést azonban két olyan kutatási terület produkálta, amelyek a Nap korábban empirikusan megközelíthetetlennek vélt belsõ tartományait célozzák. Mind az elektromágneses, mind a részecskesugárzás a napfelszín fölötti rétegekrõl szállít közvetlen információkat, van azonban két olyan fluxus, amely áthatol a Nap anyagán, mégpedig a neutrínósugárzás és a nyomáshullámok. Érdemes az áttekintést ezekkel a területekkel kezdeni.

A Nap energiatermelésének kérdése régi keletû probléma. A nukleáris energiaforrás felfedezése elõtt az egyetlen lehetséges elképzelés az volt, hogy az összehúzódó Nap a csökkenõ potenciális energiája révén fedezné sugárzása energiáját az ún. viriáltétel értelmében, ami csak igen rövid életet engedélyezne számára, ez sokáig megoldatlan problémának látszott. A termonukleáris reakciók felismerése révén sikerült rábukkanni azokra a folyamatokra, amelyek évmilliárdokig képesek biztosítani a csillagok energiaprodukcióját. Az 1. táblázat tartalmazza azokat a reakciókat, amelyek a Nap esetében lényeges szerepet játszhatnak.

  Megemlítjük, hogy Hans Bethe híres – Nobel-díjjal jutalmazott – CNO-ciklusa a ma elfogadott számítások szerint a Nap-tömegû csillagok esetén elhanyagolható szerepet játszik. Mint látható, egyes reakciók végtermékei között neutrínók is szerepelnek és ez a körülmény lehetõséget kínál az elméletileg leírt folyamatok ellenõrzésére. A nap-neutrínók problémáiról olvasóink lapunk 1999. évi márciusi számában kaphattak részletes áttekintést. (Patkós András: A neutrínó befejezetlen története 102–107. old.)

A neutrínóké mellett a másik olyan fluxus, amely áthatol a Nap anyagán, a nyomáshullámoké, vagy más elnevezéssel hanghullámoké. Itt persze nem magukat a nyomáshullámokat mutatjuk ki, hanem csak felszíni megnyilvánulásaik mintázatait, tehát a megfigyelés eszközei itt is optikai mûszerek. Az már évtizedek óta ismert, hogy a napfelszín egyes darabjai kb. ötperces periódussal fel-le mozognak. Ezt ötperces oszcillációnak hívták, de sokáig nem sokat lehetett kezdeni ezzel a ténnyel. Az áttörés elsõ lépése egy olyan elméleti cikk volt, mely felvetette, hogy ezek az oszcilláló felszíni területek nem kaotikus fel-le mozgást végeznek, hanem kapcsolatban lehetnek egymással, és tulajdonképpen egy bonyolult állóhullám-rendszernek csupán lokális megnyilvánulásai, második lépésben pedig egy jól tervezett észleléssel sikerült ezt igazolni. Az azóta eltelt két és fél évtizedben ez a terület a napfizika egyik legnagyobb sztárja lett, és több, mint tizenhétezer közlemény megjelenéséhez vezetett.

  A jelenség megértéséhez a következõket kell meggondolnunk. Ha megfújunk egy fuvolát, a megszólaló hang frekvenciája (magassága) függ a csõ hosszától és a fújás erõsségétõl. Ha a levegõoszlopnak csak egy pontját vizsgáljuk, periodikus sebességingadozást fogunk tapasztalni, de ez önmagában ugyanúgy nem elég a megértéshez, mint a napfelszín egy pontjának fluktuációja. Tudjuk azonban, hogy a csõben egy nyomáshullám fut végig, majd a végérõl egy része visszaverõdik, így a kétirányú hullám kölcsöhatásából létrejön egy állóhullám. Ezt a csõ mentén elhelyezkedõ nyomási csomópontok jellemzik, egy csomópont-struktúrát nevezünk egy módusnak, a hozzá tartozó frekvenciát pedig a módus sajátfrekvenciájának. Ha egy konkrét módusra vonatkozóan megmérjük a csõhosszra esõ csomópontok számát (ezt hullámszámnak is nevezzük) és a hozzá tartozó sajátfrekvenciát, akkor a csõben uralkodó légnyomásra kapunk információt, hiszen ettõl függ a csõben oda-vissza futó nyomáshullám sebessége, ami adott csõhossz esetén megszabja a zavar oda-vissza futási idejét, tehát a lehetséges frekvenciákat. A földi légnyomásméréshez persze nincs szükségünk fuvolára, a Nap belsejére vonatkozóan azonban a fentihez hasonló gondolatmenet hallatlanul gyümölcsözõnek bizonyult. A különbség abban rejlik, hogy az egydimenziós eset helyett itt három dimenziót kell vizsgálnunk.

  A már említett fontos felismerés az volt, hogy a felszínnek vannak szabályos mintázatban elhelyezkedõ darabjai, melyek azonos fázisban végzik fluktuációikat, és ami a legfontosabb, a felszín adott térbeli hullámszámaihoz (l) adott idõbeli frekvenciák (n) tartoznak. Az eredményül kapott l–n diagram (4. ábra) diszkrét görbeseregét a következõképpen lehet értelmezni. Egy adott felületdarab vertikális mozgása nyomáshullámot indít el, melyre a befelé növekvõ hõmérséklet és sûrûség növekvõ törésmutatót jelent és visszafordítja a hullámot, amely valahol ismét kibukkan a felszínre (5. ábra). Ha az új felszínrészlet éppen megfelelõ fázisban mozdul el és a folyamat továbbterjed, akkor kialakulhat egy állóhullám, amelynek összetartozó térbeli és idõbeli frekvenciáit a nyomáshullámnak a két adott felszínrészlet közötti futási ideje határozza meg. Az 5. ábrán látható, hogy egy frekvenciához több hullámszám is tartozhat, ezeknél a módusoknál a futási idõk különbségei nyilván az adott idõbeli periódus egész számú többszörösei. A lényeg az, hogy a futási idõt a közeg sûrûsége határozza meg, ami a hangszerek esetén is így van, és talán nem véletlen, hogy a jelenséget elõször észlelõ napfizikus (F. Deubner) kitûnõ csellista is.
 

4. ábra. A napfelszín oszcillációinak l-v diagramja	5. ábra. Különbözõ l hullámszámú (más szóval fokszámú) oszcillációs módusok mélységbeli nyomáshullám-trajektóriáinak sematikus rajza

  A zenei példánál maradva érdemes hivatkozni a Fourier-eljárásra, ahol érvényes az a tétel, hogy bármilyen bonyolultságú jelforma periodikus ismétlõdése esetén a folyamatot elõ lehet állítani tiszta szinuszos rezgések összegeként. Hasonló elõállítást három dimenzióban is meg lehet valósítani, csak a szinuszfüggvények szerepét sokkal bonyolultabb függvények veszik át, az ún. Legendre-polinomok. Az eljárást a 6. ábrával lehet szemléltetni, a csomópontok szerepét itt csomóvonalak veszik át. Ezeket három dimenzióban három különbözõ hullámszám írja le, ebbõl kettõ vonatkozik a felszínre: az l hullámszám azt mutatja, hogy a Nap felszínén az adott módusban hány csomóvonal található összesen (ezt a módus fokszámának is nevezik), az m hullámszám pedig azt, hogy hány olyan csomóvonal van, ami átmegy a pólusokon. A 6. ábra mutat néhány példát különbözõ l- és m-számú módusokra, a fekete és fehér területek ellentétes fázisban mozognak fel-le. Az eljárás az, hogy hosszú észlelési folyamatban regisztrálják a napkorong különbözõ felületdarabjainak látóirányú elmozdulását, majd egy bonyolult matematikai eljárással meghatározzák, hogy mely módust milyen amplitúdóval és frekvenciával kell figyelembe venni az észlelt eseménysorozat fent említett elõállításához.

  Ha megkaptuk a fenti elõállítást, akkor az abban szereplõ módusok súlya és sajátfrekvenciája a fentiek szerint igen pontos információkat szolgáltat a belsõ sûrûségi nyomási és hõmérsékleti rétegzõdésérõl, amit eddig csak elméletileg lehetett vizsgálni. Az igazán újszerû eredményeket azonban olyan terület szolgáltatta, ahol az eddigi elméletek igen bizonytalanok voltak, sõt esetenként téves irányban próbálkoztak, ez a belsõ sebességterek, elsõsorban a belsõ rotáció problémája. Ez utóbbit olyan módusokkal célszerû vizsgálni, melyeknél minden csomóvonal meridionális, tehát átmegy a pólusokon (l=m esetek). Azokat a nyomáshullámokat, amelyek a forgás irányában haladnak, a Nap belsejében megtett pályájukon az adott mélységû réteg forgási sebessége elõresegíti, a visszafelé haladó hullámokat pedig visszatartja. A két hullám mintázata matematikailag elkülöníthetõ, és ebbõl a belsõ rotációs sebesség meghatározható. Az is nyilvánvaló, hogy minél kisebb a hullámszám, annál mélyebbre hatol az adott állóhullám (5. ábra), tehát az adott eljárással a rotáció mélységi rétegzõdése pontosan feltérképezhetõ. A régebbi várakozás az volt, hogy a belsõ szögsebesség jóval felülmúlja a felszínit. Ez azonban nem igazolódott be, sõt a mérések szerint kb. 0.6 napsugárnyi mélységben gyakorlatilag eltûnik a differenciális rotáció, az a felszíni jelenség, hogy az egyenlítõi sávok nagyobb szögsebességgel forognak, mint a magasabb szélességen lévõk.

  A jelenleg zajló két legfontosabb oszcillációs kísérlet a GONG (Global Oscillation Network Group) és a SOHO mesterséges holdon mûködõ MDI (Michelson Doppler Interferometer). A GONG hat obszervatórium hálózata, melyek kb. 60 hosszúsági fokonként helyezkednek el és azonos mûszerrel és módszerrel észlelik a napfelszín különbözõ pontjainak látóirányú elmozdulását, a hálózatra azért van szükség, hogy az észlelések lehetõleg ne szakadjanak meg az éjszakákkal, vagy a rossz idõjárás miatt. A SOHO-n lévõ mûszernek természetesen nincsenek ilyen korlátai. A mérések jelenleg már kb. 2000 fokszámú módusok vizsgálatát is lehetõvé teszik, de az igazán várt módus az l=0-hoz tartozó lesz, mivel errõl azt gondoljuk, hogy a Nap centrumáig hatol. Ez a terület tartogathat még meglepetéseket.

A jelenlegi napfizika harmadik frontvonala a rövid hullámhosszú, vagy más szóval nagy energiájú észlelések területe és a velük kapcsolatos elméleti munka. Itt nem gyökeresen új eljárásokról van szó, hanem a klasszikus észlelési módszerek kiterjesztésérõl egy ûreszközöket igénylõ hullámhossztartományra. Több korábbi úttörõ vállalkozás után jelenleg az eddigi legösszetettebb napfizikai ûrkísérlet-együttes mûködik, a már említett SOHO (Solar Orbiting and Heliospheric Observatory) nevû mesterséges holdon. A mûszeregyüttes tizenhárom különbözõ kísérletet valósít meg, melyek részletes ismertetése (akárcsak a legérdekesebb technológiai újdonságoké is) egy könyvet is megtölthetne. A nagy energiájú (ultraibolya sugárzásnál rövidebb hullámhosszú, tehát távoli ultraibolya, röntgen- és gamma-) sugárzást csak légkörön kívüli eszközzel lehet észlelni, mert a légkör elnyeli õket. A légkörön túli megfigyeléseknek természetesen egyéb elõnyei is vannak. A SOHO hozzájárulása a modern napfizikához olyan óriási, hogy itt csak néhány látványosabb fejleményt lehet megemlíteni.

  Az EIT (Extreme Ultraviolet Imaging Telescope) korábban nem látott részletességû felvételeket készített a korona magas hõmérsékletû struktúráiról. Nagy térbeli és idõbeli felbontása tette lehetõvé, hogy egy korábban ismeretlen jelenséget fedezzenek fel vele, az ún. blinkert. Ez egy igen rövid ideig tartó és kis térrészre korlátozódó felfénylés, melyben azonban jelentõs (kb. hét hidrogénbombáénak megfelelõ) energia szabadulhat fel, valószínûleg mágneses erõvonalak összekapcsolódása zajlik bennük. Mivel a jelenség meglehetõsen gyakori, a napfelszín felett folyamatosan ezrével megy végbe, ezért talán kulcsot szolgáltathat egy igen régi elméleti problémára, hogy honnan ered a 6000 fokos napfelszín fölötti korona több millió fokos hõmérséklete (ez komoly hagyományú kutatási témája az ELTE csillagászati tanszéknek).

  Egy másik újszerû jelenség a tornádó, hatalmas energiájú plazmaáram, mely a pólusok környékérõl indul és spirális pályán kb. 150 km/s sebességgel távolodik. Napkitörések, idegen szóval flerek után egy korábban ismeretlen jelenséget, a naprengést is sikerült regisztrálni, mely koncentrikus gyûrûk formájában tovaterjedõ felszíni hullám.

  A SUMER (Solar Ultraviolet Measurements of Emitted Radiation) nevû mûszer egészen új eredménye az, hogy a napszél forrása nem egy homogén tartomány, hanem van egy speciális finomszerkezete, amit a régóta ismert szupergranulációs szerkezet hálószerû határvonalaival lehetett azonosítani. Azt eddig is tudtuk, hogy itt jelentõs felszíni mágneses fluxus gyûlik össze, és ha ez szerepet játszik a napszél létrejöttében, akkor az új felismerés az egész energiatranszport-problematikát új megvilágításba helyezi.

  Az SOHO/MDI oszcillációs méréseirõl már szóltunk, érdemes megemlíteni, hogy a mérések egy mágnesesen érzékeny spektrumvonallal történnek, aminek melléktermékeként lehetõség nyílik magnetogramok nagy idõfelbontással történõ folyamatos regisztrációjára. Ezek alapján ismerték fel azt, hogy a Nap felszínének nincs negyven percnél idõsebb alakzata, ilyen idõskálán és kis léptékben még a legnyugodtabbnak látszó erõs mágneses területek is teljesen átstrukturálódnak. Szintén az MDI felismerése egy, a pólusok környékén a felszín alatt körbefutó, a környezeténél nagyobb szögsebességû, gyûrûszerû tartomány, amit felszín alatti folyónak neveztek el. Ennek a többi felszín alatti rotációs sajátsággal együtt komoly szerepe lehet az ismert 11 éves naptevékenységi ciklus megértésében.

  A LASCO (Large Angle Spectrograph Coronograph) nevû mûszeregyüttes a napkorona kutatásának teljesen új fejezetét írja. Nagy idõbeli felbontással olyan részletes koronastruktúrát tud rögzíteni, amilyet a fogyatkozásészlelõk nem is remélhetnek. E mûszerekkel (három koronográffal) immár rutinszerûen gyûjtik a megfigyeléseket a CME (Coronal Mass Ejection) nevû jelenségrõl. Ez olyan hatalmas plazmafelhõ, melyet mágneses tere kezdetben a Nap felszínéhez köt, majd attól elszakadva a Nap átmérõjének többszörösére is felfúvódhat (ilyenformán a Naprendszer legnagyobb méretû alakzata lehet), és nagy sebességgel eltávozik. Ha a Föld magnetoszférájával kölcsönhatásba lép, akkor jelentõs geomágneses hatást vált ki. A Nap–Föld fizika az utóbbi évtizedben kezdte a CME-ket preferálni az addig egyeduralkodónak vélt flerekkel szemben a földfelszín hatásának szempontjából. A lehetséges földi hatások miatt szintén nagy figyelem kíséri a napállandó folyamatos mérését, melyet például a SOHO hold VIRGO (Variability of solar IRradiance and Gravity Oscillations) nevû kísérlete folytat.

  Magától értetõdik, hogy a legnagyobb érdeklõdés a napfizika csúcstechnológiai frontvonalát kíséri. Itt lehetne még részletezni a Yohkoh nevû japán mûholdat, mely a röntgentartományban észleli a Napot, vagy a TRACE (Transition Region and Coronal Explorer) nevû holdat, mely minden eddiginél finomabb részleteket képes rögzíteni a korona struktúrájából. Az is igen érdekes kérdés, hogy a közeli jövõre milyen ûrkísérleteket terveznek. Vizsgálják például a lehetõségét egy Stereo nevû programnak, melyben három egymástól távoli ûreszköz 3 dimenziós képet alkothatna a jelenségekrõl. A Solar-net három ûreszköze interferometria révén érhetne el nagy felbontást. A Probe 2 millió km-re megközelítené a Napot (a Nap–Föld távolság 150 millió km!). A Solar Orbiter a pólusok fölé kerülhetne. A megvalósítható változat 2005–2010 között várható.

  A teljesség kedvéért el kell mondani, hogy a legújabb vizsgálati módszerek mellett a napfizika klasszikus témáit is változatlan intenzitással kutatják. Idõvel azonban a legújszerûbb kísérletek is rutinszerûvé, és a standard észlelési stratégia részévé válnak, hiszen minden napjelenség hosszú távon mutatja meg igazi arcát.