Nap (égitest)

A Wikipédiából, a szabad lexikonból.

**A Nap**
Megfigyelési adatok

Átlagos földtávolság	149,6·10⁶ km
Látszólagos fényesség	-26,8^m
Abszolút fényesség	4,8^m
Pálya adatok
Átlagos távolság a Tejútrendszer magjától	~2,5·10¹⁷ km (26 000-28 000 fényév)
Galaktikus periódus	2,25 - 2,50·10⁸ év
Sebesség	217 km/s a Tejútrendszer középpontjához képest, 20 km/s a szomszédos csillagokhoz képest
Fizikai adatok
Átmérő	1,392·10⁶ km (109 Földnyi)
Kerület	4,373·10⁶ km (109 Földnyi)
Lapultság	9·10⁶
Felszín	6,09·10¹² km² (11 900 Földnyi)
Térfogat	1,41·10¹⁸ km³ (1 300 000 Földnyi)
Tömeg	1,9891·10³⁰ kg (332 950 Földnyi)
Sűrűség	1,408 g/cm³
Felszíni gravitáció	273,95 m/s² (27,9 g)
Szökési sebesség	617,54 km/s
Felszíni hőmérséklet	5780 K
A korona hőmérséklete	5·10⁶ K
A mag hőmérséklete	~13,6·10⁶ K
Luminozitás (L_Nap)	3,827·10²⁶ W 3,9·10²⁸ lm vagy 100 lm/W
Forgási adatok
Tengelyferdeség	7,25° (az ekliptika síkjához képest) 67,23° (a Tejútrendszer síkjához képest)
Az északi pólus rektaszcenziója	286,13° (19 h 4 min 30 s)
Az északi pólus deklinációja	+63,87° (63° 52')
Forgási periódus az egyenlítő mentén	25,3800 nap (25 nap 9 h 7 min 13 s)
Forgási sebesség az egyenlítőn	7174 km/h
A fotoszféra összetétele (az anyagok plazma állagúak)
Hidrogén	73,46%
Hélium	24,85%
Oxigén	0,77%
Szén	0,29%
Vas	0,16%
Neon	0,12%
Nitrogén	0,09%
Szilícium	0,07%
Magnézium	0,05%
Kén	0,04%

Ez a szócikk az égitestről szól. Az időtartamot lásd a nap (időtartam) cikk alatt.

A Nap a Naprendszer központi csillaga. Körülötte kering a Föld, valamint a Naprendszerhez tartozó bolygók, kisbolygók, üstökösök. A Nap tartalmazza a Naprendszer anyagának 99%-át, átmérője 109 földátmérő. 73,5%-ban hidrogénből áll, amely a központjában zajló magfúzió során héliummá alakul. Az ennek során felszabaduló, majd a világűrbe szétsugárzott energia nélkülözhetetlen a legtöbb földi élőlény számára: fénye a növények fotoszintézisét, hője pedig az elviselhető hőmérsékletet biztosítja. Éltető ereje miatt a Nap kiemelkedő kulturális és vallási jelentőséggel is bír.

A Nap egy G2V színképtípusú csillag, a mintegy 10 milliárd évig tartó fősorozatbeli fejlődésének a felénél jár. A fűtőanyagát jelentő hidrogén elhasználása után, 5 milliárd év múlva vörös óriássá duzzad, majd a külső rétegeiből planetáris köd képződik, magja pedig magába roskadva fehér törpévé alakul.

Mivel anyagát képlékeny plazma alkotja, a különböző szélességi körön levő területei eltérő sebességgel forognak; az egyenlítői területek 25, míg a sarkvidékek csak 35 naponként fordulnak körbe. Az eltérés miatt erős mágneses zavarok lépnek fel, amelyek napkitörések és – különösen a mágneses pólusok 11 évente bekövetkező felcserélődésének idején megszaporodó – napfoltok kialakulásához vezetnek.

A Nap jele egy kör, középen ponttal:

[szerkesztés] Fizikai és egyéb tulajdonságok

A Nap egy élete első ciklusában lévő csillag, a G2V színképosztályba tartozik; valamivel nagyobb és forróbb, mint az átlagos csillagok. A G2 jelölés sárga színére utal, amelyet az 5500 kelvin körüli felszíni hőmérséklete okoz, továbbá arra, hogy a színképében ionizált és semleges fémek színképvonalait lehet felismerni, nagyon gyenge hidrogénvonalak jelenléte mellett. A V jelölés pedig arra utal, hogy a Nap – a legtöbb csillaghoz hasonlóan – fősorozatbeli csillag: a belsejében zajló folyamatok egyensúlyban vannak, nincsen összeomló vagy felfúvódó állapotban. Élete során a Nap mintegy 10 milliárd évig számít fősorozatbeli csillagnak, és ebből 5 milliárd év már eltelt.

A Nap második generációs csillag, mivel a Naprendszer korábbi – szupernóvaként elpusztult – csillagok maradványaiból jött létre. Ezt bizonyítja a nehéz elemek (vas, arany, urán stb.) jelenléte a Napban, ugyanis ezek az anyagok jellemzően szupernóva-robbanások során, vagy első generációs csillagokban alakulnak ki.

A mi napunk azonban nem fog szupernóvává alakulni, mert a tömege alatta marad az ehhez szükséges Chandrasekhar-határnak. Helyette várhatóan 4–5 milliárd év múlva vörös óriássá duzzad: az üzemanyagként szolgáló hidrogén mennyiségének csökkenése miatt először elkezd összehúzódni, majd amikor a hőmérséklet elegendő lesz a hélium „égetéséhez”, a felszabaduló energia felfújja a Napot, és a Nap külső határa a Föld jelenlegi pályáján túlra fog kinyúlni. A Nap azonban már jóval ennek bekövetkezése előtt el fogja veszíteni anyagának nagy részét, és így – a gyengülő gravitáció miatt – addigra a Föld már egy távolabbi pályán fog keringeni, elkerülve a megsemmisülést. Miután a Nap az összes üzemanyagát eltüzelte, belseje összeroskad, és fehér törpévé válik, míg a külső rétegeiből planetáris köd képződik. Ez az életpálya jellemző a kis- és közepes tömegű csillagokra.

A Nap a Tejútrendszer középpontjától 25–28 ezer fényévnyire van, és a központ körül keringve 225–250 millió év alatt tesz meg egy teljes kört, 220 km/s (1400 évente egy fényév, vagy nyolcnaponta egy csillagászati egység) sebességgel haladva.

A Föld Nap körüli keringésének iránya megegyezik a Nap forgásának az irányával, így a Nap tengelyforgása a Földről nézve a valóságosnál lassúbbnak látszik; ez a szinodikus rotációs periódus 27,275 földi nap, míg a tényleges, sziderikus rotációs periódus 25,380 nap a Nap egyenlítőtől 16°-ra fekvő területein.

A Nap és a Föld méreteinek összehasonlítása. Jobbra lent a kis kék pötty a Föld. A Nap felszíne felett egy hatalmas protuberancia látható.

Ez utóbbit azért fontos kiemelni, mert a Nap a különböző szélességi körei mentén eltérő sebességgel forog. Ez az ún. differenciális rotáció, amiről elsőként R. Carrington tett említést. Az egyenlítői területek 25, míg a sarkok környékén fekvők csak 35 naponként fordulnak körbe, mert a Nap anyaga képlékeny állagú plazma, és így az egyenlítői területek a centrifugális erő hatására gyorsabban forognak. Ez a jelenség fontos szerepet játszik a naptevékenységi ciklus kialakulásában.

A Nap közel tökéletes gömb alakú, lapultsága igen kicsi; az egyenlítő mentén csak 10 km-rel szélesebb, mint a sarkokon. A viszonylag lassú tengelyforgás miatt – az átlagos forgási periódusa 28 nap – az egyenlítőn a centrifugális erő 18 milliószor kisebb a felszínen ható gravitációs erőnél, emiatt a centrifugális erő alaktorzító hatása minimális. A bolygók gravitációs ereje sem befolyásolja a Nap alakját, mert azok tömege még együtt is elenyésző a Napéhoz képest.

[szerkesztés] Belső felépítése

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 0,7-én belül található és bár ezeket a belső területeket nem lehet közvetlenül megfigyelni (ugyanis a Nap anyaga nem enged át semmilyen elektromágneses sugárzást), fizikai modellekkel mégis pontos képet alkothatunk a belső szerkezetéről, rétegeiről.

A Nap szerkezetének főbb rétegei

Tisztán elméleti úton 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 súlya, az egyensúlyi állapot miatt viszont a gáznyomásnak is növekednie kell. Ezen alapelvek segítségével a Nap belsejében uralkodó állapotokat jellemző adatok kiszámíthatóak.

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)

[szerkesztés] A mag

A Nap középpontjában a sűrűség eléri a 1,5·10⁵ kg/m³, a hőmérséklet pedig a 15·10⁶ kelvin értéket. A rendkívül magas hőmérséklet és nagy sűrűség hatására termonukleáris reakció (atommagfúzió) jön létre, melynek során minden négy hidrogénatom egyesüléséből egy héliumatom keletkezik, miközben energia szabadul fel. Másodpercenként átlagosan 8,9·10³⁷ hidrogénatom (5 millió tonna hidrogén) egyesül, ami 383·10²⁴ watt energia keletkezésével jár.

Ebből a magban keletkezett, majd a világűre energiasugárzás a Föld térségében 1,37 kW/m², amelynek egy részét a légkör elnyeli ugyan, de a földfelszínen még így is egy kW napenergia esik minden merőlegesen megvilágított négyzetméterre.

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 fúzionáló atomok arányát, lecsillapítva ezzel a reakciót, ami idővel visszaáll a normális szintre.

A mag a sugár 0,2-én belül eső területeket 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 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 ritkán lépnek kapcsolatba a környező anyaggal, ezért szinte azonnal távoznak a Napból. Az évekig tartó mérések során viszont elméletileg várható neutrínómennyiség harmadát sikerült csak kimutatni (A napneutrínók rejtélye).

[szerkesztés] A sugárzási zóna

Körülbelül a sugár 0,2-e és 0,7-e közötti részeken helyezkedik el a sugárzási zóna. 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.

[szerkesztés] A konvekciós zóna

A konvekciós zóna – értelmezéstől függően – a sugár 0,7-ed részétől kifelé található, illetve a felszín alatti, mintegy 150 000 km vastag területet 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 a hidrogén nem ionizált, hanem semleges állapotban fordul elő, ezért elnyeli a sugárzás egy részét.

A konvekciós zónában, a rohamosan csökkenő hőmérséklet miatt a feltörekvő részecskék nem rendelkeznek elég energiával ahhoz, hogy továbbhaladjanak; folyton visszahullanak a mélyebb rétegekbe az mozgáshoz szükséges hőenergia megszerzése céljából. A forró részecskék hőoszlopok formájában törnek felfelé, a lehűlt anyag pedig a széleiken áramlik visszafelé. Ezek a belül forró, kívül hideg "buborékok" okozzák a fotoszféra granulációját.

[szerkesztés] A fotoszféra

A granulák méreteinek érzékeltetése

A fotoszféra (görög: a fény rétege) a Napnak az a része, amely szabad szemmel, illetve távcsővel, speciális színszűrő nélkül is látható. A fotoszféra számít a Nap felszínének, mivel ez a legkülső olyan réteg amely eléggé sűrű ahhoz, hogy ne legyen átlátszó. Vastagsága csak 400 km, de ezen a rövid távon – a belső határától a külsőig – a hőmérséklet 9000 kelvinről 4300 kelvinre, a nyomás 22 000 pascalról 600 pascalra csökken. Az átlagos hőmérséklete (a napfelszín hőmérséklete) 5500 kelvin.

A fotoszféra jellegzetes szemcsés szerkezetét (granulációját) a konvekciós zónából hőoszlopok formájában feltörő, majd lehűlve visszaáramló gáz hozza létre. Egy ilyen szemcse (granula) 1000 km átmérőjű. Jellemzően kerek vagy sokszög alakúak, átlagos élettartamuk 8-10 perc, de előfordulnak 30 000 km-es, hosszú élettartamú szupergranulák is. Ezek a felszíni alakzatok a Földről nehezen figyelhetők meg a légkör zavaró hatása miatt, alapos tanulmányozásukra csak az űrkorszakban nyílt lehetőség.

1868-ban, a fotoszféra színképvonalainak vizsgálata során Norman Lockyer, egy, a Földön még ismeretlen anyag jelenlétét fedezte fel; ezt az anyagot – amit 1895-ben már a Földön is elő tudtak állítani – két évvel később a Nap görög neve, Héliosz után héliumnak nevezte el.

A fotoszférában találhatók a környezetüknél 1-2 ezer kelvinnel alacsonyabb hőmérsékletű napfoltok, melyek a ki- és belépő mágneses erővonal-hurkoknál keletkeznek.

Egy különálló napfolt mérete általában több ezer négyzetkilométer. Belső részükön sötétebb terület (umbra) található, ezt övezi a világosabb zóna, a penumbra. Általában csoportokban jelentkeznek, melyek ellentétes polaritású vezető és követő részekre oszthatók, polaritásuk a Nap északi és déli féltekéjén ellentétes.

A Nap aktivitása kb. 11,2 éves periódust mutat, azaz ennyi idő telik el két napfoltmaximum között. A napciklus elején a napfoltok 30-45°-os szélességen jelennek meg, később az egyenlítő felé egyre közelebb. Új napfoltciklus során a vezető és követő napfoltok polaritása felcserélődik. A napfolciklus felfedezése H. Schwabe csillagász nevéhez fűződik.

[szerkesztés] Atmoszféra

A Napnak a fotoszféra feletti részeit összefoglaló néven a Nap légkörének (atmoszféra) nevezik. 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 kilengéseket mutat.

[szerkesztés] Kromoszféra

Közvetlenül a fotoszféra felett helyezkedik el a kromoszféra. Nevének jelentése színes réteg, mert a napfogyatkozások során vörös fényben ragyog. Vastagsága 8000 km, és itt található – mintegy 500 km-rel a fotoszféra felett – a Nap leghidegebb régiója, ahol a hőmérséklet 4000 kelvinre csökken, de felfelé haladva, a korona irányában ismét megemelkedik.

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 színképelemzések során kiderült, hogy ebben az alacsony hőmérsékletű rétegben olyan bonyolultabb molekulák is jelen vannak, mint a szén-monoxid vagy a víz. A kromoszférába gyakran felnyúlik a fotoszféra granulációja, ún. flokkuluszok formájában, de más jelenségek: fáklyák, kromoszférikus erupciók (flerek) és – szintén napfogyatkozások alkalmával – szpikulák is láthatóak.

A korona megjelenése az 1999-es napfogyatkozás során

[szerkesztés] Korona

A korona a Nap légkörének legkülső része, amely meglepően magas hőmérsékletével és kis sűrűségével tűnik ki. Sűrűsége 10¹¹atom/m³, szemben a fotoszférával, amely 10²³ atomot tartalmaz köbméterenként. A korona sokkal nagyobb, mint a Nap maga; 17 millió kilométeres távolságig mutatható ki a jelenléte, és a színképek alapján három rétegét (K-, F- és L-korona) lehet elkülöníteni.

Meglepő módon a korona sokkal forróbb, mint az alatta található kromoszféra; hőmérséklete helyenként eléri a 1–5 millió kelvint. Máig nem teljesen tisztázott, hogy mi okozza ezt az extrém magas hőmérsékletet, de valószínűleg mágneses jelenségekre vezethető vissza a kialakulása. A korona megfigyelésére 1995. december 2-án az Európai Űrhivatal a NASA-val közösen fellőtte a SOHO műholdat.

[szerkesztés] A mágneses mező

A hélioszférikus mágneses tér alakja és elhelyezkedése a Naprendszerben

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.

A Nap forgó mágneses mezője a bolygóközi anyagban létrehozza a hélioszférikus 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.

[szerkesztés] A napciklus

Az 9393. számú napfoltcsoport, az egyik legnagyobb az utóbbi évek során

A Napot megfelelő szűrőkön keresztül megfigyelve láthatóvá válnak a napfoltok. Feltűnően sötét színüket az okozza, hogy hűvösebbek – bár csak néhány ezer fokkal – az őket körülvevő anyagnál, mert a körülöttük levő igen erős mágneses tér megakadályozza a hőátadást. A napfoltok belső részén sötétebb terület (umbra) található, ezt övezi a világosabb zóna, a penumbra. Átmérőjük a többtízezer kilométert is elérheti, gyakran kiindulópontjai intenzív flereknek és a koronában látható hatalmas napkitöréseknek.

A megfigyelhető napfoltok száma nem állandó; a tizenegy évig tartó napciklus során változik az intenzitásuk. A napciklus minimumán csak néhány látható, de időnként megesik, hogy egy sem. Később az egyenlítő két oldalán szimmetrikusan, magas szélességi körökön jelennek meg, és az egyenlítő felé vándorolnak, miközben újabbak alakulnak ki. A két féltekén található napfoltok általában párokban jelennek meg, és környezetükben ellentétes előjelű a mágneses töltés. A napciklus végén, az északi és déli mágneses pólusok felcserélődésekor látható a legtöbb napfolt.

A mágneses pólusok legutóbbi felcserélődése 2001 nyarán volt, amit az egy teljes napcikluson át működő Ulysses űrszonda is megfigyelt. Sikerült megállapítani továbbá, hogy a Nap déli mágneses pólusa instabil; valójában több pólus létezik, egy nagyobb területen szétszórva.

A napfolttevékenység erőssége szintén szabálytalanul változó intenzitást mutat; az 1600-as évek során például a ciklusoktól függetlenül is rendkívül kevés napfoltot figyeltek meg, egyes feltételezések szerint részben ez okozta az akkori hűvösebb időjárást.

[szerkesztés] Hatások a Földön

A napaktivitás hatása a Földön és környezetében is érzékelhető. Mivel a Földnek van saját mágneses tere, a napszél nem tud közvetlenül belépni a légkörbe, hanem előbb a Van Allen-övben gyülemlik fel. Az övezet belső részén főleg protonok, míg a külső részén elektronok találhatóak, és a sugárzása időnként műszaki problémákat okoz a műholdaknál.

A Van Allen-öv köríveket alkot a Föld körül, amelyek a sarkok közelében metszik egymást. Az energia nagy része idővel kitör az övezetből és belép a légkör legfelső részébe, ahol sarki fény formájában láthatóvá válik. Az sarki fény mágneses pólusok környékén, többnyire a 65. földmágneses szélességi fokon belül látható, de a napfolttevékenység felerősödése idején az egyenlítőhöz közelebb fekvő területeken is megfigyelhető.

[szerkesztés] A tudományos magyarázatok története

Tavaszi napsütés.

A Napot számos ókori civilizációban természetfeletti jelenségnek tekintették és istenként - Egyiptomban pl. főistenként (Amon, Aton) - tisztelték. A mezopotámiai Utu/Samas az igazság istene is volt egyben, a hettita Hepa Tesup főisten felesége volt, Hellaszban pedig Héliosz napistent korán azonosították a művészetek, a jóslás és gyógyítás istenével, Apollónnal. A késő ókorban több misztériumvallás központja a minden nap meghaló és újjászülető Nap lett (ld. Mithrasz, Elagabalus istene, vagy az Aurelianus által tisztelt Sol-Héliosz).

Anaxagorasz görög filozófus az i. e. 5. században elsőként állt elő természettudományos magyarázattal; szerinte a Nap egy izzó vasgömb volt, amely nagyobb a Peloponészoszi-félszigetnél. Szokatlan elképzelését istenkáromlásnak minősítették, és börtönbe vetették; a halálos ítéletét csak Periklész közbenjárására nem hajtották végre.

Később, a XVI. században Nikolaus Kopernikusz heliocentrikus világképe számított tiltott és üldözött tannak. Galileo Galilei a távcsövének megépítése után a Napot is tanulmányozta, felfedezve a napfoltokat, majd Isaac Newton prizma segítségével összetevőire bontotta a fehér napfényt. Ez utóbbi módszert felhasználva fedezte fel William Herschel az infravörös sugárzást 1800-körül. A XIX. században végzett vizsgálatok során Joseph von Fraunhofer elsőként figyelt meg abszorbciós vonalakat a Nap színképében.

A Nap belsejében zajló folyamatok természetéről azonban sokáig semmit sem tudtak. A korai elméletek – melyek szerint hidrogén és oxigén egyszerű égése, hideg meteorrajok becsapódása, vagy részecskék kölcsönös megsemmisülése szolgáltatná a Nap energiáját – sorra tarthatatlannak bizonyultak. A problémát végül Hans Bethe oldotta meg 1939-ben a magfúzió elméletének kidolgozásával.

[szerkesztés] Megoldásra váró elméleti problémák

Kép:Sudbury sno.jpg

A Sudbury Neutrínó Obszervatórium detektora

[szerkesztés] A napneutrínók rejtélye

A magban keletkezett neutrínók a Napot elhagyva szétszóródnak a világűrben, de az évekig tartó vizsgálatok során az elméletileg várható neutrínómennyiségnek csak a harmadát sikerült megfigyelni, ezt az ellentmondást nevezik a napneutrínók rejtélyének.

A probléma megválaszolására több elmélet született; egyesek szerint a vártnál kisebb neutrínómennyiséget az okozza, hogy a Nap belső hőmérséklete alacsonyabb a jelenleg feltételezettnél, mások szerint pedig a neutrínók oszcillálnak és egy részük korábban kimutathatatlan neutrínótípusok (müon- és tauneutrínó) formájában ért a detektorokhoz, miután átszelte a Nap és Föld közötti távolságot. A napneutrínókkal kapcsolatos legújabb vizsgálatot a Sudbury Neutrínó Obszervatóriumban végezték, mely képes volt mindháromfajta neutrínó észlelésére, és valóban sikerült kimutatnia a neutrínóoszcillációt, megkapva a napmodellekből számított neutrínómennyiséget. [1]

[szerkesztés] A koronahőmérséklet problémája

A hőmérséklet a Nap egyes rétegeiben igen eltérő értékeket mutat; a magban 15 millió kelvin, de kifelé haladva folyamatosan csökken, és az optikai felszínen, a fotoszférában már csak 5800 kelvin az átlaghőmérséklet. Közvetlenül a fotoszféra felett, a kromoszférában pedig egy mindössze 4000 kelvines réteg is található, de ettől a ponttól kifelé haladva ismét növekedni kezd a hőmérséklet; a koronában már az egymillió kelvines forróság számít normálisnak.

Ennek az ellentmondásnak a megmagyarázására két elmélet született. Az első szerint a korona felforrósodását a konvekciós zónában fellépő turbulencia során keletkező hang, gravitációs és magnetodinamikai hullámok a koronán áthaladva átadják az energiájukat az ott található gázoknak. A másik elmélet szerint a hőenergia átadása mágneses sugárzás útján történik. A kutatások jelenlegi eredményei a mágneses fűtés elméletének a helyességét erősítik meg, mert a legtöbb hullám valószínűleg nem tud feljutni a koronáig, ugyanis a ritka anyag nem teszi lehetővé a hullámok terjedését.

[szerkesztés] A halvány fiatal Nap problémája

A Nap fejlődésével foglalkozó modellek szerint mintegy 3,8-2,5 milliárd évvel ezelőtt, a földtörténeti őskorban a fényenergia kibocsátása csak a jelenlegi szint 75%-át érte el, ami azért problémás, mert a geológiai vizsgálatok szerint a Föld felszínének az átlaghőmérséklete nagyjából állandó volt az idők során. Sőt, a fiatal Földön valamivel melegebb is volt mint napjainkban. Nagy valószínűséggel ez annak köszönhető, hogy akkoriban a légkör nagyobb arányban tartalmazott üvegházhatást elősegítő gázokat, főleg szén-dioxidot és ammóniát.

[szerkesztés] Napkutató űrszondák

Napfelkelte.

A Nap megfigyelésére szolgáló első űrszondák a NASA Pioneer-5, 6, 7, 8 és 9 jelű szerkezetei voltak, 1959 és 1968 között. Ezek a Földdel megegyező távolságban keringtek a Nap körül és a napszél alapos tanulmányozás mellett a Nap mágneses mezőjének a felfedezése is nekik köszönhető. A Pioneer–9 különösen hosszú életűnek bizonyult, még 1987-ben is közvetített adatokat. A Helios–1 jelű német-amerikai űrszonda – amelyet 1974-ben bocsátottak fel – pedig már a Merkúr pályáján belülről végzett kutatásokat.

A japán Yohkoh műholdat 1991-ben bocsátották fel és röntgencsillagászati eszközökkel vizsgálta a napot, majd 2005-ben megsemmisült.

Az Ulysses űrszonda egy teljes cikluson át (1990–2001) tanulmányozta a Napot, a bolygók keringési síkjából kilépve, így rengeteg új információt szolgáltatott a Nap pólusairól is.

Az egyik legfontosabb napkutató űrszonda a SOHO (Solar and Heliospheric Observatory), amelyet a NASA és az Európai Űrügynökség közösen épített. 1995. december 2-án indult útjára, és – bár küldetését eredetileg csak kétévesre tervezték – máig érkeznek róla adatok; segítségével több mint 1000 üstököst fedeztek fel.

[szerkesztés] Szemkárosító hatása

Szabad szemmel a Napba nézni fájdalmas és átmeneti vakságot okozhat, ugyanis ebben az esetben 4 milliwatt napenergia érkezik a retinára, ami kissé felmelegíti és bizonyos esetekben – de nem jellemzően – maradandóan károsítja azt. Továbbá az UV-sugárzás az évek során akkor is károsíthatja a szemet, ha nem nézünk bele közvetlenül a Napba.

A Nap megfigyelése megfelelő szűrőkkel nem rendelkező távcsövekkel igen veszélyes, mert egy kis távcső is a normális sugárzás 500-szorosát képes összegyűjteni, ami szinte azonnal elpusztítja a retinán található fényérzékeny sejteket, tartós vakságot okozva. A Nap megfigyeléséhez – szűrők hiányában – a távcső által alkotott képet egy felületre kell kivetíteni, ahol biztonságosan tanulmányozható.