TARTALOMJEGYZÉK

  Bevezetõ

1. A Nap legfontosabb jellemzõi, felépítése

2. Naptevékenység

3. Naptevékenység földi hatásai

4. Napfogyatkozás ’99

Befejezés
Irodalomjegyzék
Köszönetnyilvánítás

Ezen az oldalon a fontosabb napfizikai fogalmak vázlatos és igen tömör áttekintése található, az anyagot folyamatosan bõvíteni fogjuk és idõvel ki  fog egészülni a Debreceni Egyetemen oktatott tárgyak jegyzeteivel is.

A napfelszín alatt három nagyobb tartományt különíthetünk el. A sugár kb. egyharmadán belül található a kb 15 millió fokos hõmérsékletû centrális mag,  melyben a termonukleáris energiatermelés zajlik. Ezen kívül helyezkedik el a sugárzási zóna, majd a sugár 0.71 részétõl a felszínig tartó gömbhéj, a konvektív zóna. E zónák létére tisztán elméleti megfontolások alapján is következtetni lehet. A megfontolások arra vonatkoznak, hogy egy ilyen méretû és tömegû gázgömbnek kiszámítható a belsõ nyomás- ill. hõmérséklet-rétegzõdése, továbbá az, hogy az adott hõmérsékleteken és nyomásokon milyen fizikai folyamatok történhetnek. Mivel a Nap belsejérõl optikai információ nem nyerhetõ, ezért ezt sokáig csak elméletileg vizsgálható jelenségkörnek tartották. Az utóbbi évtizedek hatalmas feljõdése révén azonban ezek a belsõ struktúrák ma már empirikusan is vizsgálhatók, mivel két fajta fluxus áthatol a napanyagon: a neutrínóké és a nyomáshullámoké. A Nap látható felszíne feletti tartományok a naplégkör részei.

A centrumban uralkodó hatalmas hõmérsékleten és nyomáson a részecskék ütközései kikényszeríthetik összeolvadásukat - fúziójukat - mely energiafelszabadulással jár. Az energiaprodukció döntõ forrása a p+p -> D+e⁺ +n_efolyamat, melynek során két proton egy deutériummaggá alakul, keletkezik egy pozitron és egy elektronneutrínó valamint maximum 420 kiloelektronvolt energia. E folyamat döntõ fontossága egyrészt annak következménye, hogy a legnagyobb számban jelenlévõ reagensek - a protonok - között zajlik, másrészt ennél a legkisebb a fúzió ellen ható ú.n. Coulomb-gát. Ezenkívül egy sor további nukleáris reakció zajlik a centrumban, amelyek szintén kiveszik a részüket az energiatermelésbõl. Néhányuk hozzájárulása csekély, de ha történetesen neutrínókibocsátással jár (mint a fent említett folyamat is), akkor annak hatalmas diagnosztikai  jelentõsége van, mivel e neutrínók detektálása révén lehet közvetve ellenõrizni a magra vonatkozó elsõsorban elméleti eredményeket.

A magban termelt energia két különbözõ folyamat révén jut ki a felszínig, melyek térbelileg is elkülönülnek

• A sugárzási zónában az energiát nagyenergiájú fotonok szállítják. Ezek az adott térrészben található részecskékkel ütköznek, azokon szóródnak, ami meglehetõsen bonyolulttá teszi a pályájukat, egy foton kijutásának karakterisztikus ideje millió éves nagyságrendû.
• A konvektív zóna energiatovábbítási módja: a konvekció. Ez akkor kerül elõtérbe, amikor a kifelé csökkenõ hõmérséklet olyan értéket ér el, melynél  a hõmozgás energiája már nem akkora, hogy az ütközések ionizált állapotban tarthatnák az anyagot, az ionok kezdenek rekombinálódni az elektronokkal, és így alkalmassá válnak arra, hogy elnyeljék a kifelé igyekvõ fotonokat. A konvekció úgy valósul meg, hogy az enargiaelnyelés eredményeképpen egyes tartományok környezetüknél jobban felmelegszenek, tehát sûrûségük a környezetüknél kisebb és a keletkezõ felhajtóerõ kifelé mozgatja az adott tartományt, szokásos nevén konvektív cellát. A többletenergia a felszínen szétsugárzódik, a cella lehûlt anyaga pedig átadja a helyét az újabb feltörekvõ, forró cellának.

• Fotoszféra -  a néhány 100 km vastag, látható felszíni réteg. Innen származik a Nap sugárzási teljesítményének több mint 99% -a. Legjellegzetesebb struktúrája a granulációs szerkezet, mely a konvektív mozgástér felszíni megnyilvánulása. A fotoszférában láthatók a foltok és fotoszférikus fáklyák is.
• Kromoszféra - a felszín fölötti, néhány ezer km vastagságú légréteg. Hõmérséklete a felszín fölötti hõmérsékleti minimum fölött rohamosan növekszik, a kromoszféra (színgömb) elnevezést onnan kapta, hogy folytonos színképben nem  figyelhetõ meg, de egyes spektrumvonalakban (köznapi szóhasználattal egyes színekben) elõtûnnek jellegzetes struktúrái.
• Korona - külsõ határa pontosan nem húzható meg, általában a másfél-két napátmérõnyi távolságig tekinthetjük az atmoszférát a korona részének. A hõmérséklet itt már több millió fokos, aminek az elméleti magyarázata évtizedek óta komoly kihívás. Az elméleti problémát azzal a metaforával szokták érzékeltetni, hogy hogyan lehet a gyertyaláng fölötti levegõ sokkal forróbb, mint maga a láng. A magyarázatot a korona mágneses tereinek dinamikájában véljük megtalálni. A korona anyaga már igen ritka plazma, ezért fénye a fotoszféráé mellett elenyészõen halvány, így csak napfogyatkozások idején van esély arra, hogy sajátos alakzatait megfigyelhessük.
• Napszél - A koronában kifelé haladva eljutunk egy olyan tartományig, ahol a részecskék hõmozgásának sebessége felülmúlja a szökési sebességet, ettõl kezdve a korona anyagára egy kifelé áramlás lesz jellemzõ, ezt nevezzük napszélnek. Az áramlás átlagos sebessége nyugodt Nap esetén kb. 400km/sec.

A mellékelt képanyag  a naplégkör különbözõ rétegeit mutatja be.

A Nap felszínéhez a földiéhez hasonló koordinátahálózat rendelhetõ. A felszínt  az egyenlítõtõl a pólusokig +-90 fok szélességi, valamint Kelet-Nyugati irányban 360 fok hosszúsági körökre osztjuk. A 0 szélességi kör értelemszerûen az egyenlítõhöz tartozik, a 0 hosszúsági kör rögzítése azonban egyezményes, hiszen a Nap felszínén nem lehet úgy rögzíteni egy vonalat, mint mondjuk a Földön a greenwich-i szélességet. Azt azonban meg lehet tenni, hogy a napfelszín átlagos szögsebességével forgó koordinátarendszert rendelünk a felszínhez, melyben Carrington nyomán a napkorong centrumán 1854 január 1-én (világidõben) 0 órakor  átmenõ hosszúsági kört tekintjük nulladiknak.
 A helymeghatározáshoz az szükséges, hogy az észlelt napkorongra a lehetõ legpontosabban rá tudjuk illeszteni a Carrington-féle koordinátarendszernek a látóirányra merõleges síkra vett vetületét. Ezt három paraméter figyelembevételével tehetjük meg, melyek minden idõpontra meghatározhatók.

• L: a fent említett egyezményes 0 hosszúsági körnek a centrálmeridiántól való szögtávolsága (a meridiánok azok a gömbi fõkörök, melyek a forgási pólusokon átmennek, a centrálmeridián pedig ezek közül az, melynek síkja a látóirányba esik, a centrálmeridiánt tehát a pólusokon és a napkorong centrumán átmenõ egyenesnek látjuk ). Változásának kb hónapos ritmusa van a Nap rotációja miatt.
• B: a Nap egyenlítõi síkja és a látóirány által bezárt szög, másképpen kifejezve a Nap centrumának látszólagos héliografikus szélessége (vagyis az a szélesség, ahol a centrumot és a megfigyelõt összekötõ szakasz metszi a napfelszínt). Mivel a földpálya 7,25 fokos szöget zár be a Nap egyenlítõjével, ezért a B az év folyamán plusz és mínusz hét fok között változik, ugyanis közel fél évig az egyenlítõi síktól délre, majd közel fél évig attól északra tartózkodunk.
• P: a földi észak-déli irány és a Nap forgástengelyének iránya által bezárt szög. Szintén éves váltakozása van a Föld keringése miatt.

 A fenti L, B és P paraméterek értékei minden nap 0 óra világidõre megtalálhatók évkönyvekben, pl. a magyar Csillagászati Évkönyv köteteiben is.

Az adattáblázatban található rotációs periódus tulajdonképpen átlagolt érték. A napfelszín különbözõ héliografikus szélességû zónáiban illetve különbözõ mélységbeli tartományaiban a rotáció különbözõ szögsebességû, a felszíni egyenlítõ rotációs periódusa 26 nap. Két fogalmat érdemes külön megemlíteni.

• Differenciális rotáció - a legnagyobb szögsebességû zóna az egyenlítõnél található, a pólusok felé haladva a zónák csökkenõ szögsebességgel forognak. A jelenséget, a felszíni szögsebesség szélességfüggését az  W =A+ Bsin²f  formula segítségével szokták leírni, ahol  W a f szélességû övezet szögsebessége, a konstansok legismertebb (Newton és Nunn klasszikus mérésein alapuló) értéke pedig A=14,368 fok/nap illetve B=-2,69 fok/nap. Újabb (globális oszcillációt vizsgáló) technikákkal már a differenciális rotáció mélységbeli változása is vizsgálható.
• Torziós oszcilláció - a differenciális rotáció finomszerkezete. Felfedezését az tette lehetõvé, hogy hosszútávú észlelési programot végeztek a napfelszín mágneses terérõl és e méréssorozat melléktermékeként rendelkezésre álltak a napperem különbözõ pontjainak látóirányú sebességei. E sebességadatok célszerû csoportosításával és átlagolásával kirajzolódott az ábra szerinti mintázat. Az ábrán látható módon mindkét (északi és déli) félgömbön található két olyan ú.n. nyírási szélesség, melytõl pólusirányban nagyobb, egyenlítõirányban pedig kisebb szögsebességû rotációt mutat a napfelszín a simított átlagnál. Ezek a nyírási szélességek a pólus környékétõl indulva kb két napciklus alatt jutnak el az egyenlítõig. E mintázat létét újabban a SOHO/MDI kísérlet is megerõsítette.

Sokan nem értik, mi tanulmányozni való van egy fényes korongon. Süt és kész! Valójában a Nap jelenségeit két csoportba oszthatjuk, a nyugodt és aktív Napéra. A nyugodt Nap jelenségei azzal kapcsolatosak, hogy ha egy ilyen méretû gázgömb kialakul, akkor a belsejében létrejövõ nyomás mindenképpen kikényszeríti azokat az energiatermelõ folyamatokat, melyek révén képes a fenti táblázatban feltüntetett hatalmas energiaprodukcóra. A jelenségkört a fenti "felépítés", "energiatermelés" és "energiatranszport" címû bekezdések ismertetik.

A Napot az teszi rövid idõskálán is változékony égitestté, hogy anyaga plazma, ami azt jelenti, hogy jelentõs részben töltött részecskékbõl áll. E töltött részek mozgásai, áramlásai mágneses tereket keltenek, melyek visszahatnak e mozgásokra. E folyamatok leírására a folyadékok és gázok dinamikájának elmélete nem elegendõ, azokat az elektrodinamika Maxwell-egyenleteivel kiegészítve a magnetohidrodinamika (MHD) tárgyalja. A Napon mûködõ sebesség- és mágneses terek folyamatosan zajló kölcsönhatásának jelenségeit nevezzük összefoglalóan naptevékenységnek. Ennek fontosabb jelenségei a következõk:

Napfoltok

A legrégebben ismert naptevékenységi jelenségek. Nagyobb példányaik szabad szemmel is láthatók (természetesen csak jelentõs fénygyengítés után, akár vastag légrétegen - a horizont környékén - vagy füstfelhõn keresztül is). Igen erõs mágneses terek a fotoszférában, a térerõsség eléri a 3000 Gauss értéket. Egy átlagos napfolt mérete összemérhetõ a Földével. A foltok legtöbbször csoportokban jelennek meg, melyek szabályos esetben két, ránézésre is jól elkülöníthetõ részcsoportra oszthatók. A két részcsoportot összekötõ szakasz közelítõleg a rotáció érintõjének (a kerületi sebesség vektorának) irányába esik, ezért az elöl haladó részt vezetõ-, a másikat követõ résznek nevezzük. A foltcsoportok élettartama az egynapostól a néhány (maximum kb. négy) hónaposig terjedhet. Az ábra egy nagyobb napfoltcsoportot mutat (Gyõri Lajos észlelése, Gyulai Megfigyelõ Állomás).


Napciklusok

Régi felismerés, hogy a napfoltok megjelenésének gyakorisága idõben nem egyenletes, körülbelül 11 évenként maximumot mutat, ilyenkor egyidõben akár húsz kisebb-nagyobb foltcsoport is látható a napkorongon, míg a közbensõ minimum-idõszakban elõfordul akár két hét is egyetlen foltocska nélkül. Az ábra a napfoltok számának évi átlagait (t.i. a havi összegek éves átlagait) mutatja az 1700-1999 közötti idõszakban, a rajz a boulderi NOAA adatai alapján készült. A napfoltok mellett egy sor egyéb napjelenség is (flerek, átlagos napszélsebesség stb.) hasonló változást mutat.


A Hale-szabály
Tulajdonképpen szabálycsoport, a naptevékenység természetére vonatkozó legfontosabb empirikus eredmény, ami azzal kapcsolatos, hogy a foltokat mágneses terük polaritása is jellemzi. A Hale-szabály szerint 1.) a foltcsoportok vezetõ és követõ része ellentétes polaritású foltokat tartalmaz; 2.) egy adott ciklusban az egyik (pl. az északi) félgömbön mindig egy adott polaritás a vezetõ (pl az északi) a másik félgömbön pedig a másik (tehát a déli félgömbön a déli polaritás); 3.) a következõ 11 éves ciklusban pedig az említett polaritásviszonyok megfordulnak. Igy jön létre a Hale-ciklus, vagy 22 éves mágneses ciklus.

A napciklus lefolyásáról a differenciális rotáció és a Hale-szabály ismeretében a következõ - meglehetõsen egyszerûsített - képet alkothatjuk. Kiindulásként képzeljünk el egy olyan globális mágneses teret, melynek két mágneses pólusa van - jó közelítéssel - a forgástengely pólusainál (ez kb a naptevékenységi minimum állapota), ezt nevezzük poloidális állapotnak. A kiinduláskor pólustól pólusig húzódó erõvonalak a differenciális rotáció miatt fokozatosan feltekerednek (ez az elsõ látásra furcsa folyamat a plazmafizika Alfvén-féle befagyási tétele miatt megy végbe, mely nagy vezetõképességû plazmákra igaz, mint amilyen a Napé is). Eredményképpen kialakul két hatalmas mágneses gyûrû, más néven tórusz, ami miatt ezt toroidális állapotnak nevezzük, ez a naptevékenységi maximum idõszakára jellemzõ. Ezután egy (elméletileg egyelõre csak kvalitatív módon leírt) folyamat révén a toroidális térbõl felépül az elõzõvel ellentétes polaritású poloidális tér és a folyamat ellenkezõ elõjellel újraindul.


A Spörer-szabály értelmében az aktív vidékek átlagos szélessége a napciklus során egyre csökken és a ciklus végére az egyenlítõ közelébe ér. Jelenleg nem világos, hogy a jelenségnek milyen kapcsolata van a fentebb említett torziós oszcillációval, ahol szintén egyenlítõ-irányú tendencia zajlik. (Az ábra a boulderi NOAA ábrája alapján készült).


Flerek

A napkitörések angol eredetû neve (eredetileg: flare). Látványos jelenségek, melyek során rövid idõ - maximum egy-másfél óra - alatt igen nagy energia szabadul fel. A jelenség oka egy adott aktív vidék feletti olyan instabil mágneses konfiguráció, mely rövid idõ alatt egy stabilabb formációba megy át, a gyors folyamat során felszabaduló energia pedig az adott térrészben lévõ részecskék mozgási energiájává alakul. Ezek egy része azután lefelé záporozik, felfûti a kromoszférát (ritkábban a fotoszférát, ekkor keletkezik az ú.n. fehér fler), ami látványos felfénylést okoz, más része pedig nagy sebességgel kifelé áramlik.


Fáklyák

Azon mágneses fluxuscsövek, melyek nem alkotnak nagy fluxussûrûségû napfoltokat, a fotoszférikus áramlások hatására laza halmazokba állnak össze az ún.  szupergranulációs cellák határai mentén. Az ilyen fluxuscsõ-együttesek a fotoszférában a napperem környékén látszanak a környezetüknél fényesebbnek (fotoszférikus fáklyák), a fölöttük lévõ kromoszféra pedig a fluxuscsövek által szállított magnetohidrodinamikai hullámok révén kap járulékos fûtést, ezért fényesebb környezeténél (kromoszférikus fáklya).

Protuberanciák

Látványos, hídszerû alakzatok a koronában, csak adott hullámhosszakon figyelhetõk meg, leggyakrabban a hidrogén ú.n. H-alfa vonalában észlelik. A mágneses tér képes lehet arra, hogy a nem túl nagy sebességû plazmát megtartsa, és ez a fénylõ plazma mintegy láthatóvá teszi a mágneses teret. A protuberanciák általában nyugodt alakzatok, akár hetekig is "élhetnek", de ha a  plazma valahogy járulékos fûtést kap, akkor a stacionárius állapot megszakadhat, ilyenkor lép fel a robbanó protuberancia jelensége. A korongon a környezetükhöz képest sötétebbnek látszanak, ez a filament. Legtöbbször két különbözõ mágneses  polaritású terület határán húzódnak (zéró filament).


CME-k

A flerek látványos kísérõjelensége lehet a CME - Coronal Mass Ejection, magyarul korona-anyagkidobódás, régebbi nevén koronatranziens. A flerek folyamán végbement erõvonal-átrendezõdésnek olyan következménye is lehet, hogy az aktív vidék fölötti mágneses fluxuskötegek elszakadnak a felszínhez közeli részeiktõl és szabaddá válva óriásira (a napátmérõ sokszorosára) fúvódnak fel majd nagy sebességgel eltávoznak a Naptól. A CME-k a naprendszer legnagyobb összefüggõ alakzatainak tekinthetõk. A felfúvódásnak az az oka, hogy az elszakadás után a fluxuskötegben uralkodó mágneses nyomással és az erõvonalak görbültsége miatti feszültséggel immár semmi nem tart egyensúlyt. Az alakzat egy olyan gigantikus buborékként képzelhetõ el, melynek összetartó ereje nem a felületi feszültség, hanem a mágneses tér. Egy átlagos CME-vel kidobott anyag tömege kb. egymilliárd tonna lehet (a fenti táblázat alapján a nyugodt Nap ennyit kb. negyedóra alatt bocsát ki a napszél révén), sebessége 20 km s^-1  tõl 1200 km s^-1  -ig terjedhet. A "flerek" címszó alatti flerek és CME-k képanyagában az 1999 június 27-i és július 19-i flerekkel kapcsolatos CME-k filmjei is megtalálhatók.

A fenti jelenségek többségének van közvetlen vagy közvetett hatása a földi környezetre. A szoláris energiaáramnak van egy stacionárius (a nyugodt Napból is érkezõ) és egy naptevékenységtõl függõ összetevõje. A részecskesugárzás stacionárius összetevõjét a napszél jelenti, a táblázatban említett sugárzási teljesítmény pedig a nyugodt nap elektromágneses sugárzását jellemzi. Emellett mindkét energiaáramhoz hozzáadódnak a naptevékenységi jelenségek különbözõ járulékai. A terület fontosabb témakörei a következõk:

Ûridõjárás - Viszonylag új fogalomkör, de jelenségei várhatóan hamarosan általánosan ismertek lehetnek, akár a földi idõjáráséi. Ide tartoznak a fent említett napjelenségek közül mindazok, amelyek hatása elérheti a Föld környezetét, illetve az alább felsorolandó jelenségek, tehát a stacionárius elektromágneses és részecskesugárzás mellett a napkitörések, CME, napszélstruktúrák, kozmikus sugárzás, szoláris irradianciaváltozások, kölcsönhatások a földi magnetoszférával és ionoszférával, geomágneses aktivitás, sarkifény. A Föld kozmikus környezetében zajló folyamatok átfogó neve.

Napállandó - A közepes Nap-Föld távolságban a radiális irányra merõleges sík egy négyzetméterén másodpercenként átáramló energia mennyisége, értéke 1366 watt/m² . Nevét akkor kapta, amikor még a mérési eljárás pontossága nem volt elegendõ ahhoz, hogy változásait meghatározzák. Csak az ûreszközökkel végzett mérésekkel derült ki, hogy értéke néhány ezrelékkel megváltozhat. A változások oka a naptevékenység során fellépõ felszíni mágneses alakzatok intenzitásnövelõ, illetve -csökkentõ hatása.

Napszél szerkezete - A korona külsõ tartományaiból kiinduló részecskeáram nem homogén, különbözõ struktúrákat mutat. A legfontosabb az a struktúra, amit a magával szállított mágneses tér alakít ki. Az északi és déli félgömb ellentétes polaritású mágneses erõvonalait a kiáramló napszél kihúzza a végtelenbe. A két ellenkezõ polaritású térfelet az egyenlítõi síkban elhelyezkedõ ú.n. neutrális réteg, más néven áramréteg választja el egymástól. A Nap rotációja miatt a napszél-beli mágneses tér csavarvonal-alakot vesz fel, másrészt a neutrális réteg nem sík geometriájú, hanem a Nap eltérõ irányú forgási- és mágneses tengelye, valamint  felszínének nagyléptékû alakzatai miatt hullámos, úgy is mondhatnánk, hogy fodros, ezért formáját a szakirodalom szemléletesen "balerinaszoknya" -alakzatnak nevezi. További szerkezeti sajátság, hogy a korona nyílt (vagyis nem a napfelületen záródó) mágneses terû tartományai - a koronalyukak - a többiénél nagyobb sebességû napszél forrásai. Ezek a struktúrák a Nap rotációja miatt periodikusan lépnek kölcsönhatásba a Föld környezetével és 27 napos visszatérõ - rekurrens - zavarokat okoznak.

Magnetoszféra - a Föld mágneses környezete. A Föld saját mágneses tere a Nap részecskesugárzása nélkül forgásszimmetrikus lenne, azonban a Napból jövõ plazmaáram jellegzetes alakúra deformálja, ez a magnetoszféra. A Nap felõli oldalon alakja összenyomott, az éjszakai oldalon viszont messzire nyúló, az üstökösökére emlékeztetõ farokrésze van. A napszél által szállított bolygóközi mágneses tér, illetve a földi mágneses tér közötti felület a magnetopoauza.

Geomágneses aktivitás - a naptevékenység által elõidézett, a földfelszínen mérhetõ mágneses változások gyûjtõneve. Mérésére többfajta paraméter használatos, a legismertebb az ú.n. K_p index, amely 0-tól 9-ig terjedõ skálán jellemzi a geomágneses zavar mértékét. A geomágneses aktivitást elõidézõ tényezõk a  következõk  lehetnek: a szoláris plazma kölcsönhatásba lépve a magnetoszférával, annak nappali oldalát a földfelszínhez közelebb nyomja;  a szoláris plazma által szállított mágneses tér megfelelõ polaritásviszonyok esetén össze tud kapcsolódni a földi mágneses térrel; nagy sebességû áramok viszkózus kölcsönhatás, illetve instabilitások révén is kölcsönhatásba léphetnek a magnetoszférával.

Ionoszféra - a felsõ légkörnek azon rétegei, melyekben a szoláris energia ionizáló hatására tartósan jelen van bizonyos számú pozitív és negatív komponens. Természetszerûleg a nyugodt Nap is létrehozza, éjszaka pedig - elsõsorban alsóbb rétegei - rekombináció révén meggyengülnek, vagy eltûnnek. A naptevékenység hatása itt elsõsorban a napkitörések alkalmával jelentõsen intenzívebbé váló nagyenergiájú (rövid hullámhosszú) sugárzások révén érvényesül. Ilyenkor az ionizáció mértéke megnõ, az alsóbb ionoszféra-rétegek is megerõsödnek, amint azt a rövidhullámú rádióamatõrök is tapasztalják. Az ionoszféra létének (a nagyenergiájú sugárzások ionizáció révén való elnyelésének) hatalmas jelentõsége van a földi életlehetõségek szempontjából.

Sarkifény - a naptevékenység legrégebben ismert földi hatása, az északi népek számára megszokott éjszakai égi látvány. A szoláris plazmaáram részecskéi a mágneses pólusok gyûrûalakú környezetében juthatnak le olyan alacsony légrétegekig, ahol ütközések révén a földfelszínrõl is látható fényjelenséget idézhetnek elõ. E jelenség alakja nemritkán jellegzetes függönyszerû formáció, mely a mágneses tér struktúráját tükrözi. Ha a beérkezõ CME energiája elég nagy, sebessége legalább 1000 km/sec, akkor a látvány alacsonyabb szélességeken - akár Magyarországon - is megfigyelhetõ.

Vissza a Napfizikai Obszervatórium honlapjára