Budapest, 2001. január 12.
 
 
 

A napállandó műholdas észlelése 1978 végén kezdődött, és az elmúlt 22 év alatt nyilvánvalóvá vált, hogy a mért érték változik. Ennek ismeretében a "teljes szoláris besugárzás" (Total Solar Irradiance - TSI) elnevezés helyesebb. A változásokért főként a mágneses alakzatok felelősek, ezért a TSI modellezéséhez figyelembe kell venni ezek hatásait. A TSI modellek a fotometrikus napfolt indexet (Photospheric Sunspot Index - PSI) használják a napfoltok hatásának jellemzésére. A PSI mind explicit, mind implicit módon tartalmazza a napfoltterület-adatokat, ezért igen fontos, hogy kiválasszuk a legpontosabb adatsort. Ha a világ különböző obszervatóriumainak napfoltterület-méréseit összevetjük, megkapjuk a köztük lévő szisztematikus különbségeket, valamint a random hibákat. A dolgozatban a San Fernando Obszervatórium (SFO) és a debreceni Napfizikai Obszervatórium adatait vizsgálom. Eszerint az SFO mintegy 30%-kal alulméri a napfoltterületeket, mégis a PSI-re csak 20%-kal kap alacsonyabb értéket. Az index a látszó területet tartalmazza, így a napkorong szélén lévő foltok területmérésének hibája kevésbé befolyásolja a pontosságot. Ezek alapján valószínűsíthető, hogy a korong közepén pontosabban mérnek. A fáklyák és kisebb fluxuscsövek hatásának modellezésére a napfoltmentes napokat vizsgáltam, hiszen ilyenkor a napfoltok nem befolyásolják az irradiancia alakulását, csak a nem napfolt jellegű alakzatok hatásai dominálnak. A fotometrikus fáklya indexet (Photometric Facular Index - PFI) nehéz pontosan megadni, ezért közelítő indexekkel helyettesíthető. Ezek közül a legmegfelelőbb kiválasztása, vagy a legkisebb szórást mutató kombinációjuk megadása hasznos lehet a további munkához.

A napállandó a légkör felső határának a sugárzás haladási irányára merőleges egységnyi felületén időegység alatt áthaladó napsugárzásnak a teljes hullámhossztartományra integrált energiáját adja meg közepes Nap-Föld távolságra. Nevét még akkor kapta, amikor csak földfelszíni mérések álltak rendelkezésre, melyek pontossága a légkör zavaró hatása miatt nem volt elegendő ahhoz, hogy a változásait észleljék. Az 1978 óta végzett műholdas mérések egyértelműen bizonyították, hogy a napállandó változik. A paradoxon feloldására inkább használjuk a "teljes szoláris besugárzás" (Total Solar Irradiance - TSI) elnevezést.

Az elmúlt 22 év alatt a szoláris besugárzás (irradiancia) a kutatások középpontjába került, mivel kicsi, de folyamatos változása a klímamodellek szerint befolyásolhatja a földi légkör globális hőháztartását, és klímamódosító hatásokat válthat ki. A TSI éghajlattal való kapcsolatának tanulmányozására nem elegendő a rendelkezésre álló csupán két évtizedes adatsor. Kibővítéséhez megpróbáljuk modellezni, azaz a különböző becslések kombinációjával szimulálni a mért irradianciát. Így talán sikerül extrapolálnunk a TSI változásokat azon múltbeli időszakra, mikor a műholdas megfigyelések még nem álltak rendelkezésünkre. A múltban való vizsgálódásainkból leszűrt tapasztalatok pedig elősegíthetik az irradiancia alakulásának előrejelzését is.

Jelen dolgozat ennek első lépéseként az eddigi műholdas észlelések alapján összeállított adatsornak, valamint a modellezéséhez szükséges adatoknak a vizsgálatával és pontosításával foglalkozik.

A gyakorlatban a TSI mérése nem terjed ki a teljes hullámhossztartományra, csak az energetikailag lényeges, az extrém ultraibolyától a távoli infravörösig tartó sávra. Ez nem jelent nagy eltérést a definícióhoz képest, mivel a mért 200 nm és 5 ?m közötti tartományba esik a Nap teljes sugárzásának 99,9%-a (Fröhlich, 1994).

A sugárzás mérésére egy radiométernek nevezett berendezés szolgál, amelynek fő alkotóeleme egy üreg. Ennek bevonata és alakja olyan, hogy a ráeső sugárzást a 100%-ot 5 tizedesjegyig megközelítő mértékben elnyeli (aktív üregradiométer). Az elnyelt sugárzás hőmérsékletemelkedést okoz az üregben, amelynek mértéke arányos a besugárzással. Ez a mérési elv közös az eddig használt berendezéseknél, de a konkrét műszaki megoldásokban jelentős különbségek találhatók (Fröhlich et al., 1992). Az egyes mérőeszközöket kb. ±0,2% pontossággal lehet bekalibrálni, ami azt jelenti, hogy ugyanakkora sugárzást engedve rájuk a különböző eszközökkel mért értékek ilyen szórást mutatnak. Egy adott berendezés esetén azonban a mérést újra és újra megismételve egy-két nagyságrenddel nagyobb relatív pontossággal ugyanazt az értéket kapjuk.

A TSI-t 1978 óta hat különböző műholdon elhelyezett berendezéssel mérték, ezek közül három most is működik:

1. HF (Hickey-Frieden) radiométer a NIMBUS-7 fedélzetén: 1978.11.16. - 1993.01.24. A becsült zajszint kb. ± 0,03% (Hoyt et al. 1992).
2. ACRIM I az SMM (Solar Maximum Mission) fedélzetén: 1980.02.14. - 1989.06.01. A becsült pontosság kb. ± 0,002%, bár 1980. december és 1984. május között csupán ± 0,01% volt (Willson és Hudson 1991).
3. Abszolút radiométer az ERBS (Earth Radiation Budget Satellite) fedélzetén: 1984.október 25-e óta. A becsült zajszint kb. ± 0,01% (Lee et al. 1987).
4. ACRIM II az UARS (Upper Atmosphere Research Satellite) fedélzetén: 1991.10. óta.
5. SOVA2 az EURECA műholdon: 1992.08.11. – 1993.05.14.
6. DIARAD és PMO6-V a VIRGO (Variability of Irradiance and Gravity Oscillation) abszolút radiométerei a SOHO fedélzetén: 1996. január 18-a óta.

1. ábra: A TSI W/m²-ben megadott napi adatai, ahogyan a különböző műszerek észlelték. A rakétás és ballonos mérések eredményei is fel vannak tüntetve összehasonlítás céljából.

Az 1. ábrán láthatók az eddig gyűjtött mérési adatok (Fröhlich és Lean, 1998a). Ha figyelmen kívül hagyjuk, hogy a beállítási nehézségek miatt a nyugalminak tekinthető szint az egyes berendezéseknél máshová esik, a relatív változások igen nagy hasonlóságot mutatnak. A kismértékű eltéréseknek két fő oka van. Az egyik, hogy az üreg bevonata ki van téve a nagyenergiájú sugárzás és a mikrometeoritok rongáló hatásának, és emiatt idővel romlik a műszer érzékenysége (degradáció). Ebből a szempontból fontosak a rövidebb ideig tartó kísérletek, mint a SOVA és a rakétás mérések, valamint az ERBS holdon nyert adatok. Ez utóbbi csak kéthetente végez egy mérést, így nem olyan jó az időbeli felbontása, de a ritkább mérés miatt kisebb a degradációja. A legjobb több mérőeszközt elhelyezni egy műholdon, amelyek eltérő gyakorisággal nyitnak ki, így módot adnak a legnagyobb időfelbontással dolgozó műszer változó érzékenységének meghatározására. A másik oka az eltéréseknek, hogy a mért értékeket a mintavétel módja is befolyásolja. Az ACRIM és SOVA berendezéseknél a műszer állandóan a Nap felé van irányítva, és a mérés megkezdésekor a védőlemezeket kinyitják. A Nimbus-7 és az ERBS esetén a műszer csak akkor mér, ha a műhold forgása miatt a Nap a látómezejébe kerül. Az UARS-nál egy köztes üzemmódot valósítottak meg, amely egy Napra irányító mechanizmus révén lehetővé teszi a hosszú méréseket, de nem a pálya teljes napsütötte szakaszán. Ezek a üzemelési különbségek azt okozzák, hogy a rövid és közepes időskálájú változásokat a műszerek nem azonos mértékűnek érzik.

Ezeket figyelembe véve létre lehet hozni egy olyan adatsort, amely már hosszútávon is lehetővé teszi a napállandó tanulmányozását (Pap és Fröhlich, 1999; Fröhlich és Lean 1998b). Fröhlich és Lean (1998a) minden egyes adatsort korrigált degradáció függvényében, majd az adatok azonos skálára hozása után a műszerhibákat is figyelembe véve létrehozta a TSI egységesített adatsorát (2. ábra). Az ábrát elemezve látható, hogy a mért irradiancia-értékek között a maximális különbség kb. 4 ezreléknyi. Egy napfoltciklus során a változás kb. 1, míg napos-hetes időskálán kb. 2-4 ezreléknyi ingadozás mérhető.

2. ábra: Az 1978 és 1998 között mért TSI egységesített adatsora és a futóátlaggal kapott simított görbéje.
 

A napállandó változásának okai

A változások okai két csoportba sorolhatók. Az egyik csoportot alkotják mindazok a tényezők, melyek a naptevékenységgel nincsenek közvetlen kapcsolatban. Ilyenek például az oszcillációk, melyek parányi hatása elsősorban az öt perces időskálán mutatható ki, továbbá a konvektív mozgásokkal kapcsolatos változások, a különböző léptékű granulációs mintázatok, valamint az óriás konvektív cellák is befolyásolhatják a napállandó értékét. A leghosszabb időskálájú változások közé a Nap sugarának esetleges változásával kapcsolatos fejlemények sorolhatók.

A jelen dolgozat tárgya a másik csoport, a naptevékenységgel kapcsolatos változékonyság, melynek időskálája a néhány napostól az évtizedesig terjed. Itt az irradianciaváltozást a különböző mágneses alakzatok idézik elő. E csoport legkézenfekvőbb tagjai a napfoltok. Egy átlagos méretű napfolt hőmérséklete a környező nyugodt fotoszféra 6000° C-os értékénél kb. 1500° C-kal alacsonyabb, ami az  Stefan-Boltzmann törvény értelmében azt jelenti, hogy az általa kibocsátott F elektromágneses fluxus jelentősen lecsökken a foltnélküli állapothoz képest. Az irradiancia-változások leírásánál ezért sokáig kézenfekvő elképzelés volt, hogy a napkorongon megjelenő napfoltok csökkentik a kisugárzás mértékét, és a jelenség modellezésének pontossága elsősorban a foltterület- és foltkontraszt-adatok pontosságán múlik.

Egy idő után kiderült azonban, hogy a napfoltok egyedül nem adhatnak számot az irradiancia-változásokról. Ez leginkább abból volt nyilvánvaló, hogy naptevékenységi maximum idején az irradiancia nem minimumot mutat (mint a fentiek alapján várnánk), hanem maximumot. Ez azt jelenti, hogy a napfoltok által okozott fluxushiányt valamilyen tényező fluxustöbblete (hosszú távon legalábbis) túlkompenzálja. Ez a tényező a kromoszférikus fáklyák jelensége, mely szintén az aktivitás változó mágneses tereihez kapcsolódik.

A foltokban lévő fluxuskötegek sűrűsége elég nagy ahhoz, hogy a konvektív mozgásteret lokálisan lebénítsa, ez vezet a hőmérséklet jelentős csökkenéséhez. A fáklyákat előidéző mágneses terek struktúrája egészen más. Itt olyan vékony fluxuscsövek térbelileg felbontatlan laza halmazáról van szó, mely a konvektív mozgásokat nem képes lefékezni, sőt - felbomlóban lévő aktív vidékekben, vagy azokon kívül - maga is alá van vetve a szupergranulációs mozgástér rendező hatásának. Ezek a vertikális helyzetű vékony fluxuscsövek képesek a konvektív mozgások által előidézett torzulásokat Alfvén-hullámok formájában kifelé szállítani, melyek azután a kromoszférában disszipálódnak, helyi fűtést és kifényesedést idéznek elő, melynek struktúrája kirajzolja az említett laza fluxuscső-halmazokat. E halmazok egy része aktív vidékekben található. Az aktív vidékeken kívüli fluxuscső-halmazok gyűlnek össze a szupergranulációs cellák határainál, és magnetogramokon, valamint pl. az ionizált kalcium K-vonalában készített kromoszféra-felvételeken jól kirajzolják e cellák méhsejtszerű struktúráját. Ezt a fáklyastruktúrát nevezik network-fáklyáknak (későbbiekben kisebb fluxuscsövek) megkülönböztetendő az aktív vidékek fáklyáitól, melyeknél általában kevésbé intenzívek (nem is látszanak minden kromoszférikusan aktív vonalban, pl. H-alfában sem), de a pontos modellezésnél hozzájárulásuk nem hanyagolható el.

Az aktivitással kapcsolatos irradiancia-változások okai közé tartozik az is, hogy a nyugodt fotoszféra hőmérséklete is mutat ciklusfüggést, azonban ezt a jelenlegi modellek nem különítik el a fáklyák hosszútávú hatásától. Az irradiancia-változást okozó jelenségek listája és az ezekre vonatkozó irodalomjegyzék megtalálható Pap és Fröhlich (1999) cikkében.

Megjegyzendő, hogy a Nap aktivitása nem egységesen befolyásolja a spektrumot. A sötét napfoltok és világos fáklyák ellentétes hatást gyakorolnak a TSI-re, valamint a közeli UV, látható és IR spektrumtartományban. A hullámhossz növelésével a napfolt hatása növekszik a fáklyákéhoz képest (Lean 1997). Ugyanakkor kizárólag a fáklyák emissziója határozza meg a 300 nm-nél kisebb hullámhosszúságú UV és EUV tartományban a sugárzás változását. Például 1992. január 16. és 31. között 0,09%-kal csökkent a TSI, mivel a napfoltok TSI-t csökkentő hatása nagyobb volt a fáklyák növelő hatásánál. Ezzel egyidőben azonban a sugárzás nőtt 5,5%-kal a 200 nm-es hullámhosszon a fáklyák UV emissziója miatt.
 
 

A nyugodt fotoszféra által kibocsátott irradianciára szuperponálódik a napfoltok, fáklyák és kisebb fluxuscsövek sugárzási járuléka. Ezért a TSI becsült értékét úgy kapjuk, hogy a nyugodt fotoszféra sugárzásához hozzáadjuk a mágneses alakzatok hatására létrejövő sugárzási deficitet ill. többletet. Így a TSI változásának modellezése két fő részből áll: a foltok negatív, illetve a fáklyák pozitív járulékának figyelembevételéből. A jelen dolgozat mindkettő pontosításának problematikáját érinti.

A TSI modellek a fotometrikus napfolt indexet (Photospheric Sunspot Index - PSI) használják a napfoltok hatásának jellemzésére. A PSI a következő definícióval adható meg (Willson et al.1981):

A m_i = cos q_i, ahol q_i a látóirány és az i-edik napfolt helyén a felszín normálisa által bezárt szög. A napfoltkatalógusokban meg szokták adni a foltcsoport valódi területét a Nap látszó felszínének milliomod részében, valamint a foltcsoport pozícióját, amely rendszerint a heliografikus szélesség (B) és a centrálmeridiántól mért heliografikus hosszúság (L_CM). Ezekből a pozícióadatokból a m a következő gömbháromszögtani összefüggéssel vezethető le (részletesebben lásd Dezső et al. 1977-es munkájában):

ahol B₀: napkorong középpontjának a heliografikus szélessége.

Az a a napfolt kontrasztját jelöli, mely a következő módon számítható ki (Beck és Chapman, 1993). Tekintsünk egy folt A_s területével azonos területű, T₀ hőmérsékletű nyugodt napfelszínt. Ennek luminozitása az említett Stefan-Boltzmann törvény értelmében: . Ha ugyanott egy folt található, melynek umbrája és penumbrája T_u és T_p hőmérsékletű, illetve A_u és A_p területű (A_s=A_u+A_p), akkor az adott terület luminozitása így alakul:

A fentiekből látható, hogy a PSI mind explicit, mind (az a -n keresztül) implicit módon függ a napfoltterületektől, ezért ezek pontos értéke döntő fontosságú. A kontraszt pontos meghatározásához pedig mérni kellene az umbra és a penumbra pontos hőmérsékletét (intenzitását) is. Az eddigi fotometriai észlelések alapján sikerült kimutatni, hogy a kontraszt függ a folt méretétől (Steinegger et al., 1990), az umbra-penumbra aránytól (Chapman et al., 1994) és a napfoltciklus fázisától (Maltby et al., 1986).

A TSI változásait szintén befolyásoló tényezőt a fáklyák és kisebb fluxuscsövek jelentik. A PSI analógiájára a fotometrikus fáklya indexet (Photometric Facular Index - PFI) kellene megadni a fáklyák jellemzésére (Chapman, 1994), és hasonló módon a kisebb fluxuscsövek hatását is figyelembe kellene venni. Ez megfelelő pontossággal nem lehetséges, mert a bolometrikus kontraszt a fluxuscsövek esetén nem ismert, valamint a terület sem mérhető pontosan, továbbá a peremsötétedésre sincs elfogadott modell. Ezért általában a PFI helyett közelítő indexeket alkalmaznak a modellezéshez, melyek tartalmazzák a kisebb fluxuscsövek hatásait is. Ezek közül a legfontosabbak:

Mg II mag-szárny (core-to-wing) index. Ez az index a Mg II l 280 nm vonal kromoszférikus emissziójának mértékét adja meg (Viereck és Puga, 1999). A Mg II-ionok dupla emissziós csúcsot formálnak a széles elnyelési sáv magjában, és ezek az emissziós vonalak a kromoszférikus aktivitás függvényében változnak. Az indexet úgy kapjuk, hogy képezzük az emissziós vonalpár intenzitásának és a vonalszárny intenzitásának arányát. Előnye, hogy viszonylag kevéssé érzékeny a műszerhibára, mivel relatív mérésről van szó. Az index mérése 1978 novemberében kezdődött a Nimbus 7-en elhelyezett SBUV (Solar Backscattered Ultraviolet spectrograph) nevű műszerrel. Az index erős korrelációt mutat az UV (150-400 nm) sugárzás intenzitásával (Heath és Schlesinger, 1986; DeLand és Cebula, 1998), és a napaktivitás más mérőszámaival. Lean et al. (1997) egy olyan modelljében, melyben mind a napfolt sötétítő, mind a fáklyák világosító hatását figyelembe veszik, a fáklyákra az egyik legjobb becslést a Mg II mag-szárny index adja.

Lyman alfa fluxus. A hidrogén legerősebb vonalának, az 1215 Angström hullámhosszú Lyman alfa vonalnak az intenzitását is űreszköz mérte rutinszerűen, a Colorado Egyetem Solar Mesosphere Explorer Satellite nevű műholdján 1982. január 1. és 1989. március 31 között 1 nm-es spektrális felbontással. Ez is integrált mérés, az egész napkorongon összegzi a vonal intenzitásváltozásait.

He I index. Az 1083 nm-es héliumvonal ekvivalens szélességének a napkorongra átlagolt értékét jelenti, melyet a Kitt Peak-i obszervatóriumban regisztrálnak. Csak két tizedesig mérik, így elég durva lesz a felbontása. Ahhoz, hogy finomabb struktúrát adjon, három tizedesjegyig kéne mérni. Másik probléma ezzel az index-szel, hogy alakulását a filamentek is befolyásolják, melyek azonban nem járulnak hozzá a TSI-hez (Harvey és Livingston1994) .

Ca II K-vonal emissziós index. Ezt a paramétert földfelszíni műszerrel, a Sacramento Peak-i Evans Coronal Facility spektrográfjával regisztrálják 1976 óta (Keil et al. 1998). A Ca II 3933 Angström hullámhosszú K-vonala a legérzékenyebb kromoszférikus indikátora a laza fluxuscső-halmazoknak, ezért ezen a hullámhosszon folyamatosan észlelik a napkorongot. A vonal fényességeloszlásának az egész korongon való pontos mérése azonban a gyakorlatban nagy nehézségeket támasztana, ezért célszerű a teljes napkorongot integráltan is észlelni. A napkorong képét egy hengeres lencse egy keskeny sávra képezi le, mely teljes terjedelmében átmegy a spektrográf résén. Egy alkalommal 50-150 regisztrátumot készítenek, és ezeket átlagolják. Ez is relatív mérés, mivel a vonal centruma körüli értékeket egy közeli kontinuum-értékre vonatkoztatják. Több információt is rögzítenek, melyek közül számunkra a centrum körüli 1 Angström-ös sáv ekvivalens szélessége a fontos (ezt nevezik Ca II K emissziós indexnek). Megjegyzendő, hogy ezen adatok csak korlátozott számban állnak rendelkezésre, mivel a földfelszíni mérések nem mindig végezhetőek el a kedvezőtlen időjárás miatt.

Ca II K fáklyaterület-index. A Big Bear Obszervatóriumban a C II K vonalában készített napkorong-felvételeken a fáklyák területe és intenzitása is megmérhető. A fáklyaterület-indexet Wesley R. Swartz (1971) definiálta a következő módon:

I_i = az i-edik fáklya intenzitása
A_i = az i-edik fáklya korrigált területe a Nap látszó félgömbje területének milliomod részében kifejezve
= az i-edik fáklya centrál meridiántól mért távolsága fokokban
= az i-edik fáklya heliografikus szélessége

A fenti indexekből készül a TSI modellje. Az űreszközök irradiancia észleléseit összevethetjük a földfelszíni napfoltterület-mérésekből készített modell eredményeivel, ha a következő lineáris regresszió analízist végezzük el (Chapman et al. 1992):

ahol S: az irradiancia mért értéke, S₀: nem mágneses eredetű szoláris besugárzást megadó konstans, A: regressziós együttható a napfoltok hatására létrejövő sugárzási deficitre, B: koefficiens a fáklyák hatására létrejövő sugárzási többletre, és C: ugyanez a kisebb fluxus csövek hatásának jellemzésére. A PSI-t és a PFI-t 1367 W/m²-rel, azaz S₀-lal szorozzuk, hogy watt per négyzetméter dimenziójú legyen.
 
 

Az eddigi modellek és a mérési adatok között jelentős eltérések tapasztalhatók. Az egyik legújabb modellt Fröhlich és Lean (1998a) alkototta meg, amelyben a Mg II-index segítségével különválasztották a fáklyák napos és évtizedes időskálán mutatkozó hatását (4. ábra). Összevetve a TSI adatsorát a napfoltok, fáklyák és kisebb fluxus csövek hatásait figyelembevevő modell eredményeivel, 1,5 ezreléknyi eltérést kapunk. Ennek több oka lehet: vagy az indexek mérése pontatlan, vagy a műszerhibákból ered a különbség, esetleg a modellünk nem vett minden tényezőt figyelembe. A legvalószínűbb az első, miszerint a PSI és PFI pontosításra szorulnak (Fröhlich et al. 1994; Pap et al. 1994). Ezért választottuk munkánk céljául ezen paraméterek vizsgálatát és pontosítását.