A dolgozatban 1986-87-es napi átlag- vagy összeg-adatok kerültek feldolgozásra.
A San Fernando Obszervatórium adatai az SFO anonymous ftp területről tölthetőek le. Ez az adatsor tartalmazza az észlelési napokra a korongon látható foltcsoportok, és azok umbrái területének összegét, valamint a PSI kiszámított értékét.

Az összehasonlításra az MTA CsKI Napfizikai Obszervatóriumban mért napi összeg foltterületeket használtuk, melyek adatsora a DPD anonymous ftp területen találhatók.

A napi átlagos irradiancia jellemzésére a Fröhlich és Lean (1998a) által korrigált és egységesített mérési adatsort használtuk, amely a vizsgált időszakban az ACRIM I mérésein alapul, letölthető innen .

Az ACRIM I mérései alapján az irradiancia napi középértékének standard hibáját a NOAA irradiancia adatbázisában  találtam meg.

A Lyman alfa index az SME könyvtárban található, és a Solar Mesosphere Explorer Satellite méréseit tartalmazza.

A Big Bear Obszervatóriumban meghatározott Ca II K fáklyaterület-index a   fáklyaterület  könyvtárban van, míg a Ca II K emissziós index a  fáklyaemisszió könyvtárban.

A Mg II mag-szárny index a MgII   (Indices - Mg II core-to-wing, 1978 – 1998) weboldalról tölthető le.

A Kitt Peak-i He I index pedig a HeI   (He I 1083 equivalent width) címen található.
 
 

Mivel a PSI jelentősen függ a napfoltterületektől, fontos feladat a meglévő napfolt-adatsorok közül a legpontosabb kiválasztása. Ha a világ különböző obszervatóriumainak napfoltterület méréseit összevetjük, megkapjuk a köztük lévő szisztematikus különbségeket, valamint a random hibákat (Baranyi et al. 1999, 2001).

Én a San Fernando Obszervatórium területadatait vetettem össze a debreceni Napfizikai Obszervatórium napfolt méréseivel (5. és 6. ábra). A debreceni adatok jól illeszkednek a Greenwich-iekhez, amelyek a viszonyítási alapot jelentették mindaddig, míg az ott végzett észlelések véget nem értek. A statisztikai számításokat és a görbe- illesztéseket az SPSS nevű számítógépes program segítségével végeztem:

Baranyi et al. (2001) megjelenés alatt levő cikkéből vett táblázathoz hozzáillesztettem a saját eredményeimet (1. táblázat). Az a és b oszlopok az y=a+bx illesztett egyenes együtthatói. Az SF_carea a korrigált területet jelöli a San Fernando Obszervatóriumban, míg az SF_u az umbraterületet ugyanitt.

Az ábrák és a táblázát alapján látható, hogy a San Fernando-iak a korrigált területet mintegy 33%-kal kisebbnek mérik, mint a debreceniek. Az umbrák esetében viszont több mint 60%-kal mérnek alul San Fernando-ban. Ez igen jelentős eltérés, és a szórás is elég nagy. Az obszervatóriumok többsége ennél lényegesen pontosabban mér területet, ezért az a következtetés vonható le, hogy a San Fernando-i területek használata a PSI számolásakor nagy hibát jelent. A hiba mértéke jobban is megbecsülhető, mivel az így számolt PSI-t is tartalmazza az adatbázis, és ez összevethető a debreceni területekkel kapott PSI-vel (7. ábra). Az illesztés eredményeként azt kaptuk, hogy a debreceni PSI-t 0.794-del kell megszorozni ahhoz, hogy megkapjuk a San Fernando-i PSI értékeket. Tehát a két PSI között csak kb. 20% különbség van a napi területek közötti 33%-os eltérés ellenére. Ez úgy magyarázható meg, ha feltesszük, hogy San Fernando-ban a területmérés pontossága a foltcsoport pozíciójától függ. A PSI a látszó területet tartalmazza, így a napkorong szélén lévő foltok területmérésének hibája kevésbé befolyásolja a pontosságot, hiszen ott a m kisebb értéket vesz fel. Ezek alapján valószínűsíthető, hogy a korong közepén valamivel pontosabban mérnek, mint a szélein, de még így is ajánlatosabb a debreceni területméréseket használni a PSI kiszámolásához.

Mivel a folt teljes területe és az umbraterület a kontrasztot is befolyásolja, érdemes ebben az értelemben is összehasonlítani az adatokat. Chapman et al. (1994) azt találták a San Fernando-i mérések alapján, hogy a kontraszt értéke szoros kapcsolatot mutat az umbra és az egész folt területének arányával: a = 0,219 + 0,643 * A_u / A_{s .}

A két obszervatórium területadatainak eltérése miatt feltételezhető, hogy ez az összefüggés is más számokat tartalmazna, ha a standardnak tekinthető területekkel határozták volna meg. A rendelkezésre álló adatok alapján pontos kifejezést nem lehet adni, de egy becslést tehetünk az összehasonlítás eredményeit felhasználva:

Tehát a debreceni területadatokat behelyettesítve valószínűleg reálisabb összfüggést kapunk: a=0,219+0,379*A_u/A_s.Viszont feltételezhető, hogy a San Fernando-i területek pontossága pozíciófüggő, ezért az összefüggést tovább kell vizsgálni egy alkalmasabb adatsoron. Erre az ad módot, hogy a SFO publikálta néhány 1988-as foltcsoportra vonatkozó kontraszt- és területmérését (Beck és Chapman, 1993), és ezeket majd össze lehet hasonlítani a hamarosan elkészülő 1988-as debreceni katalógus adataival.
 
 

Korábban több vizsgálat is történt arra nézve, hogy a fáklyaaktivitást jellemző különböző közelítő indexek és a teljes irradiancia között milyen összefüggések mutathatók ki. Pap et al. (1991) a TSI és a Lyman alfa ciklusfüggését vizsgálták és azt találták, hogy az UV cikluslefutása fáziskésésben van a TSI-éhez képest, a jelenség magyarázata egyelőre nem ismeretes. Pap (1992) a Lyman alfa és más paraméterek rövidtávú (napos-hónapos) viselkedését hasonlította össze és a legjobb egyezést a He I viselkedésével találta. Johannesson et al. (1995) a Lyman alfa irradiancia-változékonyságát a Ca II K-vonalban készített teljes napkorong-képekével hasonlították össze és a naprotáció, illetve a ciklus időskáláján jó egyezéseket találtak, különösen akkor, ha a fáklyák mellett a kisebb fluxuscsövek alkotta mintázatot is figyelembe vették a CaII K képeken. Pap et al. (1996) újfajta megközelítésben az adatok szórásának instrumentális, illetve „intrinsic” szoláris forrásait vizsgálták. A vizsgálatok elsősorban a hónapos (rotáció) és évtizedes (ciklus) időskálán történtek. Legjobb tudomásom szerint az én megközelítésemnek - a foltnélküli napok fáklyamodellezésének - nincs irodalmi előzménye.

A napfoltminimumkor mért 1986-87-es adatokból kiválogattam a foltmentes napokat, így a fáklyák és kisebb fluxuscsövek hatása szeparálható. Az intervallumot arra az időszakra korlátoztam, amíg a TSI szintje nem kezd el emelkedni a ciklussal párhuzamosan. Így a vizsgált időszak 1986. január 7. és 1987. február 23. között 186 foltnélküli napot jelent. Összehasonlítva a TSI-t a különböző indexekkel (8. ábra), azt találtam, hogy jó közelítéssel az indexek és az irradiancia között lineáris a kapcsolat, de a szórás elég nagy. Mivel ebben az időszakban a TSI mérési pontossága rendkívül nagy, kb. 0,0004% (Pap et al., 1996), ezért az irradiancia-adatok változása elvileg az indexekkel jól modellezhető szoláris változást jelent.

1. Lyman alfa fluxus és Mg II mag-szárny lineáris illesztéssel, 2. Lyman alfa fluxus és Mg II mag-szárny négyzetes illesztéssel, 3. Lyman alfa fluxus és Ca II K fáklyaterület négyzetes illesztéssel, 4. Mg II mag-szárny és Ca II K fáklyaterület négyzetes illesztéssel, 5. Lyman alfa fluxus és Ca II K emissziós ekvivalens szélesség lineáris illesztéssel, 6. Ca II K emissziós ekvivalens szélesség és Mg II mag-szárny lineáris illesztéssel, 7. Ca II K emissziós ekvivalens szélesség és Ca II K fáklyaterület lineáris illesztéssel, 8. Mg II mag-szárny és He I ekvivalens szélesség lineáris illesztéssel.

Összehasonlítottam egymással a közelítő indexeket (9. ábra), hogy használhatóságukra további következtetéseket lehessen levonni:

1-2. A Mg II és a Lyman alfa összehasonlításakor az adatokra illeszthetünk egyenest, de négyzetes görbét is, azaz a köztük lévő kapcsolat nem mutat egyértelmű tendenciát.

3-4. A Ca II K fáklyaterület, sem a Lyman alfával, sem a Mg II-index-szel nem áll lineáris kapcsolatban. Legjobban a négyzetes összefüggés illett rá.

5-6. A Ca II K emissziós index a Mg II és a Lyman alfával lineáris kapcsolatban áll.

7. A Ca II K emissziós ekvivalens szélesség és a Ca II K fáklyaterület-indexek igen laza összefüggésben állnak egymással.

8. A Mg II és He I indexek között lineáris a kapcsolat.

Felmerül a kérdés, hogy az indexek valamilyen lineáris kombinációja kisebb szórást ad-e, mintha csak külön-külön vizsgálnám őket. Ehhez a vizsgálathoz a He I felbontása nem elég finom. A Ca II K emissziós ekvivalens szélesség index esetén pedig túl kicsi lesz a minta a földfelszíni mérések korlátozott száma miatt. Ezért a Mg II, a Lyman alfa és a Ca II K fáklyaterület-indexekkel dolgoztam tovább. Leszűkítettem a vizsgált mintát azokra az esetekre, amikor mindhárom indexre történt mérés, ez 86 foltmentes napot jelentett. Ezen a mintán a teljes irradianciának Mg II indexszel való közelítése 0,089804 W/m² szórással lehetséges. A fáklyaterület-index közelítése 0,090362 W/m², míg a Lyman alfa 0,10209 W/m² szórást ad. 35 különböző lineáris kombinációt próbáltam ki. A három index változási tartományát kb. egy nagyságrendűre transzformáltam a 0 és 10 közötti intervallumra úgy, hogy a középérték 5 legyen. A 10. ábrán látható lineáris kombinációjukra lett legkisebb a szórás (0,082405 W/m²). Érdemes megjegyezni, hogy akkor csökkent a leginkább a szórás, amikor a fáklyaterület-index szerepelt a legnagyobb súllyal a kifejezésben, és a kis súlyú Lyman alfa negatív szorzót kapott.

Ezzel a módszerrel sikerült a szórást egy kicsit csökkenteni, tehát elvileg érdemes az indexek megfelelő kombinációját alkalmazni a fáklyák és kisebb fluxuscsövek hatásának vizsgálatakor. A módszer alkalmazhatóságát csak az befolyásolja, hogy a hiányos mérések miatt a használatósági intervallum nemkívánatos mértékben csökkenhet.

További vizsgálatot igényel a fáklyaterület-index nagy szerepe a szórás csökkentésében. Ebben a mintában láthatóan ez az index közelíti a legjobban a legnagyobb (>1359 W/m²) TSI adatokat. Kérdés, hogy ez az adott mintából eredő véletlen-e, vagy köze van ennek az indexnek a többitől eltérő viselkedéséhez. Ezt a vizsgált időszak kiterjesztésével lehet majd eldönteni.

Mivel a mérési pontosság nagy, a napi közép standard eltérése tényleges fizikai változásokat tükröz. Azt mutatja, hogy a Napon lévő mágneses alakzatok milyen mértékben változtatták területüket és intenzitásukat. Ez azt jelenti, hogy ebben az időbeli felbontásban a modellnek nem a mérési pontossággal kell megközelíteni a TSI adatokat. Ha a modell a szórás két-háromszorosára megközelíti a TSI-t, akkor lehetséges, hogy az órás időfelbontásban pontosan a mért értéket kapjuk. Ezért a modell pontosságának eldöntésére, azt a paramétert választottuk, amely azt mutatja, hogy a mért adatok eltérése a modelltől kisebb-e mint a standard deviáció kétszerese. Ehhez kiszámoltam a TSI eltérését a három index kombinációjára illesztett lineáris modelltől, és ennek abszolút értékét kivontam a standard deviáció kétszereséből. A 11. ábra mutatja az illesztés hibáját, a irradianciamérés napi közepének standard deviációját, 12. ábra pedig a modell hibáját az előbbiek szerint meghatározva a napok függvényében 1986 jan. 1-től számítva. Az ábra szerint a modell sok esetben jó eredményt ad (pozitív vagy a nullát megközelítő értékek), de sok esetben elég nagy eltérések láthatók, amelyek a közelítő indexek mérési hibáival és esetleg használhatóságuk korlátozott mértékével magyarázható.

Összehasonlítottam a San Fernando Obszervatóriumban mért napfoltterületeket a debreceni adatokkal, és azt kaptam, hogy az SFO nagy mértékben alulméri a területeket. Ez jelentősen befolyásolja az ezekkel meghatározott PSI értékeket, és a kontraszt területfüggését, így ezek használata lerontja a TSI modellek pontosságát. Célszerűbb inkább debreceni adatokkal számolni. A napfoltterület-adatsorok összevetéséről készült táblázat azok számára hasznos, akik ezen adatbázisokat számításaikhoz fel akarják használni, hiszen segít kiválasztani, hogy melyikkel dolgozzanak. A területmérés pontatlanságából eredő hibák becsléséhez is információt szolgáltatnak ezen eredmények.

A fáklyák és kisebb fluxuscsövek hatásának vizsgálatát egyszerűsíti, ha nincsenek jelen napfoltok. Ezt kihasználva összehasonlítottam a közelítő indexekeket, és megvizsgáltam, hogy milyen pontosan írják le a TSI változását. Azt találtam, hogy a közelítő indexek lineáris kombinációjának használata javítja a nem-napfolt jellegű mágneses alakzatok hatásainak leírását, pontosabb modellt lehet illeszteni a TSI-re. Becslést kaptam a modell hibájára az 1986-os napfoltminimum idejére.

A munka során felmerültek olyan kérédések (a kontraszt területfüggése, a közelítő indexek és a fáklyaterület-index közötti nem-linearitás), amelyek további vizsgálatokat igényelnek kibővített vagy más időszakra eső adatbázisokon. A munka folytatásaként a modellillesztést kiterjeszthetjük az 1996-os minimumra, és később a ciklus egészére is.
 
 

Elsősorban hálás vagyok témavezetőm, Dr. Baranyi Tünde odaadó segítségéért, munkám támogatásáért, hasznos tanácsaiért. Dr. Ludmány Andrást is köszönet illeti vendégszeretetéért, a napfizikai ismereteim bővítéséért, és a napészlelésekben való részvétel lehetőségének biztosításáért. Külön köszönetemet fejezem ki mindazoknak, akik a dolgozatban szereplő adatok felhasználását lehetővé tették. A kalcium K-vonal észlelési anyagát az U.S. Air Force Phillips Laboratory Sacramento Peak Observatory adattárából merítettem Steve Keil szívességéből; a MgII adatokhoz a NOAA Space Environment Center honlapján jutottam, a NIMBUS7-SBUV, NOAA9-SBUV2, NOAA11-SBUV2, UARS-SOLSTICE és -SUSIM műszerek mérési anyagából valók; a hélium-vonal adatait a Kitt Peak-i National Solar Observatory adattárából vettem Jack Harvey szívességéből, az adatokat az NSF/NOAO, NASA/GSFC és NOAA/SEL-val közösen gondozzák; a Lyman a -adatokhoz a NOAA/NGDC honlapján jutottam, ezek a Colorado Állami Egyetem „Solar Mesosphere Explorer Satellite” - nevű holdjának méréseit tartalmazzák. Az irradianciaadatokért köszönet illeti Claus Fröhlichet és a PMOD/WRC intézetet (Davos, Svájc).
 
 

Baranyi,T., Ludmány,A., Győri,L., Coffey,H.E. 1999 „Comparison of three sunspot area Databases”, ESA SP-448 (Proc. 9th European Meeting on Sol. Phys), 569.

Baranyi T., Győri L., Ludmány A., H. E. Coffey 2001 ”Comparison of sunspot area databases”, MNRAS, megjelenés alatt

Beck,J.G., Chapman,G.A. 1993 Solar Phys. 146, 49

Chapman,G.A. 1994 „Photometric observations of the Sun”, in: The Sun as a Variable Star (IAU Colloq. 143.), eds. J. Pap et al. (Cambridge Univ. Press, Cambridge), 117.

Chapman,G.A., Herzog,A.D., Lawrence,J.K., Walton,S.R., Hudson,H.S., Fisher,B.M. 1992 „Precise ground-based solar photometry and variations of total iradiance” J. Geophys. Res. 97, 8211.

Chapman,G.A., Cookson,A.M., Dobias,J.J. 1994 „Observations of changes in the bolometric contrast of sunspots” Ap. J. 432, 403.

DeLand,M. T., Cebula, R P. 1998 „Solar UV activity at solar cycle 21 and 22 minimum from NOAA-9 SBUV2 Data” Solar Phys., 177, 105

Dezső,L., Gerlei,O., Kovács,Á. 1987 „Debrecen Photoheliographic Results 1977” Pub. Debrecen Obs. Heliogr. Ser. 1.

Fröhlich,C. 1994, „Irradiance observations of the Sun”, in: The Sun as a Variable Star (IAU Colloq. 143.), eds. J. Pap et al. (Cambridge Univ. Press, Cambridge), 28.

Fröhlich,C., Lean,J. 1998a, „Total solar irradiance variations: the constraction of a composite and its comparison with models” in: Deubner,F.L. (ed.) IAU Symp. 185, 89.

Fröhlich,C., Lean,J. 1998b „The Sun’s total irradiance: Cycles, trends and related climate change uncertainties since 1978” Geophys.Res.Lett. 25, 4377.

Fröhlich,C., Foukal,P.V., Hickey,J.R., Hudson,H.S., Willson,R.C. 1991, „Solar irradiance variability from modern measurements”, in: The Sun in Time, eds: C.P. Sonnett et al., (University Arizona Press, Tucson), 11.

Fröhlich,C., Pap,J.M., Hudson,H. 1994, „Improvement of the Photometric Sunspot Index and changes of the disk-integrated sunspot contrast with time”, Solar Phys. 152, 111.

Harvey,J.W., Livingston,W.C. 1994 „Variability of the solar He I 10830 ? triplet” in: Solar Infrared Astronomy IAU Symposium 154, 59.

Heath,D.F., Schlesinger,B.M. 1986 „The Mg 280-nm doublet as a monitor of changes in solar ultraviolet irradiance” J. Geophys. Res. 91, 8672.

Hood,L.L. 1997 „The solar cycle variation of total ozone: Dynamical forcing in the lower stratosphere” J. Geophys., Res. 102, 1355.

Hoyt,D.V., Kyle,H.L., Hickey,J.R., Maschhoff 1992, „The Nimbus 7 solar total irradiance: a new algorithm for its derivation”, J. Geophys. Res. 97, 51.

Johannesson, A., Marquette, W., Zirin, H. 1995 „Reproduction of the Lymana irradiance variability from analysis of full disc images in the CaII K-line” Solar Phys. 161, 201.

Keil,S.L., Henry,T.W., Fleck,B. 1998 „NSO/AFRL/Sac Peak K-line Monitoring Program” Astron.Soc.Pac.Conf.Ser. 140, 301.

Lean,J. 1997 „The Sun’s Variable Radiation and its Relevance for Earth” Ann. Rev. Astron. Astrophys. 35, 33.

Lean, J. L., Rottman,G.L., Kyle,H.L., Woods,T.N., J. R. Hickey, and L. C. Puga 1997 „Detection and parameterization of variations in solar mid- and near-ultraviolet radiation (200–400 nm)” J. Geophys. Res. 102, 29,939

Lee,R.B., Barkstrom,B.R., Cess,R.D. 1987 „Characteristics of the Earth Radiation Budget Experiment Solar Monitors” Appl. Optics 26, 3090.

Maltby,P., Avrett,E.H., Carlsson,M., Kjeldseth-Moe,O., Kurucz,L.R., Loeser,R. 1986 „A new sunspot umbral model and its variation with the solar cycle” Ap. J. 306, 284.

Pap, J. 1992 „Variations in solar Lyman alpha irradiance on short time scales” Astron. Astrophys. 246, 249.

Pap,J.M., Fröhlich,C. 1999 „Variations in the Sun's radiative output” J. Atmos. Solar-Terr. Phys. 61, 15.

Pap, J.M., London, J. and Rottman G.J. 1991 „Variability of solar Lyman alpha and total solar irradiance” Astron. Astrophys. 245, 648.

Pap,J.M., Willson,R.C., Fröhlich,C., Donnelly,R.F., Puga L. 1994 „Long-term variations in total solar irradiance” Solar Phys. 152, 13.

Pap,J.M., Vigouroux,A., Delache,P. 1996 „Study of the distribution of daily fluctuations in observed solar irradiances and other full-disk indices of solar activity” Solar Phys. 167, 125.

Steinegger,M., Brandt,P., Pap,J., Schmidt,W. 1990 „Sunspot photometry and the total solar irradiance deficit measured in 1980 by ACRIM” Astrophys. Space Sci. 170, 127.

Swartz, W. R. 1971, „The Solar Ca II Plage Index”, by Wesley E. Swartz and Regan Overbeck, Pennsylvania State University Ionosphere Research Laboratory Report 373(E), October 8,.

Viereck,R.A., Puga,L.C. 1999 „The NOAA MgII core-to-wing solar index: Constraction of a 20-year time series of solar activity using multiple satellites” J. Geophys Res. 104, 9995.

Willson,R.C., Hudson,H.S. 1991 „The Sun’s luminosity over a complete solar cycle” Nature 351, 42.

Willson,R.C., Gulkis,S., Janssen,M., Hudson,H.S., Chapman,G.A. 1981 „Observations of solar irradiance variability” Science 211, 700.