A napszeizmológia (helioszeizmológia) a Nap belső dinamikus struktúrájának megismerésével foglalkozik.
A szoláris oszcillációk vizsgálata révén nyert frekvenciaadatok lehetővé teszik a hőtani, illetve mágnesességi jellemzők feltárását. Ezek hozzájárulnak a csillagok fejlődésének pontosabb megértéséhez, a hosszú időintervallumokon át ívelő energiatranszport folyamatok feltérképezéséhez. Ilyen például a földi élet számára létfontosságú 11 éves napciklus jelensége. A Nap – fizikai és egyéb jellemzőit tekintve – átlagos csillagnak tekinthető a galaxisban, mégis szubjektív értelemben egyedinek mondható, hiszen relatív közelsége miatt a legjobban megfigyelhető csillag. Ez nem csupán a felszíni, látható attribútumait érinti, hanem a módszerek kifinomultságának fejlődése okán a mélyebb rétegeit, valamint a magot szintúgy. +Fotoszférikus elemgyakoriság a Napban (log NH = 12)Elem neve log N Szén (6C)8,592 ± 0,108 -0,045 + 0,021 + 0,03Nitrogén (7N)7,931 ± 0,111 -0,032 - 0,070 - 0,12Oxigén (8O)8,736 ± 0,078 -0,028 - 0,016 - 0,19Neon (10Ne)8,001 ± 0,069...... - 0,09Magnézium (12Mg)7,538 ± 0,060~ 0 - 0,002 - 0,04Vas (26Fe)7,448 ± 0,082 +0,000 + 0,029 - 0,22 A csillagokat általában sugárzó frekvenciájuk (n,l,m) vagy felszíni reflexiós tulajdonságaik alapján rendszerezik. A Nap belseje két fő részből áll: a belső zónából – ahol az energia sugárzás formájában transzportálódik, illetve a külső konvektív (áramlási) zónából, mely a Nap térfogatának 30%-át foglalja el. Ez utóbbi rész valószínűsíthető módon az oszcillációs (periodikus) zóna is egyben. A gerjesztési mechanizmus sztochasztikus folyamat, mely a gravitációs hullámok 3–10 perces oszcillációs periódusában is nyomon követhető. A kevert amplitúdó periódusának nagyságrendje mintegy 200 ms−1. A napfelszíni oszcilláció rendszerint az abszorpciós spektrum Doppler-eltolódásával követhető nyomon, mely az atmoszféra alacsonyabb rétegeiben keletkezik. Az oszcillációs adatokból nyert információk révén kétféle módon is megközelíthető az ún. szoláris belső struktúra. Az első a rezonancia effektusok vizsgálata, majd az oszcilláció sajátfrekvenciájának meghatározása. A második lehetőség a felszín két vagy több pontján keletkező hullámok terjedési sebességének mérése. A Nap saját vibrációs szintjének frekvenciáit a rendszer energiaspektrumának analízise révén kapjuk meg. A szeizmológiai kutatások alapvető technikái perturbációs analízisek folyamata, mely integráns információs kapcsolatot tart fenn az oszcillációs adatok és a Nap belső struktúrája között. Ezeket a jellegzetességeket ezután egy lineáris inverziós technikával, például a legkisebb négyzetek módszerével összesítik. A helioszeizmikus inverzió, valamint a struktúra inverzió nagy mennyiségű adathalmazzal dolgozik, ezért a megfelelő algoritmusok alkalmazása nagyon fontos.
Napneutrínó probléma bélyegkép|232x232px|Négyzetes hangsebesség anomáliák a Napban, két standard modellel összehasonlítva
Az elmúlt évtizedben számos próbálkozás született, hogy a már meglévő standard modellek alkalmazhatóságát teszteljék. Az első ilyen jelentős eredmény Dalsgaard és mts-ainak helioszeizmikus analízise (1985) volt, melyben a Nap belsejében esetlegesen végbemenő hanghullámok terjedését modellezték. A kísérlet eredménye alapján minden kétséget kizáróan bebizonyosodott, hogy az általános napmodell elfogadott sémája igen jól közelíti a valóságot. A napszeizmológia ennek okán több tudományos dilemmának is a megoldását adta meg, például az ismert napneutrínó-problémának. A Napból származó óriási energia a hatalmas nyomás- és sűrűséggradiensnek köszönhető – melynek révén az atommagok a jelentős elektrosztatikus taszítóerőt is képesek legyőzni. Nagyon hosszú időtávlatban egyszer előfordul, hogy egy proton egy másik protonhoz elég közel kerüljön ahhoz, hogy egy ún. inverz béta-bomlás menjen végbe. Ennek következményeként egy neutronná alakul át, mely egy másik neutronnal deuteront képez. A deuteron könnyen kölcsönhatásba kerülhet a mindenütt jelenlévő protonokkal, s ilyen módon egy 3He-at alkot. Végeredményben 4 hidrogénatom fuzionál 4He-sé. A felszabaduló energia -sugárzás, valamint neutrínók () formájában távozik a rendszerből. Ezen nagy energiájú neutrínóknak a száma a megfigyelések során sokkal kevesebbnek bizonyult, mint az várható lett volna. Ennek egyik oka az, hogy a magból származó neutrínók kölcsönhatásba lépnek a magot alkotó atomokkal és olyan neutrínókká alakulnak, melyek nem detektálhatók.
Szoláris oszcillációk A Nap külső 1/3-a egy termodinamikai értelemben meglehetősen instabil részt alkot, a konvekciós zónát. Az oszcillációk turbulens konvektív hőáramok által generált, sztochasztikus jellegű folyamatok. Bár a nagy gerjesztéses mechanizmusok – mint napflerek – is szerepet kapnak az említett eseményekben, nagyobbrészt inkább a kisebb nagyságrendben, de állandóan zajló mélységi konvekciós anyagáramlások a meghatározóak. A Nap belső tömege hőegyensúlyban lévőnek tételeződik, melyben a nyomás és a sűrűség perturbációja (zavaró egymásra hatás) adiabatikus kapcsolatban áll. Magas frekvenciatartományban, egyensúlyi állapotban a nyomás által létrehozott erőhatások egyenlítik ki a kisebb perturbációkat, ezzel akusztikus hullámokat generálva. A hullámok terjedése hangsebesség körüli, amely attól függően, hogy a Nap belsejében hol gerjesztődik, hozzávetőleg , ahol az első adiabatikus exponens. A nyomás jó közelítéssel: , ahol T a hőmérséklet, a gáz átlagos molekulasúlya, vagyis . A vertikális irányban terjedő hullámokat kivéve a belső tér felé propagálódó hullámok egy bizonyos mélységben megtörnek. A felszín közelében az attól a felszín irányában távolodó hullámok szintén eltérülnek a felszín közeli élesen változó rétegzettség következtében. A rezgések sajátfüggvényének horizontális összetevője gömbi harmonikus függvényekkel reprezentálható - - melyben l (l>0) és m (-l < m < l) rendre az oszcilláció foka és azimutális rendje. A Nap sugárirányban generálódó oszcillációjának sajátfüggvénye három n kvantumszámmal jellemezhető, és leginkább a nóduszok számával jellemezhető, a Nap belsejétől egészen a felszínig. Ilyen például a nyomás perturbáció sajátfüggvénye. Ebből következően minden rezonancia frekvencia három kvantumszámmal jellemezhető, ezt az rövidítéssel jelöljük, mely tulajdonképpen n-nek monoton növekvő függvénye.
Teljesen gömbszimmetrikus határesetben a frekvencia függetlenné válik -től, ugyanakkor valós esetben a rotáció ezt az elfajuló tendenciát megtöri. Hosszabb időintervallumokban, vagy aszfericitás esetén szintén sérül ez a szimmetria. Azonos és értékek, de különböző -ek esetén multiplet (többszörös) színképvonal jön létre: . Nagy frekvenciájú oszcillációk pozitív n értékekkel rendszerint akusztikus oszcillációkat képeznek, míg az alacsony frekvenciájúak negatív n-ekkel ún. gravitációs oszcillációkat. Létezik egy intermedier (köztes) frekvenciatartomány, esetén, mely az f-oszcillációt (alapharmonikus) jelenti.
A Nap rétegződése A belső architektúra megfelelő analízise az észlelt frekvencia– illetve Doppler ingadozások Fourier-transzformáltjának térbeli projekciójával kezdődik. Ezt követően inverziós módszerekkel vagy más illesztési eljárással lehet következtetni a belső szerkezeti anomáliákra (Gough, 1996). Közvetlen a helioszeizmikus adatokból történő információnyerés egyik jellemző példája volt a hangsebesség ingadozásainak méréséből történő, a Nap helyzetére való következtetés. A mélység előrehaladtával nő a hangsebesség, valamint a hőmérséklet is, melyek mindegyikéből közvetlenül a szerkezeti sajátságokra lehet következtetni. A Nap mélységi rétegében a hő- és anyagtranszport hősugárzással megy végbe, viszont a felszíni rétegekben konvekcióval. Dalsgaard szerint a hangsebesség második deriváltja 0,7 naprádiusznál történő inflexiója jelzi a belső, sugárzó és a külső konvektív zóna közti átmenetet. A konvekciós zóna alatt a hőmérséklet-gradiens és a hang terjedési sebessége többnyire az opacitásnak a függvénye. Hangsebesség anomáliák mutatkoznak továbbá az energia-generáló mag külső részén és a konvekciós zóna alatti részén, mintegy 0,2 rN-nél.
Belső rotáció A konvekciós zónában a belső rotáció alapvetően a szélességi körök szerint változik, mintsem a mélységgel. Alacsonyabb szélességi kör mentén a forgás gyorsabb, periódusideje 25 nap, míg magasabb szélességi kör esetén 30 nap. Ezen kísérleti tapasztalatok egyeznek a korábbi felszíni rotációra vonatkozó spektroszkópiaimegfigyelésekkel, továbbá a mágneses jelenségek periódusával, mint például a napfoltok. Azt lehet tehát mondani, hogy a csillagok dinamikáját közelítő modellek – melynek alapján a rotációs sebesség a konvekciós zónában a forgási tengelytől való távolságtól függ – helyesnek bizonyultak. A konvekciós zóna bázisánál a szélességi körtől függő rotáció enyhe átmenetet mutat a szélességi körtől független rotációtól. Ezt tachoklinnek vagy tachoklin zónának nevezik, melyről úgy gondolják, hogy a Nap mágneses terének – vagyis a 11 éves napciklusnak – a generálója (Bushby, Mason). Charbonneau (2000) számításai szerint ezen zóna pontos helye a legalacsonyabb szélességi körnél 0,693 ± 0,004 rN, szélessége 0,04 rN. A kezdeti napmegfigyelések nyomán létrejött első néhány modell feltételezte, hogy a mag jóval nagyobb szögsebességgel forog, mint a felszíni részek. Ez a hipotézis a legújabb kori szeizmikus vizsgálatok alapján már nem állja meg a helyét.
A mozgás hosszú időperiódusú elemzése során kiderült, hogy 1,3 éves periodicitással a forgás sebességében ingadozások észlelhetők. Ezek alacsonyabb szélességi kör mentén, a mélyebb konvekciós zónában tapasztalhatók, a tachoklin közelében. Ugyanakkor az megállapítható, hogy a közvetlen kapcsolat ezen ingadozások, valamint az aktivitási ciklusok közt még nem bizonyított.
A helioszeizmológia néhány vonatkozása bélyegkép|229x229px|Rotációs frekvenciák kontúrvonalai (nHz-ben) a Nap belsejében
A Nap makrorendszer szintű oszcillációs jellege egy korábban még példa nélkül álló eljárást tett lehetővé a szeizmológia területén, annak ellenére, hogy a módszernek vannak korlátai. Különös tekintettel mondható ez el a belső szerkezeti jellemzők longitudinális rezgésekre való érzékenységére. A pontosabb elemzés tekintetében vezették be az ismertebb gyűrűanalízist. A hullámok terjedését a meghatározott lokalizált egységek hullámszámának vízszintes komponenseinek függvényeként értelmezhetjük. Ahhoz, hogy megfelelő felbontást kapjunk, ezen területegységek nagyságát kb. 2×105 km-nek veszik.
A legújabb kutatások során fény derült mind a zonális, mind a meridionális áramlatok jellegzetességeire. Ilyen jellemzők például a konvekciós zóna közelében a nyíró rétegben lévő áramlási mintázatok jelenléte. Ezen folyamatok nemcsak térbeli eltéréseket mutatnak, hanem időbeli ingadozások is jellemzik, mely néhány naptól több éves periodicitást is mutathat (Haber és mts-ai). A hosszabb periódusidejű mintázatok ingadozása érdekes módon a mágneses aktivitással korrelál. Az aktív régiók valószínűleg a konvergens- és szubdukciós zónák részei lehetnek. Szoláris minimum idején a nyírási zónában megfigyelhető meridionális áramlatok döntően a pólusok irányába tartanak. Ez az északi féltekén figyelhető meg, a déli féltekén a meridionális áramlás iránya változatlan marad. Egy másik ismertebb technika az ún. távolság-idő helioszeizmológia, melyben a hullámok terjedési sebességének lokális ingadozásait veszik alapul a mélyebb rétegekben végbemenő cirkulációk jellegének megadásához. Ez sokkal precízebb vízszintes feloldást tesz lehetővé, mint a korábbi technikák.