A naptevékenység állandó és nagymértékű hatással van a Nap plazmájára és töltött részecskéire, melyek állandó kölcsönhatásban vannak a Föld mágneses terével. Ezek a hatások és változások felelősek az űridőjárásért, amely hosszú távon befolyásolja a földi éghajlatot és azokat a fejlett technológiákat is, melyektől erősen függ mindennapi életünk. Éppen ezért nagy jelentőséggel bír, hogy megértsük a napdinamó működését, vagyis azt, hogy a Nap kiterjedt és komplex mágneses tere miként jön létre, és nagy pontossággal előrejelezzük a jövőbeli napciklusokat.

A Babcock-Leighton dinamók kétségtelenül a legjobb példái a fluxus-transzport dinamóknak. Az utóbbi években jelentősen megnőtt a naptevékenység előrejelzésére irányúló napfizikai kutatások iránti érdeklődés. A széles körben használt Babcock-Leighton fluxus-transzport dinamó modellek sikeresen reprodukálják a napciklus számos tulajdonságát, beleértve a napfoltok egyenlítő irányú vándorlását, a poloidális tér pólus irányú driftjét és toroidális és poloidális tér közötti fáziseltérést. Az észlelések ezeket a modelleket viszonylag jól alátámasztják. A Babcock-Leighton dinamó modellek képesek a kiterjedt naptevékenység hosszútávú előrejelzéseire, és képesek meghatározni a földi éghajlatot befolyásoló tényezőket is, illetve dinamikai rendszerben képes reprodukálni a Napon megfigyelhető torziós oszcillációkat.

A 2D-s Babcock-Leighton modellek azonban nem képesek kellő pontossággal modellezni a napciklus hosszúságfüggő tulajdonságait. Rengeteg megfigyelés létezik arról, hogy a hosszúságtól függő tulajdonságok hogyan változnak a napciklussal. Több, mint fél évszázada tudjuk, hogy az aktív régiók a korábbi és a jelenleg is meglévő mágneses fluxus helyéhez közel jelennek meg. Ezeket a preferenciális longitudinális napi aktivitást, amelyet általában aktív hosszúságnak neveznek, megfigyelhető néhány hűvös csillagban, aktív csillagokban és fiatal szolár analógokban Ezeket a napaktivitás által preferált hosszúságokat hívjuk aktív hosszúságnak, amelyeket a Naphoz hasonló törpecsillagokon, hideg csillagokon és aktív csillagokon is megfigyeltek már. Elsősorban a napciklusok hosszúságfüggő tulajdonságainak reprodukálására fejlesztünk ki egy 3D-s Babcock-Leighton fluxus-transzport modellt.

A nap- és űrfizika egyik legfontosabb kutatási területe a plazmafűtés. A fizikai folyamatokat, amelyek létrehozzák és fenntartják a Nap és a csillagok légkörében megfigyelt magas hőmérsékletet, eddig több, mint három évszázadon át tartó erőfeszítések ellenére se sikerült még megérteni. Kulcsfontosságú az, hogy a napfelszín, az úgynevezett fotoszféra hőmérséklete körülbelül 2-3 nagyságrenddel kevesebb, mint a feltte lévő mágnesezett plazma hőmérséklete (az úgynevezett kromoszféra, az átmeneti régió és a napkorona). Minél magasabbra emelkedünk a légkörben, annál melegebb lesz, ugyanakkor ezzel egyidőben a Nap plazmája egyre inkább mágnesezettebb lesz a Nap felszínétől a külső rétegek felé haladva. Ez a folyamatosan és gyakran kitörő forró és mágnesezett naplégkör alapvetően befolyásolja az űridőjárás viszonyait és a földi életet.

A plazma-fűtési folyamatok megértése érdekében elméleti (mind numerikus mind pontos analitikai módszerek), mind megfigyelési tanulmányokat (földi és műholdas küldetések) végeznek, ahol a mágneses tér és a plazma kölcsönhatását vizsgálják. Az utóbbi években egyre nagyobb figyelmet szentelnek a naplégkörben található mágneses mechanizmusok a vizuális felbontóképesség részleteinek bemutatására, mivel a napfizikusok megvalósították, hogy az egész Nap-Föld rendszert egyedülálló fizikai rendszernek tekintsék, ahol a mágnesezettség "összekötő" szerepet játszik a dinamikai plazmával együtt. A közelmúltban megvalósított másik szempont az, hogy milyen fontos szerepet játszik a Nap az űridőjárás befolyásolásában, azaz a Föld körül a plazma állapotában.

Ezen túlmenően, a plazma befagyása finomságának és a plazma dinamikájának megértésése magas hőmérsékleten szintén erősen kötődik a modern fúziós fizikához és annak ipari alkalmazáshoz. Egy multidiszciplináris kutatási megközelítés (beleértve a magneto-hidrodinamika (MHD) módszereit és eszközeit, az alkalmazási folyadékdinamikát (CFD), a matematika és a statisztikai módszereket) közvetlenül érinti a szoláris magnetoseizmológia (SMS) új todományágának felemelkedése. Az SMS eszközeinek köszönhetően nemcsak a Nap mély, a felszín alatti belső területeit figyelhetjük meg, hanem ezzel párhuzamosan a légkörét és a plazma nagyon nagy sebességű áramlatait, amelyek folyamatosan kitöltik a bolygóközi teret a Naprendszerünkben.

A napfoltcsoportok térbeli eloszlása nem egyenletes. Létezik egy észlelhetően kiemelkedő aktivitást produkáló naprajzi hosszúság. Az aktív hosszúság jövőbeli pozíciójának megjósólásával lehetővé válik a jelentős fler és koronyaanyag-kidobódást produkáló aktív régiók előrejelzése. Az aktív régiók és napkitörések időbeli mintázatai szintén segíthetnek az űridőjárás előrejelezhetőségének vizsgálatában.

A napkitörések oszcillációs mintázatainak vizsgálata szintén egy kiemelt téma, leginkább a kis energiájú napkitörések időbeli viselkedésének tanulmányozása. Ezek a napkitörések különböző oszcillációs periódiusokat produkálnak, ami nap atmoszférájának oszcillációs tulajdonságaira enged következtetni.

Fejlesztünk egy új, automatikus és valós idejű napfolt katalógusnak. A program felismeri, feldolgozza és tárolja a külöböző jelenségeket a Napon. A katalógus publikusan elérhető lesz és a legfontosabb információkat fogja tartalmazni, többek között napfoltok térbeli és alaktani tulajdonságai.

A kromoszférában több különböző méretű és dinamikájú jelenségeket lehet megfigyelni. Ezek közül az egyik legjobban ismertek a szpikulák, melyek 7000-8000 km hosszúságú és 10-12 perc élettartamú anyagkilövődések (jetek) mind a Nap korongjának a szélén, mind a korong közepén. Egyik kutatási témánk a jetek nagyobb "testvéreinek", a makroszpiláknak a statisztikus vizsgálata. Méretük (60000 - 70000 km) és élettartamuk (közel fél óra) alapján komoly potenciállal rendelkeznek hogy energiát és momentumot szállíthasson fel a Nap légkörének felső tartományába, a koronába. Célunk, hogy a makroszpikulák keletkezéséről és evolúciójáról pontosabb képet kapjunk és hogy felderítsük a kapcsolatukat a napciklussal (a Nap aktivitásának közel 11 éves változása). Egy több év hosszúságú adatbázist hozunk létre a Solar Dynamics Observatory műhold adatai alapján.

A szoláris tachoklína tanulmányozásának kulcs szerepe van a Nap globális dinamikájának megértésében. A tachoklína, amint azt a helioszeizmológiai mérésekből tudjuk, a differenciálisan rotáló konvetív zóna és a mereven forgó radiatív belső közötti határrétegben helyezkedik el, a rádiusa legfeljebb 0.7-szerese a Nap sugrának. A tachoklína vastagság a Nap sugarának 2%-5% között van. Ez a réteg ott helyezkedik el, ahol a radiális hőmérsékleti gradiens szubadiabatikus gradiensből a konvektív zónára jellemző adiabatikus gradiensbe megy át.

A szoláris dinamó modelljei számára különösen fontos a belső szélességi differenciál-rotációs profil rekonstrukciója. A tachoklína jellemző paramétereinek szélességi és időbeli változásai szintén különösen fontosak a modellek felépítésében. A szoláris tachklínában erőteljes toroidális tér is tárolódik, amely valószínűleg az erős, a napfoltokban megfigyelhető fotoszférikus térnek a forrása, akárcsak a Nap felszínén és afelett megfigyelhető mágneses aktivitás számos megnyílvánulásának. Azért tanulmányozzuk a globális HD/MHD instabilitásokat a szoláris tachoklínában, hogy megértsük a globális magnetohidrodinamikai folyamatokat a nyírási rétegben és ezek hozzájárulását a napaktivitás és napciklus számos tulajdonságához.

Napunk légköre dinamikus és inhomogén közeg, amelyben a mindenütt jelenlévő mágneses terek, valamint a plazmával történő kölcsönhatásaik változatos méretskálákon hullámjelenségeket hoznak létre. A plazma illetve a mágneses teret jellemző erővonalak viselkedése és kölcsönös egymásra hatása a magnetohidrodinamika (MHD) segítségével vizsgálható és írható le matematikailag.

Elméleti oldalról már a huszadik század második felében kialakult a meggyőződés, miszerint a Nap légkörében, mindenekelőtt a koronában létezniük kell magnetohidrodinamikai hullámoknak. Az utóbbi másfél-két évtizedben, ahogy mind a képalkotó-, mind a spektroszkópiai műszerek tér- és időbeli felbontása látványosan növekedett, megfigyelési eredmények is igazolták az elméleti várakozásokat: az atmoszféra több rétegében, jelenségében (pl. koronahurkokban, protuberanciákban) kimutatták az MHD hullámok különféle típusainak (gyors, lassú, Alfvén) jelenlétét.

A szoláris MHD hullámok iránti elméleti és gyakorlati érdeklődés a napkutatás alapvető kérdéseivel függ össze. Megmagyarázhatják ugyanis, honnan és hogyan jut elegendő energia az alsóbb rétegeknél jóval forróbb koronába, hogy annak több millió kelvines hőmérséklete fenntartható legyen.

Egy másik megfontolás, ami az MHD hullámok vizsgálatára sarkallja a tudományos közösséget, a szoláris magneto-szeizmológia gyakorlásának lehetősége. Általános érvénnyel elmondható, hogy egy közeg fizikai és geometriai tulajdonságai határozzák meg a benne terjedő hullámok jellemzőit. Ennek köszönhetően pedig a hullám maga információt hordoz a közegről, amin keresztülhaladt. Tehát hullámjelenségekről nyert mérési eredményeknek az elméleti leírásból származó összefüggésekkel történő összevetése által következtetni tudunk a közeg (jelen esetben a naplégkör valamely rétegének vagy struktúrájának) közvetlenül nem, vagy csak nehezen mérhető fizikai paramétereire (így például mágneses térerősségekre).